Добавил:

ivanov666 Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.

Вуз:

Башкирский Государственный Аграрный Университет

Предмет:

[НЕСОРТИРОВАННОЕ]

Файл:

книги из ГПНТБ / Уралов С.С. Общая теория методов геодезической астрономии

.pdf

Скачиваний:

Добавлен:

25.10.2023

Размер:

12.09 Mб

Скачать

☆

<<< < Предыдущая 1 2 3 4 5 6 7 8 910 / 2710 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 > Следующая >>>

Долготу пункта и составляющую і] вычисляют по известным формулам

X" = Х0 - f	г/Ср sec ф,	с весом	pv	= ру	cos2 ф;	г\|* = уср -\|-
	- j - 15 (A,0— L ) s	совф, с	весом		рч- = р,,	;	(4.28)
							(4.28)
/?г>/ =	- i - m„ sec ф,	т , ' = I /		-\|- 1 5 2 m l cos2 ф

Для определения поправок хронометра вычисляют значение г/с р из наблюдений коротких серий, состоящих из К пар звезд, замкну тых приемами радиосигналов времени. Формулы для вычислений имеют вид

и = и0 — -jL- г/с р secф в момент X, тУ'^ —

	ти — -уг- ?%ср sec ф,	с весом	рн	= Pi/C p cos2 ф.	(4.29)
Пример	определения долготы	пункта	из	наблюдений пар	звезд
в вертикале меридианной миры приведен				в табл. 38—40	прило
жения	16.
	4. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ДОЛГОТЫ ПО РАЗНОСТИ
	ИЗМЕРЕННЫХ ГОРИЗОНТАЛЬНЫХ			НАПРАВЛЕНИЙ
	ПАР ЗВЕЗД В МЕРИДИАНЕ

В данном способе, вместо наблюдений прохождений звезд в вер тикале меридианной миры, измеряют горизонтальные направления Л",- на светила в моменты их кульминаций. В целях сокращения про межутка времени, необходимого для неизменного положения ин струмента по азимуту, звезды группируют попарно. Чтобы опреде лить долготу (время) с максимальным весом, звезды в каждой паре

на основании (1.51) необходимо выбирать по разные	стороны	от
зенита, на малых (z < ; 40°) и близких между собой (\| zs—zN \ <		10°)
зенитных расстояниях.
Для современных прецизионных универсальных инструментов
ошибка многократного визирования на миру с помощью	подвижной

нити контактного микрометра примерно равна случайной ошибке отсчета по горизонтальному кругу. Поэтому, полагая, что влияние всех других источников ошибок в обоих способах одинаково, можно считать, что определения долготы (времени) из наблюдений звезд в вертикале меридианной миры и данным способом по точности будут

примерно	равноценны. Измерение горизонтального	направления
на каждую	звезду производят при двух положениях	инструмента

(KJI и КП). При этом возможны две равноценные методики наблю дений:

на искусственной большой коллимации подвижной нити кон тактного микрометра;

с расчетом углов встречи А А, симметричных относительно ме ридиана.

Наблюдения пар звезд в каждый вечер периодически, не реже, чем через два часа, замыкаются приемом радиосигналов времени.

Для измеренных горизонтальных направлений каждой пары звезд, на основании (1.25), имеют два уравнения поправок вида

ДМ^ — ctg zNy

vN,

весом

= sin 2

zN,

ctg z s y

-f- l s

vs,

весом

sin2zs,

(4.30)

IN, S = AQN

-f- 8ANt

- j - А^4(шк+мх)Лт s

- r MN

—

N'N<S.

А з и м у т ы / ! ^ s и часовые углы t0N

вычисляют по формулам (4.12).

Из решения уравнений (4.30), при

отсутствии

избыточных измере

ний, получим

где

(4.31)

^°N,

S =

^ON,

S +

й-Ап,

s + АЛ(Шк-Мх)Л гі s -

Формулу (4.31)

для

вычисления

у можно

также

представить

в виде

c t g z ^ + c t g z s

•

К • I

Веса полученных значений неизвестных, при близких зенитных

расстояниях звезд пары, практически	определяются формулами
ру = [cos2 z], pMN--=	[sin2 z\.

Уравненное значение ycp из наблюдений п пар звезд и его сред няя квадратическая ошибка вычисляются по формулам (4.26) и (4.27).

Вычисление уравненных значений Я/, і) и и и оценку их точности производят по формулам (4.28) и (4.29). Из формул (4.31) следует, что в разности ( N ' N — N ' S ) будет исключено влияние систематических и случайных ошибок диаметров круга, которые для данного способа являются общими для обоих измеряемых направлений. Если звезды в парах имеют близкие зенитные расстояния, то в разности измерен ных направлений практически исключается влияние погрешностей цапф, бокового гнутия трубы, систематических ошибок в определе нии наклонности горизонтальной оси и других систематических ошибок, действующих на результаты измерений в функции зенитных расстояний светил.

Поэтому рассматриваемый способ, как и способ определения долготы по наблюдениям пар звезд в вертикале меридианной миры, принципиально должен давать высокие по точности результаты.

5. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПОПРАВКИ ХРОНОМЕТРА И ДОЛГОТЫ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ПРОХОЖДЕНИЙ ЮЖНЫХ ЗВЕЗД В ВЕРТИКАЛЕ ПОЛЯРНОЙ (СПОСОБ ДЕЛЛЕНА)

В этом способе, разработанном пулковским астрономом Делленом в 1864 г. [171, вертикалом, служащим для наблюдений про хождений южных звезд, является переменный вертикал, соответ ствующий вертикалу Полярной в средний момент ее наблюдения. Азимут Полярной для шпрот до 75° не превышает 3,5°, вследствие чего этот переменный вертикал всегда близок к меридиану. Наблю дения Полярной служат для определения азимута вертикала ин струмента, в плоскости которого наблюдается прохождение южной звезды.

Из наблюдений южной звезды с известным азимутом инструмента выводится значение поправки хронометра. Наблюдение каждой пары звезд занимает 8—10 мин, в течение которых можно не опа саться азимутальных сдвигов инструмента. Способ основан на на блюдениях ярких звезд, что обеспечивает его успешное применение в высоких широтах в период Полярного дня. В настоящее время способ Деллена рекомендуется Инструкцией [27] в качестве ос новного способа для определения времени и долгот пунктов в широ тах, превышающих 65°. Сам Деллен разрабатывал этот способ для наблюдений с переносным пассажным инструментом. Методика наблюдений универсальным инструментом с контактным микро метром разработана в ЦНИИГАиК А. П. Колупаевым [33].

Известная методика	изложения теории способа Деллена [17,
12, 33, 38] неоправданно	сложна.

С позиций общей теории основы этого простого способа базируются

на следующих		положениях.
С у щ н о с т ь		с п о с о б а	с о с т о и т		в и з м е р е н и и
м а л о г о г о р и з о н т а л ь н о г о				угла	Q" между	плоско
стями вертикалов Полярной и южной				звезды	в с р е д н и е	м о
м е н т ы	их наблюдений TN и		Ts.	здвезд в	вертикале местного
Так	же как	и при наблюдениях

предмета, который в данном способе заменяет Полярная звезда, измерение малого горизонтального угла Q' может быть произведено без отсчетов горизонтального круга инструмента. На основании формулы (4.1) малый горизонтальный угол Q' между плоскостями вертикалов Полярной и южной звезды может быть найден из следу

ющего	выражения:
	<?" = [(ML	-10)$	esc ZLN	- (MR	-	Ю)°б esc zRt	N]	~ + .
+	bit-j- ctg zN	+ cqN	+ AN^N -	(bs	- i	ctg zs + cqs	+	AN^S) (4.32)
или

Q' = AM + AbN + cqN - Abs +

г д е

AM =	{{ML- 10)u5	esc z	% -	(MR - W)°6 csc zRi N]	4
		Abx =	bN^- c t g z N ,
Abs	= bs^ctgzs,	c?s	=	0, А<?ц = ANm — A i V 4	s .

Спитая Полярную обычной северной звездой, для каждой пары, составленной из Полярной и южной звезды, будем иметь два урав нения вида (4.30). Решение этих уравнений может быть осуществлено как методом приближений, так и обычным путем. В последнем случае значение у из наблюдений каждой пары звезд может быть вычислено по формуле (4.31) или (4.31)', т. е.

	s i l l Z j t f S i l l Z c ,		,
	У = 1 п ( ^ + , д )		№ „ - А о а ) - № - Щ
или
	C t g Z ^ - j - C t g Z g				'
Для измеренного малого горизонтального угла QI можно положить
		ф +180 ° =			(#s
тогда
Ш=	o t g z N { + c t g %				,	с	весом	Ру^^а [cos2 Z/].			(4.33)
Уравненное значение уср			из	наблюденй п				пар звезд		получаю т
как среднее весовое по формуле (4.26).
Поправка	часов	и долгота		пункта			вычисляются		по	формулам
и = U,Q -\—уСр		sec ф в момент			X,	с	весом	ра — ру	соз2 ф;		(4.34)
Г	^ О +	^ г / с р в е С ф ,		С	ВеСОМ		Рх' =	РуСр COS2 ф.

Оценка точности производится по известным формулам теории ошибок (4.27)-(4.29).

Пример определения поправки хронометра по способу Деллена с вычислениями по формулам общей теории дан в табл. 41—43 при ложения 17.

Журнал наблюдений в указанном примере заимствован из трудов ЦНИИГАиК. вып. 148. Там же дан пример вычислений по методике ЦНИИГАиК.

6. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВРЕМЕНИ (ДОЛГОТЫ) ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ЮЖНЫХ ЗВЕЗД

ВВЕРТИКАЛАХ СЕВЕРНЫХ ЗВЕЗД

В1880 г. военный геодезист Д. Д. Гедеонов разработал способ определения поправки часов из наблюдений пар звезд в меридиане без применения меридианной миры и без отсчетов горизонтального

круга [16].
В этом способе наблюдение северной и южной звезд каждой
пары производится при неизменной по азимуту установке инстру
мента, причем каждая звезда наблюдается
только при одном положении вертикального
круга. В этом случае			в уравнениях	поправок
появляется дополнительное неизвестное — кол
лимационная ошибка с и, кроме того, для ка
ждой пары звезд будет свое значение азимута
инструмента	а,	отличное от азимутов других
пар. Для совместного определения и, с, а1					и	а 2
необходимо	выполнить		наблюдения	двух	пар
(«четверки»)	звезд при двух положениях				гори
зонтальной	оси	инструмента — окуляр			Е	и


	окуляр W. Оценивая способ Гедеонова, следует
	отметить,		что:
	подбор		звезд	четверками	часто	приводит
	к непроизводительным затратам времени на их
	ожидание;
	подобрать четверки звезд из ярких составля
	ющих в течение ограниченного промежутка
	времени	довольно		трудно;
	необходимость введения в уравнения по
	правок	дополнительных неизвестных				приводит
	к снижению точности определения времени;
	наблюдение каждой звезды только при одном
	положении инструмента приводит к возрастанию
влияния	некоторых систематических			инструментальных		ошибок,
не исключаемых данной методикой наблюдений.
Вследствие указанных недостатков способ Гедеонова не нашел
широкого	практического применения.
Недостатки способа Гедеонова можно устранить, если наблюдение
каждой звезды, составляющей пару, производить					при двух	положе

ниях универсального инструмента (КЛ и КП). Применение такой методики оказывается возможным, если наблюдение южной звезды

каждой пары производить в вертикале			северной звезды, вблизи
ее	нижней кульминации [35]. Примерная		схема	наблюдений пары
звезд показана на рис.		4 и выглядит слудующим		образом:
	наблюдение моментов прохождений северной звезды в положении
IN,	КЛ;
	перевод трубы через зенит, наблюдение прохождений южной
звезды в положении Is		КП;

наблюдение прохождений южной звезды в положении I I S КЛ; перевод трубы через зенит, наблюдение прохождений северной

ЗВеЗДЫ	В ПОЛОЖеНИИ Iljy	КП.
В	каждом положении	инструмента определяется наклонность

горизонтальной оси по отсчетам уровня. Уровень при наблюдениях звезд.пары можно не перекладывать.

Возможность применения указанной методики наблюдений осно вана на разности скоростей видимого двшкения северной и южной

звезд

по

их

суточным параллелям,

вследствие чего

промежуток

Тц8

— Тц

оказывается существенно меньше промежутка TuN

—

^iN-

Средние

моменты

наблюдений северной

— — ^ — —

и юж-

+TS

ной

— — ^

звезд вблизи меридиана будут отнесены

плос

кости

одного

и того же вертикала. Значение у1 для

каждой

пары

звезд

может

быть вычислено

по

формуле

(4.33)

M o j Y H - l 8 0 0 - . 4 0 s . ) + (?-

c t g % + c t g Z l

' ° В Є С 0 М

^ - [ С 0

5 2

^ * -

в которой

Qi =

(bjv -j

ctg zN —

bs-тг ctg zs)

( Д Л ^ -

ANns);

(4.35)

азимуты

звезд

вычисляются

со

средними

моментами

наблюдений

TN и Ts.

Вычисление

уравненных значений

уср,

и,

V ,

т) из наблюдений

пар звезд и оценку точности производят так же, как в способе Деллена. Подбор звезд парами осуществляется значительно проще, чем четверками. Специальные исследования показывают, что для высо ких широт обеспечивается достаточное количество пар ярких звезд. Способ должен давать высокие по точности результаты, так как наблюдения здесь не связаны ни с отсчетами горизонтального круга, ни с отсчетами окулярного микрометра.

Пример определения долготы пункта из наблюдений южных звезд в вертикалах северных звезд дан в табл. 43—44 приложения 17'.

§ 21. ОБ ОПРЕДЕЛЕНИИ АЗИМУТАЛЬНОЙ ЛИЧНО-ИНСТРУМЕНТАЛЬНОЙ РАЗНОСТИ

В главе 1 были рассмотрены общие положения об определении лично-инструментальной разности и ее учете при определениях долгот полевых пунктов и геодезических азимутов направлений.

Принципиально определение лично-инструментальной разности на основном пункте должно выполняться по той же методике и при тех же условиях выбора звезд, что и при определениях долгот и азимутов на полевых пунктах.

* Точное значение веса ру( вычисляется по формуле (4.14)

Указанное положение не вызывает никаких затруднении в во просе установления методики определения лично-инструментальной разности и ее зачете в долготах пунктов.

Что же касается определения лично-инструментальной разности для ее учета при определениях геодезических азимутов, то этот вопрос в настоящее время еще не решен и подлежит тщательному исследованию. Сущность проблемы состоит в том, что выгоднейшие условия выбора звезд для непосредственного метода определения геодезического азимута резко отличаются от выгоднейших условий определения постоянной составляющей дТ лично-ипструментальной ошибки.

В целях отождествления условий наблюдении звезд при опре делении азимута с условиями определения лично-инструментальной разности Инструкция [27] рекомендует определять последнюю из наблюдений звезд на больших зенитных расстояниях (50—75°).

Подобное		решение указанной проблемы нельзя признать удачным,
так	как	ошибка определения лично-инструментальной разности
при	таком	выборе звезд будет весьма большой.

Действительно, на основании (1.114) ожидаемую ошибку опре деления лично-инструментальной разности можно представить в виде

mdT = ±-MB	sec ф = - L	_ J i £ £ £ i L .	( 4 . 3 6 )
1°	1 э	cos z C p y 71

Полагая для двухсекундного универсального инструмента с кон

тактным микрометром минимальное значение							ц = ± 0 , 8 " , для ши
роты Москвы	(ф =	55°45') из наблюдений одной пары звезд на сред
нем зенитном	расстоянии		z c p	=	b0°	получим
			ш а г	= ±	0,13s !,
а для двухчасовой		серии	из	4—5	пар	підт =	±0,07 s !

Учитывая, что при наблюдениях в невыгодных условиях воз можны значительные колебания величины лично-инструментальной разности между отдельными сериями и вечерами, действительную ожидаемую ошибку среднего вывода из наблюдений 36—40 пар следует полагать равной

Мдт = ± 0,04s .

Имеющийся опыт определения азимутальной лично-инструмен тальной разности по методике, рекомендуемой Инструкцией [65], полностью подтверждает наши теоретические выводы. Ошибка определения лично-инструментальной разности, получаемая из на блюдений 36—40 пар звезд, более чем в два раза превышает ошибку определения геодезического азимута из наблюдений 10—12 пар звезд.

Подобная методика определения лично-инструментальной раз ности не может удовлетворять высокоточным определениям геоде зического азимута. Очевидный недостаток этой методики состоит в том, что определение дТ производят из наблюдений звезд на боль-

ших зенитных расстояниях, выгодных для определения азимута, но не времени.

Предположение о возможном изменении величины ОТ с измене нием зенитных расстояний звезд для наблюдений с контактным микрометром не имеет веских оснований. Действительно, на примере определения долготы пункта (поправки часов) из наблюдений пар звезд в меридиане (формула (4.31) видно, что в разности N'N —N's, при условии наблюдений северной и южной звезд на близких зенит ных расстояниях, почти полностью исключается влияние системати ческих инструментальных ошибок, независимо от зенитных расстоя ний наблюдаемых светил. Влияние постоянной составляющей AT лично-инструментальной ошибки, зависящей от метода наблюдений прохождений звезд и индивидуальных особенностей наблюдателя, при работе с контактным микрометром можно также считать неза висимым от выбора звезд по зенитным расстояниям. Специальные исследования изменений AT с изменением склонений звезд [22, 71] для наблюдений пассажным инструментом с контактным микро метром позволяют утверждать, что если такие изменения и есть, то они не выходят за пределы точности определений и с ними прак тически можно не считаться. Указанные небольшие изменения АТ можно объяснить возрастанием влияния случайных ошибок опре деления времени с увеличением зенитных расстояний наблюдаемых звезд.

Опыт определений поправок часов в службах времени [22], [56, 72] позволяет констатировать достаточно высокую стабильность личных ошибок наблюдателя при наблюдениях звезд с контактным микрометром в относительно широком диапазоне по зенптным рас стояниям.

Изложенное полностью подтверждается имеющимся опытом оп

ределения	геодезических азимутов непосредственным методом (см.
§ 25, гл.	5). Характерной особенностью этого метода является

высокая стабильность результатов определения азимута не только одним и тем же, но и различными способами, отличающимися между собой выбором вертикала для наблюдений прохождений звезд. Определения азимута одного и того же направления из наблюдений звезд в разных вертикалах, в вертикале местного предмета, в первом вертикале, в меридиане или вблизи него из наблюдений пар звезд на равных высотах и т. п. дают практически одинаковые конечные результаты, различающиеся между собой в пределах случайных ошибок наблюдений. Этот вывод, основанный на значительном экс периментальном материале, свидетельствует о неизменности влия ния лично-инструментальной ошибки на определяемый азимут направления, независимо от выбора вертикала для наблюдений прохождений звезд.

Кроме того, при наблюдениях звезд в широком диапазоне по зенитным расстояниям (50° < z < ; 80°) и симметричном их располо жении относительно зенита практически не удается обнаружить систематических расхождений в азимутах одного и того же напра-

7 Заказ 2042

вления, определенных разными инструментами. Это свидетельствует о почти полном исключении влияния систематических инструмен тальных ошибок на азимут направления, определенный непосред ственным методом.

На основании изложенного можно сделать следующие основные выводы.

1.Независимо от способа непосредственного определения гео дезического азимута азимутальную лично-инструментальную раз ность на основном пункте следует определять из наблюдений групп или пар звезд в меридиане или вблизи него.

2.Величина лично-инструментальной разности остается прак тически неизменной с изменением зенитных расстояний наблюдае мых светил (вследствие компенсации систематических инструмен тальных ошибок при наблюдениях южных и северных звезд в группах

или парах, примерно на одинаковых z). Поэтому для определе ния лично-инструментальной разности с максимальной точностью

светила необходимо наблюдать на		малых зенитных		расстояниях
(z <	40°), располагая их симметрично		относительно	зенита.
3.	Методика наблюдений звезд	при	определении	азимутальной

лично-инструментальной разности должна быть сходна с методикой наблюдений звезд при определениях азимутов направлений на поле вых пунктах. Практически для определения лично-инструменталь ной разности можно применять рассмотренные выше способы опре деления долготы по наблюдениям серий или пар звезд в меридиане или вблизи него.

§ 2 2 . СПОСОБЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ШИРОТЫ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ЗВЕЗД В ПЕРВОМ ВЕРТИКАЛЕ

1. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ШИРОТЫ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ п ЗВЕЗД В ПЕРВОМ ВЕРТИКАЛЕ

Для определения	широты пункта с	максимальной	точностью
(см. формулу (1.50))	наблюдения светил	необходимо	производить

в первом вертикале, на малых зенитных расстояниях, равным числом, по обе стороны от зенита. При работе с универсальным инструментом, установленным на обычном астрономическом столбе или штативе, наблюдения звезд целесообразно производить в вертикале миры, выставленной в плоскости первого вертикала. При этом устойчивость подставки инструмента по азимуту потребуется в течение проме жутка времени, необходимого для наблюдения прохождения одной звезды при двух положениях вертикального круга, т. е. в течение

5—7	мин.
Сущность способа		состоит	в измерении малого	горизонтального
угла	Q\ между плоскостями		вертикала миры и	вертикала	звезды
в средний момент Тщ		ее наблюдения при двух положениях			инстру

мента. Наблюдения можно производить как с помощью контактного микрометра, так и со специальной боковой сеткой нитей. Выбор

звезд для определения широты производится с помощью «Эфемерид для наблюдений звезд в первом вертикале».

При наблюдениях с контактным микрометром малый горизон

тальный угол Q\ вычисляется по формуле (4.1).
При наблюдениях		с боковой			сеткой нитей,				когда визирование
на местный	предмет	производится				средней		вертикальной			нитью,
а наблюдение моментов прохождений звезды — на боковых											нитях,
малый горизонтальный угол Q\ определяется									соответственно фор
мулами
(?' =	bA •l-ctgzA	+	AM]i-(b±clgz					+	cq +	bNri)	(4.1)'
или при \| hA	\|<1°
	Q' = (ДМЦ -		ДЛГЦ) -			(Ъ* - \| ctg z +			eg) .		(4.1)"
Для каждого измеренного горизонтального угла QI можно со
ставить уравнение поправок вида (1.24). Имея								в виду, что для звезд
в первом вертикале sin А =				± 1 ,	a cos		А =	0,	получим
Да' ± я ctg z, + ^а0— (А'0.				+ AAW.		+	( M X ±	Шк)		esc z)^j —
где		— (2'І =		Щ,	A = sin2 z( -,						(4.37)
	ctg A'0. =	sin ф0 ctg t0. — coscp0 tg 6,- cosec t0.,

	t0. = TH. + u0 -L со ( Т в - X) -							at.

Знак «плюс» перед вторым членом уравнения (4.37) ставится для звезд на западе, а «минус» — на востоке.

Поправка азимута светила за ускорение вычисляется по формуле (1.77), в которой

	= /c1 sin Аг — k2sin2A1	= ±&1.	(4.38)
Величина к1 =	0,5 sin 2ф ctg z выбирается из таблиц приложения 4
по аргументам	ф и z. Знак «плюс» перед	ставится для восточных

звезд, а «минус» — для западных. По наблюдениям п звезд в вер тикале миры составляют п уравнений поправок вида (4.37). Решив их совместно по способу наименьших квадратов, получают вероятнейшие значения широты и азимута и оценивают точность их вы вода. Уравненные значения неизвестных получают по общим стан

дартным	формулам
			Да*		х = -
					х = -
в которых
Д =	[р]\рЬ]	А .		[pb]	[pi]	[p]	[pi]
	[pb] [pbb]	А .			[pbl]	[pb]	[pbl]
	[pb] [pbb]	Д	а » = [pbb]		[pbl]	[pb]	[pbl]

<<< < Предыдущая 1 2 3 4 5 6 7 8 910 / 2710 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 > Следующая >>>

Соседние файлы в папке книги из ГПНТБ

#
25.10.202313.5 Mб7Унгерман М.Н. Техника океанологических наблюдений на поисковых и промысловых судах.pdf
#
23.10.202328.25 Mб34Упоров, Н. Г. Землесосные снаряды и перекачивающие установки учебник.pdf
#
15.10.202328.25 Mб9Упоров, Н.Г. Землесосные снаряды и перекачивающие установки.pdf
#
29.10.20232.15 Mб14Управление и связь в военно-морских силах (сборник переводов)..pdf
#
23.10.20237.45 Mб3Управление качеством строительства..pdf
#
25.10.202312.09 Mб22Уралов С.С. Общая теория методов геодезической астрономии.pdf
#
22.10.202314.15 Mб6Уриг, Р. Статистические методы в физике ядерных реакторов.pdf
#
19.10.20236.14 Mб1Урин, В. Д. Энергетические характеристики для оптимизации режима электростанций и энергосистем.pdf
#
22.10.202313.46 Mб5Урмаев, А. С. Основы моделирования на аналоговых вычислительных машинах учебное пособие.pdf
#
27.10.202322.68 Mб5Уроева А.В. Книга, живущая в веках.pdf
#
29.10.20235.95 Mб12Урсулов И.М. Шахтный подземный транспорт.pdf