книги из ГПНТБ / Уралов С.С. Общая теория методов геодезической астрономии
.pdf/< / n f « a |
У Р ^ є н н ь ї х |
значений |
неизвестных |
находят из выражений |
||||
(1.49) , |
(1.50) ' |
но |
формулам |
|
|
|
|
|
|
р а . |
= |
* |
= I s i n a |
z ] _ |
[ g i n , c o s , s i n Л]2 . |
||
|
|
ІРЬЬ] |
1 |
1 |
|
[C0S2 Z 1 |
||
|
|
Px |
Д |
= [ c o s 2 |
z] |
[«n г сов |
z sin |
|
|
|
r і |
||||||
|
|
|
I ^ |
z> і |
1 |
— ; — |
— |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
[p] |
1 |
' |
|
[sitfz] |
При соблюдении условия симметричности выбора звезд относительно зенита [sin z cos z sin A 1 «=• 0, и в этом случае веса уравненных значений неизвестных определяются с достаточной точностью из следующих выражений:
|
|
p e , = |
[sina z]; рх |
= [cos2 zl. |
(4.39) |
||
Уравненные |
значения |
шпроты, |
составляющей |
| и условного |
|||
азимута будут |
|
|
|
|
|
|
|
|
ф = ф0 + я; ь = 2:+(фо — В); |
а' - .«„ |
ЛгЛ |
||||
Оценка |
точности |
производится |
по известным |
формулам |
|||
il |
= YiBr> |
Г д е |
[р»а-]~[рЩ |
+ |
1р1\Ьа' + |
[рЫ]х; |
|
|
Мх |
= М ? |
= ± [х ] / - ± - ; АГ6 |
= |
|
Полагая для наблюдений двухсекундным универсальным инстру
ментом |
ц = ± 1 , 2 " , |
нетрудно рассчитать, что для определения ши |
роты с |
ошибкой, не |
превышающей ± 0 , 3 " , необходимо произвести |
наблюдения 20—24 звезд, расположенных симметрично относи тельно зенита, на среднем зенитном расстоянии z c p = 20°.
Пример определения широты из наблюдений п звезд в первом вертикале приведен в табл. 45—47 приложения 18.
При наблюдениях звезд пассажным инструментом сущность спо соба, очевидно, не изменится. В этом случае надобность в применении миры отпадает. Для определения широты большой круг пассажного инструмента ориентируется в первом вертикале с ошибкой, не пре вышающей ± 1 ' . Наблюдения производятся короткими сериями по 8—10 звезд в интервале 1,5—2 часов, в течение которого азимут инструмента можно полагать неизменным. Каждая серия замы кается приемами радиосигналов времени, из которых определяют поправку и ход хронометра. Для точных определений широты сред нее зенитное расстояние звезд не должно превышать 20°. Восточные и западные звезды подбирают так, чтобы примерно соблюдалось условие симметричности
[sin z cos z sin А] |
0. |
Для каждой наблюденной звезды составляют уравнение попра вок (4.37), в котором а' = 90° - f Да' представляет собой условный азимут большого круга инструмента. Из решения п уравнений по правок по способу наименьших квадратов находят уравненные
значения широты |
и азимута и оценивают точность их вывода. |
2. |
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ШИРОТЫ |
ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ПАР ЗВЕЗД В ПЕРВОМ ВЕРТИКАЛЕ
На основании уравнения (4.37) для определения широты необ ходимо произвести наблюдения минимум двух звезд в первом вер тикале. Для каждой пары звезд, наблюденных в вертикале миры (в вертикале пассажного инструмента), по обе стороны от зенита, будем иметь
|
л |
sin z„ sin |
zT V |
|
|
|
|
|
* |
- |
|
( |
4 |
" |
4 |
0 |
) |
И ЛИ |
|
|
|
|
|
|
|
|
l j E ~ l w |
|
t с весом px=[cos*z]. |
|
(4.40)' |
||||
Уравненное значение a;c p |
из |
наблюдений |
n пар |
звезд |
находят |
|||
как среднее весовое |
|
|
|
|
|
|
|
|
z c p = |
|
, с |
весом |
рх |
= ,> рх.. |
|
(4.41) |
|
^ |
Pxi |
|
|
|
|
|
|
|
Уравненное значение широты будет
ф = .фо + а ; ср, с весом р9 = рХср.
Оценка точности производится по известной формуле
Пример определения широты из наблюдений пар звезд в первом вертикале приведен в табл. 48—50 приложения 19.
3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ШИРОТЫ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ПАР ЗВЕЗД В ПЕРВОМ
ВЕРТИКАЛЕ ПРИ ОДНОМ ПОЛОЖЕНИИ ГОРИЗОНТАЛЬНОЙ ОСИ ИНСТРУМЕНТА
В приведенных выше способах определения широты наблюдения каждой звезды в вертикале миры или в вертикале пассажного ин
струмента |
производятся при двух положениях оси: «окуляр 6"» |
и «окуляр |
iV» (КЛ и КП). |
Если универсальный инструмент снабжен перекладывающим механизмом трубы в лагерах, то принципиально его можно было бы использовать при наблюдениях как пассажный инструмент, без
применения миры. В этом случае методика наблюдений пар звезд в первом вертикале была бы точно такой же, как с пассажным ин струментом. Однако опыт работы с подобными универсальными инструментами показал, что при перекладке оси в лагерах азимут инструмента может изменяться в значительных пределах. Это про исходит вследствие относительно малой массы универсального
инструмента и |
наличия в нем целого ряда дополнительных узлов |
по сравнению |
с пассажным инструментом. |
Поэтому при работе с универсальным инструментом перекладка горизонтальной оси нежелательна даже в том случае, если инструмент имеет перекладывающий механизм.
Прп определении широты из наблюдений пар звезд в первом вертикале с помощью универсального инструмента можно обойтись без применения миры, если воспользоваться методикой, разрабо танной Д. Д. Гедеоновым, для определения времени из наблюдений пар звезд в меридиане. В этом случае наблюдения каждой пары звезд в первом вертикале производятся при одном положении гори зонтальной осп инструмента «окуляр N» или «окуляр 6"», а каждая звезда пары наблюдается прп одном круге (КЛ или КП), на централь ном обороте винта контактного микрометра или на центральных нитях сетки. При такой методике наблюдений в уравнения поправок (4.37) войдет дополнительное неизвестное — коллимационная ошибка с. В соответствии с этим для пары звезд, наблюденных при положении
горизонтальной оси «окуляр |
N», |
будем |
иметь |
два |
равновесных |
||
уравнения вида |
|
|
|
|
|
|
|
Да' sin zE— |
х cos |
ZE — с - j - sin |
ZEIE |
— |
VE, |
|
|
Да" sin zw~r |
x cos z w - f - |
c-f- sin z w l w |
= |
vw. |
(4.-±3) |
Исключив из уравнений (4.43) азимут инструмента, при отсутствии
избыточных |
измерений |
получим |
|
|
|
|
|
|
||||
|
sin |
zE |
+ |
sin |
z w |
|
|
|
sinzEsinzw |
~ |
(4.44) |
|
x |
+ c sin ( |
z E + z w ) |
= |
s m ( |
z E + |
z w ) |
||||||
Обозначим: |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
sin zE -f-sin |
z w |
|
|
|
|
|
smzEsinzw |
|
|
||
|
sin (zE + zw) |
|
=' |
KN, |
|
c sinT, (zE |
+, „ zчw) |
= |
rN. |
|||
Тогда уравнение |
(4.44) |
примет |
вид |
|
|
|
||||||
|
|
|
|
х-\-скц |
= |
r N |
L N . |
|
(4.45) |
Аналогично для пары звезд, наблюденной при положении гори
зонтальной оси «окуляр 5», получим |
|
x—cks = r s L s . |
(4.45)' |
Из совместного |
решения уравнений |
(4.45) и (4.45)', |
составлен |
|||
ных для двух пар |
звезд (четверки |
звезд), |
определим х и |
с |
||
x = s W i v + V s ^ s |
с |
в е с о м |
р |
[ C 0 S 2 Z ] > |
( 4 . 4 6 ) |
С полученным значением х вычисляют широту
<Р = Уо + х
или составляющую уклонения отвесной линии в меридиане g=a: + (90 -J5).
Окончательное значение широты вычисляют как среднее весовое из наблюдений п четверок звезд.
Г л а в а 5
СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ КОСВЕННОГО И НЕПОСРЕДСТВЕННОГО МЕТОДОВ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ГЕОДЕЗИЧЕСКОГО АЗИМУТА
§ 2 3 . ОБЩИЕ ПОЛОЖЕНИЯ
Как известно, азимуты Лапласа предназначены для ориентиро вания геодезической сети и отдельных ее звеньев, а также для дей ственного контроля и локализации ошибок угловых измерений в пределах каждого звена астрономо-геодезической сети. Азимуты Лапласа смогут выполнять указанные функции и отвечать своему назначению лишь в том случае, если их точность и частота распо ложения будут находиться в определенном соотношении с точностью измерений углов в триангуляции. Для звеньев астрономо-геодези ческой сети это соотношение имеет следующий вид:
2mlr + nm} = w2, |
(5.1) |
где та , тор — средние квадратические ошибки определения ази мута Лапласа, измерения угла в геодезической сети соответственно; п — число угловых передач по звену; w — свободный член азиму тального условного уровня.
Для того чтобы азимуты Лапласа могли служить средством дей ственного контроля угловых измерений в геодезической сети, не обходимо потребовать, чтобы влияние первого члена в формуле
(5.1) было по крайней мере в три раза меньше влияния второго члена, т. е. чтобы имело место следующее соотношение:
где к — кратность уменьшения влияния |
первого члена в сравне |
|
нии с |
влиянием второго члена в условии |
(5.1). |
Из |
формулы (5.2) следует, что требования к точности определения |
азимутов Лапласа повышаются с уменьшением числа угловых пе редач между азимутами Лапласа и, наоборот, понижаются с упе-
лпчением числа |
передач. |
Полагая для |
триангуляции 1 класса ??гр - ± 0 , 7 " , к = 3 и п = |
= 10, получим |
|пгаг | ^ 0 , 5 " . |
|
Такой должна быть средняя квадратическая ошибка геодезиче ского азимута, полученного как среднее из прямого и обратного азимута на сдвоенных пунктах Лапласа. Для одностороннего ази мута Лапласа в конце звена из 20 треугольников необходимо, чтобы
|ma r |=s:0,7". |
(5.3) |
Для определения геодезического азимута направления |
на зем |
ной предмет возможно применение двух методов: косвенного и не посредственного.
К о с в е н н ы м м е т о д о м геодезический азимут получают на основании уравнения Лапласа (1.33) как функцию окончательных результатов определения астрономического азимута я, а также астрономической К и геодезической L долготы пункта. Кроме того, для получения астрономического азимута необходимо зпать астро номическую (или геодезическую) шпроту пункта ф.
До 1966 г. косвенный метод был единственным методом определе ния азимутов Лапласа в астрономо-геодезической сети Советского Союза. При этом астрономические азимуты направлений определя лись только по Полярной звезде. Для определения астрономических координат применяют способы Цингера, Деллена, Талькотта, Пев
цова |
и другие равноценные им по точности |
способы. |
|||
Н е п о с р е д с т в е н н ы м |
м е т о д о м |
геодезический ази |
|||
мут |
получают по известным геодезическим координатам пункта В |
||||
и L |
путем |
решения |
системы |
уравнепин поправок (1.30) |
|
|
|
А а г + |
Ь-і -|- С;Г) -J- 1Г. = v[, pi = sin 2 z/ t |
||
составленных для измеренных горизонтальных углов Q\ между |
|||||
светилами |
и земным |
предметом. |
|
Для определения азимута с максимальным весом светила наблю дают на больших зенитных расстояниях (50° z < 80°) при равно-
мерном их распределении по азимутам либо в плоскости любого произвольного вертикала, примерно равным числом, по обе стороны
от |
зенита. |
|
|
|
|
|
|
Для получения геодезического азимута непосредственным мето |
|||||
дом не |
требуется знать ни, астрономического |
азимута направления |
||||
на земной предмет, ни астрономических координат пункта ср и X. |
||||||
Сущность этого метода не изменится, если |
вычисления |
вначале |
||||
производить с предварительными координатами |
пункта |
ср0 и Х0 |
||||
(путем составления и решения системы уравнений |
поправок (1.24), |
|||||
а |
затем |
с |
помощью уравнения (1.35) по уравненному условному |
|||
азимуту |
а' |
вычислить геодезический азимут |
аг. |
|
|
§ 24 . РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ ТОЧНОСТИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ГЕОДЕЗИЧЕСКОГО АЗИМУТА КОСВЕННЫМ МЕТОДОМ
Средняя квадратическая ошибка определения азимута косвенным методом на основании (1.33) будет
|
|
|
'^аг |
= |
Vma |
+ т ! s |
i n |
2 ф + |
|
БІП2 |
Ср |
|
|
(5.4) |
|
пли, если |
пренебречь |
малым влиянием |
mL, |
|
|
|
|
||||||||
|
|
|
|
|
т0т =}/ml-j- |
|
m% sin 2 |
ф. |
|
|
|
(5.5) |
|||
Из общей теории следует (см. гл. 1), что ошибки ?па и т% воз |
|||||||||||||||
растают |
с |
увеличением |
широты |
пропорционально |
sec |
ф, |
т. е. |
||||||||
|
7Паг |
= ± SeC ф У~Ц1 -f- \Х\ Sin2 |
ф = YK |
^ |
ф -f- )х\ t g 2 |
ф, |
(5.6) |
||||||||
где ца |
и |
и.а, — ошибки |
астрономического |
азимута и |
долготы, при |
||||||||||
веденные |
к |
экватору |
(ф = |
0). |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Принимая в соответствии |
с программой и средствами астрономи |
||||||||||||||
ческих |
определений |
на |
пунктах |
Лапласа |
|
|
|
|
|||||||
|
|
|
|
|
|
1*0 = 1**= |
± 0 , 4 " , |
|
|
|
|
|
|
получим на основании (5.6) ожидаемые значения средних квадрати-
ческих |
ошибок та |
косвенным |
методом |
в табл. |
9. |
|
|
||
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 9 |
|
ф |
0° |
25° |
35° |
45° |
55° |
65° |
70° |
75° |
80° |
" Ч |
± 0 , 4 " |
± 0 , 5 " |
±0,6" |
±0,7" |
±0,9" |
±1,3" |
±1,6" |
±2,6" |
±3,3" |
Таким образом, азимуты Лапласа, определенные косвенным методом в астрономо-геодезической сети, простирающейся с юга на север на многие десятки градусов, определяются неравноточио. Для преобладающей части территории Советского Союза, начиная
с cp = 50° и севернее, косвенный метод для принятой программы и средств наблюдений принципиально не может обеспечить требуе мую точность определения геодезического азимута.
Всеверных районах ожидаемая случайная ошибка азимутов
Лапласа, определенных косвенным методом, оказывается |
в 2—3 |
раза грубее, чем это требуется от них как от угловых базисов |
астро- |
номо-геодезической сети. При таких больших ошибках азимуты Лап ласа вносят существенные искажения в углы триангуляции, при водят к заметным поперечным сдвигам звеньев и общей деформации полигонов 1 класса.
Большим недостатком косвенного метода является весьма су щественное влияние ошибки определения астрономической долготы пункта. В северных районах это влияние на основании (5.6) равно по величине влиянию ошибки астрономического азимута и возра стает с увеличением широты пропорционально tg ф. Для косвен ного метода характерно также значительное влияние систематиче ских инструментальных ошибок при определениях астрономиче ского азимута по Полярной звезде (см. гл. 2).
С учетом остаточного влияния этих ошибок действительная точ ность определения азимутов Лапласа косвенным методом должна быть еще более низкой, чем она указана в табл. 9. Необходимо также отметить, что косвенный метод является чрезвычайно громоздким, требующим больших затрат сил и времени для определения точных геодезических азимутов в тех случаях, когда не требуется знать астрономических координат пунктов, например при автономном ориентировании специальных направлений.
Для проверки указанных выше теоретических положений был выполнен детальный анализ точности определений азимутов Лап ласа в астрономо-геодезпческой сети Советского Союза по материалам наблюдений, законченным к 1969 г.
Для характеристики точности азимутов Лапласа были привле чены следующие данные:
средние квадратические ошибки определения астрономических азимутов и долгот;
свободные члены условий Лапласа на сдвоенных пунктах базис ных сторон,
свободные члены азимутальных уравнений по звеньям триангу ляции и полигонометрии,
материалы определений промежуточных азимутов Лапласа, материалы повторных определении азимутов разными инстру
ментами. |
|
|
|
1. С р е д н и е |
к в а д р а т и ч е с к и е |
о ш и б к и |
опреде |
ления астрономических азимутов и долгот, выведенные по внутрен
ней сходимости |
результатов наблюдений на каждом пункте, |
н е |
о т р а ж а ю т |
систематического влияния инструментальных и |
лич |
ных ошибок, а также постоянной части ошибки за влияние внешней среды. Поэтому они не могут характеризовать действительную точ ность определений.
Из отчетов по астрономическим определениям видно, что ошибки, выведенные по внутренней сходимости, всегда находятся в пределах допусков, регламентированных Инструкцией, и составляют по сети
всреднем
та= ±0Л", тк= ± 0,028s , (5.7)
что формально обеспечивает требуемую точность геодезического азимута. Однако следует иметь в виду, что указанные значения ошибок получаются со значительным количеством повторных прие мов и поэтому, как правило, преуменьшены.
Наиболее объективную оценку случайной ошибки определения азимута можно получить из больших рядов наблюдений, выполнен ных на одном и том же пункте, одним и тем же инструментом, мето дом и наблюдателем в условиях, исключающих влияние рефракцион ных изменений. Такие работы выполнялись в ЦНИИГАиК в 1940,
1955, |
1960 гг. [65, 66]. |
В |
указанных работах определение астрономического азимута |
по Полярной звезде методикой, рекомендуемой Инструкцией, про изводилось сотнями приемов, объединяющими десятки независи мых программ.
Для наблюдений использовались астрономические универсаль ные инструменты А У 2/10, Вильд Т-4, Трг-Аскания, ДКМ-ЗА. Инструменты подвергались тщательным исследованиям, на основе которых наблюдения исправлялись соответствующими поправками.
Результаты указанных работ позволяют |
сделать следующие |
в ы в о д ы : средняя квадратическая ошибка |
определения азимута |
одной полной программой, состоящей из 18 приемов, близка к рас четной и не превышает ± 0 , 5 — ± 0 , 6 " при минимальном количестве повторных приемов; расхождения между средними значениями азимутов, полученных из полных программ, выполненных одним и тем же инструментом, могут достигать 2", причем средняя квадрати
ческая величина этого расхождения |
на |
широте Москвы |
(<р = 56°) |
составляет ± 0 , 8 — ± 0 , 9 " , а на широте |
ср = |
45° — ± , 0 , 7 " , |
указанные |
численные значения расхождений характерны для наблюдений Полярной как одним и тем же, так и разными наблюдателями.
На первый взгляд эти расхождения можно было бы объяснить изменениями рефракционных условий наблюдений между полными программами. Однако результаты одновременных определений ази мута другими методами исключают возможность подобного объ яснения.
Наиболее вероятной причиной таких расхождений является изменение со временем «постоянных составляющих» лично-инстру ментальных ошибок. Весьма интересные данные об изменении си стематических ошибок визирования биссектором и одиночной нитью приведены в работе А. М. Старостина [65]. Возможны также из менения бокового гнутия трубы, вызываемые различием в тепловом воздействии среды и наблюдателя на отдельные детали инструмента; не исключено влияние систематических ошибок в определении
наклонности горизонтальной оси, незначительных изменений в форме цапф и др.
Указанные источники ошибок имеют систематический характер для наблюдений Полярной, вследствие чего небольшие изменения величин этих ошибок приводят к ощутимым расхождениям в зна чении астрономического азимута направления на местный предмет,.
2. С в о б о д н ы е ч л е н ы у р а в н е н и й з а у с л о в и е
Л а п л а с а |
н а с д в о е н н ы х |
п у н к т а х базисных |
сторон, |
определяемые |
формулой |
|
|
|
«>л = (a-i — Яд.) ± ISO3 |
— (h — Xj) sin <рср, |
(5.8) |
являются, как это видно, функцией разности азимутов и разности долгот. В указанных разностях, при условии наблюдений на обоих пунктах одним и тем же инструментом и наблюдателем, исключается систематическое влияние инструментальных и личных ошибок.
Поэтому можно считать, что свободные члены уравнений за усло вие Лапласа характеризуют собой влияние случайных ошибок астро номических азимутов и долгот, и кроме того, включают влияние внешней среды.
Пользуясь значениями свободных членов уравнений за условие Лапласа, можно с большой достоверностью установить случайные
составляющие ошибок |
азимутов |
Лапласа, |
а также астрономических |
||||||
азимутов. |
Действительно, |
на основании (5.8) имеем |
|
||||||
|
|
(">л),„ = |
2m2 + |
2т\ si п2 срср = |
2т'а'г |
(5.9) |
|||
откуда |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
п ъ т = ± Щ * - . |
|
|
(5.10) |
||
Случайная ошибка астрономического азимута, с учетом влияния |
|||||||||
внешней |
среды, |
найдется |
по |
формуле |
|
|
|
||
|
|
|
т'а = |
]/т'а |
— nil s i " 2 ф> |
(5-И) |
|||
в которой |
на |
основании |
специальных |
исследований [43] |
т'х = |
||||
— ± 0,030sseccp — для |
наблюдении методом |
«глаз — ухо», |
гп'х = |
=± 0,022s sec ф — для наблюдений с контактным микрометром.
Средние квадратические значения свободных членов условий Лапласа по материалам астрономо-геодезической сети Советского Союза, а также значения случайных ошибок т'а , т'а и т'х пред ставлены в табл. 10.
Данные табл. 10, основанные на обширном материале азимуталь ных определений в астрономо-геодезической сети Советского Союза, убедительно подтверждают положение общей теории азимутальных способов и находятся в полном согласии с априорными расчетами точности определений азимутов Лапласа, приведенными в табл. 9.
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а Ю |
|
|
|
Чпсло |
|
|
|
|
|
|
Средние квадратн- |
|
Зоны |
Средняя |
|
|
|
|
|
|
чеекпе ошибки |
||
двухсто |
|
|
|
т'аг |
|
т'а |
азимутов, приведен |
|||
по |
шпрота |
ронних |
( |
ш |
л)т |
|
ные к экватору |
|||
широте |
зоны |
азимутов |
|
|
|
|
(Ф = |
0°) |
||
|
|
Лапласа |
|
|
|
|
|
|
Даг |
па |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
3 5 - 4 5 ° |
40° |
58 |
+ 1,2" |
± 0 , 8 " |
± 0 , 4 " |
± 0 , 7 " |
± 0 , 6 " |
± 0 , 5 " |
||
4 5 - 5 5 |
50 |
260 |
|
|
1,4 |
1,0 |
0,5 |
0,8 |
0,6 |
0,5 |
5 5 - 6 5 |
60 |
213 |
|
|
1,5 |
1,1 |
0,6 |
0,9 |
0,6 |
0,5 |
65—75 |
68,5 |
132 |
|
|
1,6 |
1,2 |
0,7 |
1,0 |
0,45 |
0,4 |
|
|
|
|
|
|
|
Ср. |
весовое |
±0,57" |
±0,48" |
Случайные ошибки азимутов Лапласа в АГС возрастают с увеличе нием широты пропорционально sec ср.
Значение случайной составляющей общей ошибки азимутов Лапласа для астрономо-геодезической сети Советского Союза можно рассчитать по формуле
? « а г = ± 0 , 5 7 " sec ср, с ошибкой тт>а = ± 0 , 0 4 " sec ср. |
(5.12) |
Величины случайных ошибок азимутов Лапласа, определенных косвенным методом, значительно превышают требования к точности этих азимутов.
Случайная составляющая ошибки астрономического азимута для астрономо-геодезической сети дюжет быть вычислена по формуле
т'а= ±0,48"sec ср. |
(5.13) |
Указанная величина случайной ошибки находится в полном согласии с результатами специальных исследований точности опре деления азимутов по Полярной звезде, выведенной по сходимости
результатов между полными |
программами. |
3. С в о б о д н ы е ч л е н ы |
азимутальных уравнений по звеньям |
триангуляции являются функциями случайных и систематических
ошибок угловых измерений по линии |
передачи, |
а также общих |
|||||
(т. е. совместных случайных и систематических) |
ошибок |
азимутов |
|||||
Лапласа. |
|
|
|
|
|
|
|
Априорное значение свободного члена азимутального условного |
|||||||
уравнения для звена |
триангуляции |
можно рассчитать по |
формуле |
||||
|
|
Wm |
= 2mlr + nmj + m>, |
|
(5.14) |
||
где та — суммарное |
систематическое |
влияние |
ошибок |
угловых |
|||
измерений по |
линии |
передачи. |
|
|
|
|
|
Полагая |
|
|
|
|
|
|
|
таг= |
± 0 , 7 " , |
т?= |
± 0 , 7 " , |
= |
10, та= ± 1 , 0 " [65], |