В звёздных лабиринтах: Ориентирование по небу

Комаров Виктор Ноевич

Средним экваториальным солнцем называется воображаемая точка, перемещающаяся по экватору с постоянной угловой скоростью.

В этом случае средний полдень есть момент верхней кульминации среднего экваториального солнца, среднее солнечное время (считаемое от полуночи) равняется часовому углу среднего экваториального солнца, выраженному в часовой мере, плюс 12 часов.

Соответствующий счёт времени получил наименование среднего солнечного времени или среднего времени T_ср.

Таким образом,

T_ср = t_ср + 12^h,

(11)

где T_ср —

среднее время, t_ср — часовой угол в часах среднего экваториального солнца. Если получается величина, большая 24 часов, то 24 часа отбрасывают.

По причине, о которой говорилось выше, продолжительность средних солнечных суток, так же как и истинных солнечных суток, больше, чем продолжительность звёздных суток. Как показывают подсчёты, эта разница составляет 3 минуты 56 секунд. Это означает, что часы, идущие по звёздному времени, по сравнению с часами, идущими по среднему времени, уходят за каждые сутки вперед на 3 минуты 56 секунд. Вследствие этого за один месяц расхождение составит около двух часов, за 3 месяца — около 6 часов, за год около 24 часов.

Необходимо иметь в виду, что началом звёздных суток является момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия, а началом средних суток — момент нижней кульминации среднего экваториального солнца. Поэтому звёздное и среднее время совпадают в момент, когда среднее экваториальное солнце проходит через точку эклиптики, диаметрально противоположную точке весеннего равноденствия (т.е. точку осеннего равноденствия). Для среднего экваториального солнца это случается 21 сентября.

Разность звёздного и среднего солнечного времени для различных дней года в виде таблицы приводится в астрономических календарях и ежегодниках. С помощью этой таблицы можно, определив звёздное время, вычислить соответствующее данному моменту года среднее время.

Среднее время можно определить и по наблюдениям Солнца. Но при этом необходимо учитывать, что продолжительность средних солнечных суток, вообще говоря, не равна продолжительности истинных солнечных суток и среднее время отличается от истинного. Разность между ними (уравнение времени) не одинакова для различных дней года и бывает то положительной, то отрицательной, а четыре раза в течение года она обращается в нуль.

Зная уравнение времени (оно приводится в астрономических справочниках), можно по истинному солнечному времени определить среднее. Среднее время для данной точки земного шара (т.е. время, которое определяется по моменту кульминации среднего экваториального солнца в данном месте), и называется местным временем.

Из самого характера определения астрономического времени следует, что местное время для всех точек одного и того же меридиана одинаково.

Но для того, чтобы определить долготу, надо не только знать местное время в данной точке, но и местное время на начальном меридиане (всемирное время) или местное время другой точки, долгота которой известна (например, Москвы). Это условие можно обеспечить с помощью точных часов (хронометра), идущего но всемирному или московскому времени, или с помощью сигналов точного времени, передаваемых по радио в определённые часы суток.

В последние годы на морских судах стали устанавливать специальные электронно-часовые комплексы, главную часть которых составляют кварцевые часы-матка,

ошибка хода которых не превосходит одной секунды в год. Кроме того, используются сигналы точного времени, передаваемые по радио и принимаемые на слух, что обеспечивает точность в пределах одной секунды, вполне достаточную для нужд обычного мореплавания.

Наибольшая точность в определении времени может быть достигнута путем приёма сигналов, специально передаваемых по радио в конце определённых часов суток особыми станциями на заранее фиксированных волнах. Каждый раз передаётся 180 сигналов — 60 подготовительных, 60 настроечных и 60 контрольных, по которым и осуществляется определение времени.

Определение местоположения

Выберем любую звезду S и соединим её прямой линией с центром Земли. Точка пересечения этой линии, которая является продолжением земного радиуса, с поверхностью Земли в навигационной астрономии называется полюсом освещения S_п данного светила (рис. 15). Из построения следует, что из своего полюса освещения любое светило наблюдается точно в зените.

Рис. 15. Полюс освещения.

Измерим зенитное расстояние звезды S. В мореходной астрономии измеряется высота светила. В этом случае зенитное расстояние z можно найти по формуле

z = 90° — h.

(12)

На рис. 15 MS₁ — направление на звезду S из точки наблюдения M. Благодаря удалённости наблюдаемой звезды линии MS₁ и OS можно считать практически параллельными. Отсюда следует, что

ZMS' = ZOS

(ZM — отвесная линия). Иными словами, угловое расстояние точки M от полюса освещения S_п звезды S равно зенитному расстоянию этой звезды в точке M.

Опишем на глобусе окружность с центром в точке S_п, проходящую через точку M. Эта окружность получила название круга равных высот, или позиционного круга. Из построения следует, что во всех точках позиционного круга звезда S будет иметь одно и то же зенитное расстояние.

Выбрав другое околозенитное светило и повторив аналогичное построение, мы найдем ещё один позиционный круг, соответствующий этому светилу.

Одна из двух точек пересечения обоих позиционных кругов, нанесенных на глобус или карту, и будет точкой местоположения наблюдателя. Поскольку эти точки обычно оказываются на значительных расстояниях друг от друга, то выбор именно той из них, в которой действительно находится наблюдатель, как правило, особых трудностей не вызывает.

Для того чтобы построить позиционные круги на глобусе, необходимо определить широты и долготы полюсов освещения избранных звёзд.