книги из ГПНТБ / Уралов С.С. Общая теория методов геодезической астрономии
.pdfполучим
U 7 i n = ± 2 , 6 \ |
(5.15) |
На основании (5.14) общая ошибка азимута Лапласа может быть рассчитана по формуле
ш^ — |
Yпть-т* |
• |
(o.io) |
/ |
|
|
|
Пользуясь общей ошибкой азимута Лапласа и зная величину случайной составляющей из материалов наблюдений прямых и об ратных азимутов, можно с достаточной надежностью установить систематическую составляющую ошибки азимута Лапласа по формуле
Результаты исследований общих и систематических ошибок азимутов Лапласа по материалам астроиомо-геодезической сети Советского Союза представлены в табл. 11. В этих расчетах па осно вании специальных исследований было принято: т$ = ± 0 , 6 5 " , та = ± 1 , 0 " , п = 10.
Шпрота
35°
45
55
65
75
с
в 8-
К £-
«2
о —
и °
40°
50
60
68,5
Число неплзок азимутального условного уравнения |
Средняя квадрати ческая величина на свободного члена |
"'набл |
75 |
± 2 , 9 " |
|
375 |
3,2 |
|
383 |
3,4 |
|
175 |
3,8 |
|
Общая ошибка азимута та
о |
О |
о |
н |
о |
|
а, |
К о |
S |
3 о |
" а |
га" |
га о |
|
Я в- |
С Э- |
± 1 , 1 " |
±0,85" |
1,5 |
0,94 |
1.7 |
0,85 |
2,1 |
0,80 |
Среднее |
±0,86" |
весовое |
|
Т а б л и ц а ц
Случайнаяошибка азимутаЛапласа |
Систематиче |
|
ская |
ошибка |
|
И & |
§ 1 |
|
|
азимута т |
|
|
|
О |
|
о |
Е- |
|
О |
|
|
а, |
а. |
|
В а |
3 ° |
|
|
|
± 0 , 8 " |
± 0 , 8 " |
±0,62" |
1,0 |
1,1 |
0,70 |
1,1 |
1,3 |
0,65 |
1,2 |
1.7 |
0,63 |
|
Среднее |
±0,65" |
|
весовое |
|
Из полученных в табл. 11 данных следует:
1) общие ошибки азимутов Лапласа, а также их систематические и случайные составляющие возрастают с увеличением широты про порционально sec ф, что находится в полном соответствии с теорией косвенного метода определения геодезического азимута;
2) значительную часть общей ошибки азимутов Лапласа состав ляют систематические ошибки; специальные исследования азимуталь ных невязок звеньев триангуляции, астрономические азимуты на обоих концах которых были определены одним и тем же инструмен том и разными инструментами [65], позволили установить основной
источник систематических ошибок — систематическое влияние ин струментальных ошибок при определениях астрономического ази мута по Полярной звезде — что находится в полном согласии с тео рией данного способа, рассмотренного в главе 2;
3) значения общей ошибки азимутов Лапласа, а также ее си стематической составляющей для астрономо-геодезической сети Со ветского Союза могут быть вычислены по следующим формулам:
т„г = |
± 0,86" sec ф, |
с |
ошибкой |
тта |
= ± 0 , 0 2 " з е с ф , |
(5.18) |
" 4 , = |
±0,65"зесф, |
с |
ошибкой |
mirh= |
±0,03"зесф; |
(5.19) |
4) общие ошибки азимутов Лапласа превышают требуемый до
пуск в южных районах страны |
в 1,5 раза, |
в средних широтах — |
|
в 2—2,5 раза, а в |
северных районах — в 3 |
раза. |
|
4. М а т е р и а л ы |
о п р е д е л е н и й |
п р о м е ж у т о ч н ы х |
|
|
а з и м у т о в |
Л а п л а с а |
Опыт подсчета азимутальных невязок по значениям промежу точных азимутов Лапласа, определявшихся ранее через 70—100 км,
показал, |
что величины азимутальных невязок настолько |
велики |
||
и несообразны между собой в знаках и в |
значениях |
по |
звеньям, |
|
что при |
обработке первых 87 полигонов |
астрономо- |
геодезической |
сети промежуточные азимуты Лапласа не были приняты во внимание. Более того, с 1940 г. определение азимутов на промежуточных пунктах Лапласа было отменено. Это решение было вынужденным, но в тех условиях правильным, так как косвенный метод, как это было показано выше, принципиально не может обеспечить требуе мую для коротких передач точность определения азимутов Лапласа.
5. М а т е р и а л ы |
п о в т о р н ы х |
о п р е д е л е н и й |
|
а з и м у т о в |
р а з н ы м и |
и н с т р у м е н т а м и |
Наиболее убедительную оценку систематического влияния ин струментальных ошибок дают результаты измерений одной и той же величины разными инструментами при одинаковых внешних усло виях.
В астрономо-геодезической сети Советского Союза имеется более 100 пунктов Лапласа, на которых выполнялись повторные опре деления астрономических азимутов, преимущественно разными ин струментами. Общая характеристика результатов повторных опре делений приведена в табл. 12.
Из табл. 12 видно, что систематическое влияние инструменталь ных ошибок при определениях астрономических азимутов по По лярной звезде может во много раз превосходить допустимые значе ния ошибок. Данные табл. 12 подтверждаются специальными исследованиями из определений азимута одного и того же направле ния многими инструментами.
|
|
|
Т а б л и ц а 12 |
|
|
Число повторных |
Средняя квадратпческая |
Наибольшая |
|
Шпрота |
величина разности между |
|||
определении |
начальным п повторным |
разность |
||
|
азимутов |
определениями |
|
|
35° |
7 |
±2,9" |
5,0" |
|
45 |
2,2 |
5,1 |
||
3S |
||||
55 |
4,6 |
10,8 |
||
33 |
||||
65 |
4,8 |
11.6 |
||
23 |
||||
75 |
|
|
||
|
|
|
§ 2 5 . РЕЗУЛЬТАТЫ ОПЫТНЫХ И ПРОИЗВОДСТВЕННЫХ ОПРЕДЕЛЕНИЙ АЗИМУТОВ ЛАПЛАСА
НЕПОСРЕДСТВЕННЫМ МЕТОДОМ
Средняя квадратпческая ошибка определения геодезического азимута непосредственным методом, на основании (1.35), имеет вид
пі„г = У ml' - m2L sin2 ср |
(5.20) |
и не содержит ошибки т% определения астрономической долготы пункта. Пренебрегая по малости влиянием ошибки геодезической долготы, получим
|
ГПа^ТПа-, |
|
|
(5.21) |
|
т. е. ошибка геодезического |
азимута |
практически равна ошибке |
|||
условного азимута. |
Последняя определяется |
формулой |
|||
ma, = |
Р ^ |
Р |
^ |
I х |
|
|
VlPa>] |
VJsh^z] |
|
sin z c p |
Vn |
и зависит только от ошибки единицы веса (ошибки измерения гори зонтального направления или угла в горизонте) и от зенитных расстояний наблюдаемых звезд.
Как видно, точность определения геодезического азимута не посредственным методом практически не зависит от широты пункта, если не учитывать ошибку определения лично-инструментальной разности. Для наблюдений двухсекундным универсальным инстру
ментом |
(и. = |
±1,4") |
в разных вертикалах |
или в плоскости |
любого |
|
произвольного вертикала |
по обе стороны |
от зенита, при z c p |
= 65° |
|||
и п = |
18, |
будем |
иметь |
|
|
|
таг = та> = ± 0,4".
При тех же данных z c p и п средняя квадратпческая ошибка определения азимута из наблюдений звезд в вертикале местного предмета (без отсчетов горизонтального круга) будет
таг = та'= ± 0 , 3 " .
С учетом ошибки определения азимутальной лично-инструмен тальной разности средняя квадратическая ошибка геодезического азимута, определенного непосредственным методом, не превысит
.\Маг\<0,6\
что вполне удовлетворяет требованию (5.3). Несомненные досто инства непосредственного метода состоят в том, что для определения геодезического азимута этим методом не требуется производить определения астрономических координат пункта; точность непосред ственного определения геодезического азимута практически одина кова во всех широтах; методика наблюдений звезд на больших зенитных расстояниях (z c p = Ь5°) позволяет значительно уменьшить влияние не только случайных, но и систематических инструменталь ных ошибок; объем работ при непосредственном определении геоде зического азимута или дирекционного угла на тех пунктах геодези ческих сетей, на которых не требуется знать астрономических коор динат, сокращается по сравнению с косвенным методом в 2—2,5 раза.
Первая теоретическая разработка этого метода выполнена в Со ветском Союзе А. Б. Мариибахом в 1949—1951 гг. [41]. Подобная же работа была выполнена в 1951 г. английским астрономом Блэком
[76].Вслед за указанными статьями появляется ряд работ советских
изарубежных геодезистов, посвященных исследованиям различных конкретных вариантов данного метода. Капитальные исследования
способа определения геодезического азимута из |
наблюдений звезд |
в меридиане были выполнены в ЦНИИГАиК |
А. М. Старостиным |
[66, 67]. |
|
Под руководством автора в течение 15 лет на основе общей тео рии проводились исследования различных способов определения геодезического азимута. Исследованию подвергались способы опре деления геодезического азимута из наблюдений ярких звезд в разных вертикалах, из многократных наблюдений ярких звезд, в вертика лах, близких к меридиану и первому вертикалу, из одинарных наблюдений звезд в меридиане, в первом вертикале, в вертикале
местного предмета, из наблюдений пар звезд |
на равных высотах, |
||
из наблюдений |
звезд в плоскостях двух взаимно перпендикулярных |
||
вертикалов, |
из |
наблюдений Солнца. |
|
Точность |
непосредственного определения |
геодезического ази |
мута для всех способов оказалась близкой к ее априорному значе нию. Средняя квадратическая ошибка единицы веса для наблюдений высокоточными универсальными инструментами с контактным микро метром для метода в целом (10 способов, 62 полных программы, 1500 приемов) составляет
ц = ± 1,44".
Средняя квадратическая ошибка определения геодезического азимута из одной полной программы с весом ра^ = 15 (zc p = 60°), составляет
таг= ± 0 , 3 7 " .
8 Заказ 2042 |
113 |
Как и следовало ожидать, наибольшая точность достигнута для способа определения геодезического азимута из наблюдений звезд в вертикале местного предмета. Однако в организационном отноше нии этот способ существенно уступает способам определения ази мута из многократных наблюдений ярких звезд вблизи меридиана, вблизи первого вертикала, а также из наблюдений ярких звезд
вразных вертикалах.
Весьма эффективным способом определения геодезического ази мута для любых широт является способ, основанный на многократ ных наблюдениях ярких звезд вблизи меридиана. Программа наблю дений в этом способе может быть построена без перерывов на ожи дание звезд. Рабочие эфемериды составляются весьма просто на основании средних мест и малых дифференциальных поправок в азимуты и зенитные расстояния. Для наблюдений с контактным микрометром не требуется дополнительного позиционного устрой ства, необходимого в других способах. Условия выбора звезд по азимутам в данном способе наилучшим образом отвечают условиям определения азимутальной лично-инструментальной разности на основном пункте.
П р о и з в о д с т в е н н ы е о п р е д е л е н и я геодезического азимута непосредственным методом пока еще малочисленны. Име ющийся небольшой материал производственных определений пол
ностью подтверждает наши выводы. Так, определения, |
выполненные |
|||||
в песчаных |
пустынях Средней |
АЗИИ |
[281, характеризуются следу |
|||
ющими данными: средняя квадратическая ошибка |
единицы |
веса |
||||
для всего материала (1 2 полных |
программ, 2 2 4 приема) оказалась |
|||||
равной |
|
|
|
|
|
|
|
Ц = |
± 1 , 5 " . |
|
|
||
Средняя |
квадратическая |
ошибка |
геодезического |
азимута |
из |
одной полной программы (использованы все 1 2 программ) составляет
m A R = ± 0 , 3 8 " .
Подобные же точностные характеристики получены для опреде лений, выполненных в районах Ямала и Таймыра в 1969 и 1970 гг. Однако окончательных данных по этим определениям пока еще не имеется. Такие же величины средних кв адр этических ошибок по лучены из определений геодезических азимутов в Канаде [801. Для наблюдений инструментом Вильд Т-4 средняя квадратическая ошибка среднего значения азимута по внешней сходимости резуль татов составляет та^ = ± 0 , 7 5 " . При этом средние квадратические величины расхождений прямых и обратных азимутов, а также ази мутальных невязок по звеньям триангуляции близки к их априор ным значениям, что свидетельствует об отсутствии дополнительных систематических ошибок в азимутах, определенных непосредствен ным методом.
Средняя квадратическая ошибка азимута Лапласа для одной полной программы
± 0 , 4 " ,
выведенная по внутренней сходимости приемов, является объектив ным критерием действительной точности этого метода, независимо от широты определяемого пункта. С учетом влияния ошибки опре деления лично-инструментальной разности реальная случайная ошибка геодезического азимута будет
ТПаг= |
± 0 , 6 " , |
что значительно выше действительной точности определения ази мутов Лапласа косвенным методом.
Р а з д ел il
ЗЕНИТАЛЬНЫЕ СПОСОБЫ АСТРОНОМИЧЕСКИХ ОПРЕДЕЛЕНИЙ
Г л а в а 6
О Б Щ А Я Т Е О Р И Я З Е Н И Т А Л Ь Н Ы Х С П О С О Б О В
§2 6 . ПОСТАНОВКА
ИРЕШЕНИЕ ОБЩЕЙ ЗАДАЧИ
Взенитальных способах астрономических определений величи нами, подлежащими измерению, являются зенитные расстояния светил. Измерение зенптпых расстояний, как правило, необходимо производить в определенной системе счета времени. Поэтому про цесс визирования па светило в общем случае связан с отсчетами
показаний хронометра в моменты наведения горизонтальной нити на светило или в моменты прохождения светила через горизонталь ные нити неподвижной по высоте трубы инструмента. Для ослабле ния систематического влияния личных ошибок, характерных для наблюдении прохождений светил методом «глаз—ухо», при измерении зенитных расстояний, как и при измерении горизонтальных напра влений, применяют полуавтоматический (контактный микрометр) и автоматический (фотоэлектрическая регистрация) методы визи рования.
Основным уравнением зенитальных способов, связывающим |
из |
меряемую величину z с определяемыми значениями широты |
ф и |
времени s (поправки часов и), является уравнение (1) |
|
cos z = sin ф sin 6 4- cos ф cos 5 cos t, |
|
где |
|
t = T + и — a. |
|
Пользуясь уравнениями вида (J), по измеренным зенитным рас стояниям светил можио решать задачи как совместного, так и раз дельного определения широты и времени. В том и в другом случае задача определения ф и и значительно облегчается тем обстоятель ством, что их приближенные значения ф0 и и0 бывают уже известны.
Наиболее общей задачей зенитальных способов является задача совместного определения широты и времени по измеренным зенит ным расстояниям светил.
При постановке общей задачи не накладываются какие-либо условия на выбор светил по зенитным расстояниям и азимутам,
кроме ограничений, обусловленных влиянием систематических ин струментальных и рефракционных ошибок, а именно 10° << z <С 60°.
Вопросы установления выгоднейших условий наблюдений для различных конкретных способов совместного или раздельного опре деления широты и времени' будут решаться на основе анализа урав нений и формул, которые будут получены в результате решения общей задачи.
Принципиально решение общей задачи может быть получено не менее чем из двух уравнений вида (1). Однако в общем случае измерение зенитных расстояний светил может производиться при одном положении вертикального круга инструмента (КЛ или КП). В этом случае все измеренные зенитные расстояния светил получаг дополнительную неизвестную поправку £ = const за неточное знание места зенита, и в уравнении (1) будут три неизвестные вели чины: ф, и и £. При этом условии решение общей задачи может быть получено минимум из трех уравнений (1), т. е. по данным наблюдений по крайней мере трех светил. Решение системы тригоно метрических уравнений (1) в конечном виде весьма сложно и не может иметь практического значения. Однако задача значительно
упрощается, |
если, пользуясь |
приближенными |
значениями |
ф„, и0 |
|||||
и Мг, |
решать ее с помощью линейных уравнений поправок, |
вытека |
|||||||
ющих |
из выражения |
(1). Имея в виду, |
что |
|
|
|
|||
где |
tt |
= Т». + |
u0+Au |
+ |
w (Тп.-X) |
-щ |
= |
U. + Аи, |
(6.1) |
|
t0. = Тп. + |
и0 |
+ со (Г н . - |
X) - |
а,, |
|
|||
|
|
|
н
Ф = Ф„ + Аф,
разложим выражение для z, представленное формулой (1), в ряд Тейлора, ограничиваясь вследствие малости Аф и Аи линейными членами разложения, т. е.
|
*' = Ч + ( £ ) , А Ф + 1 Ч £ ) « Д и - |
( 6 - 2 ) |
В выражении |
(6.2) имеем |
|
z0 . = |
arccos (sin ф 0 sin б/ + cos ф 0 cos б,- cos |
t0.) |
— вычисленное значение зенитного расстояния с предваритель
ными значениями |
ф 0 и и0 |
и |
наблюденным моментом |
Тл.; |
( - ^ " ) . = |
+ C 0 S 4 - |
И |
) . = ± СОЭфоБШ Л,-. |
(6.3) |
В выражениях (6.3) знак «плюс» соответствует счету азимута светила от Юга, а «минус» — от Севера. Сравнивая зенитное рас-
стояние, представленное формулой (6.2), с его измеренным значе
нием, получим следующее |
уравнение |
поправок: |
|
|
|||||||
Ч + |
Д Ф + |
15 ( - £ |
\ Аи = . Н З М / |
+ С 4 vh |
(6.4) |
||||||
где |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
2„зм( . = |
(L'i 4 |
і;) — |
Ml |
-;• |
р, - f |
g |
sin |
zc — |
для |
K J I |
|
или |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
2изм(. = |
AfJ — |
(В: |
4 Q |
+ |
p, + |
g sin |
s, — |
для |
КП, |
(6.5) |
Z. — поправка зенитного расстояния за неточное значение места зенита; v( — находимая из решения поправка измеренного зенит ного расстояния; р, — поправка за рефракцию; g sin zt — поправка за гнутие трубы; і,- — поправка отсчета вертикального круга за уровень при вертикальном круге.
Подставив значения частных производных, получим уравнение поправок
где |
|
— L, ± cos At |
Дф ± |
15 cos фо sin А0 |
Аи 4 lt |
— vh |
|
(6.6) |
|||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
k |
= |
z 0, - — 2нзм,. |
|
|
|
|
(6.7) |
или, |
полагая |
Аи = АХ, |
в виде |
|
|
|
|
|
|||
|
|
— £ ± cos At |
Дф± 15 совфо sin Ад. |
ДА.4 h = vi- |
|
(6-8) |
|||||
При вычислениях с условными координатами ф„ и Х0 |
в |
соответ |
|||||||||
ствии |
с |
обозначениями |
(1.18) |
имеем |
|
|
|
|
|
||
|
|
|
Дф = ф —ф0 = о:; |
15 соэф0 (X— Х0) = |
у, |
|
|
||||
где х |
я |
у — условные |
составляющие уклонения |
отвесной |
линии. |
||||||
С учетом |
(1.18) уравнение поправок зенитальных способов будет |
||||||||||
|
|
|
— £ ± |
cos Atx |
± sin ALy 4 It = |
vt. |
|
|
(6.9) |
||
Если |
при |
вычислениях |
вместо условных |
координат |
цункта ф0 |
и Х0 принять геодезические координаты В и L , то тем самым уравне ния поправок будут автоматически редуцированы к геодезическому зениту, т. е. получим
— £ ± cos Atl |
± sin А0.х]+ |
lr. = vh |
(6.10) |
||
где |
|
|
|
|
|
£ = ф — В; т) = |
15 (X — L ) |
соэф,,; |
|
|
|
^Г; = 2 Г, |
Z H3M,i |
|
(6 |
11) |
|
|
|
|
|
||
zr. = arccos (sin В sin 8,- + cos В cos 6^ cos |
tri); |
|
|||
t 4 = TH. + и, + со |
(Тн.-X)-at. |
|
|
Из уравнений (6.9) или (6.10) следует, что совместное определе ние х и у (| и т|) возможно только при наблюдениях светил в различ ных вертикалах. Если измерения зенитных расстояний светил
выполнены в плоскости одного вертикала, то по крайней мере в двух уравнениях из трех необходимых коэффициенты будут про порциональны. Определитель такой системы равен нулю, а сама система неразрешима. В общем случае решение задачи совместного
определения х и у (ср и |
Л) производится |
по наблюдениям |
п светил |
|
в различных вертикалах, |
причем п |
3. |
В этом случае из |
решения |
системы уравнений поправок по способу наименьших квадратов находят вероятнейшие значения определяемых величин и оцени вают точность их вывода. Таков основной путь решения общей задачи зенитальных способов. Уравнения поправок (6.9) и (6.10) совершенно идентичны, и поэтому все дальнейшие наши выводы в отношении оценки точности определяемых величин, установления выгоднейших условий наблюдений, построения различных зени
тальных |
способов астрономических определений будут одними и |
|
теми |
же, |
независимо от того, какими координатами пользоваться |
при |
обработке наблюдений — условными или геодезическими. Так |
как точные геодезические координаты пункта, как правило, бывают еще неизвестны к моменту наблюдений, то при вычислениях чаще пользуются условными координатами. Из решения системы уравне ний (6.9) находят уравненные значения £, х и у, а далее на основании (1.26) и (1.36), в зависимости от поставленной задачи, находят астро номические координаты пункта
ф = фо - т - я; h = г / э е с ф
или астрономо-геодезические составляющие уклонения отвесной линии
l = x+(<p0 — B); i\ = y + l5(\0 — L)cosB.
Для геометрической интерпретации уравнений (6.9) и (6.10)
представим их |
в виде |
|
|
|
|
|
|
z o £ — z ^ x c o s ^ A i + ysinAi, |
(6.9)' |
||
|
|
zT— z , = |
І cos 4 +ті |
s i n ( 6 . 1 |
0 ) ' |
где |
Zj = z„3 M , -f- С + vi — вероятнейшее |
астрономическое |
'зенит |
||
ное |
расстояние |
светила. |
|
|
|
|
Как видно, |
правая часть |
выражения |
(6.9)' представляет |
собой |
поправку астрономического зенитного расстояния за уклонение отвесной линии от условной нормали. Выражение (6.10)' предста вляет собой известную из сфероидической геодезии зависимость между геодезическим и астрономическим зенитными расстояниями произвольной точки сферы. Выражение (6.10)' является частным случаем более общей зависимости (6.9)'.