Большая Советская энциклопедия (ГЕ) - БСЭ БСЭ

  В Г. а. разработан ряд способов астрономических наблюдений, различающихся в зависимости от того, какие величины определяются (время, широта, долгота или азимут), какие светила для этого наблюдаются (звёзды или Солнце) и как и какие величины непосредственно измеряются при наблюдениях небесного светила (зенитное расстояние z, высота h, азимут а* и момент Т прохождения светила через избранную плоскость). Выбор этих способов зависит от поставленной задачи, точности её решения, наличия инструментов и т. д. При этом небесные координаты наблюдаемого светила, а именно его прямое восхождение а и склонение a, считаются известными; они приводятся в астрономических ежегодниках и каталогах звёзд.

  Соединив на небесной сфере (рис.) полюс PN, зенит места Z и наблюдаемое светило а дугами больших кругов, получим т. н. параллактический треугольник PNZs, в котором угол при вершине Z есть дополнение азимута а* светила до 180° и угол при вершине PN равен часовому углу t светила.

  Все способы астрономических определений основаны на решении параллактического треугольника после измерения его некоторых элементов (см. Сферическая астрономия). Так, измерив зенитное расстояние Z светила в момент Т по хронометру и зная широту j места, можно определить часовой угол t светила из выражения

  cosz = sinj sin d + cosj cosd cost

  и по равенству t = s — a= Т + u — a найти поправку u к показанию хронометра и местное звёздное время s. Зная поправку хронометра u и измерив зенитное расстояние Z светила, можно определить широту j места. Поправку хронометра выгодно определять из наблюдений звёзд в первом вертикале, а широту места — в меридиане, т. е. в кульминации небесного светила. Если измерить зенитные расстояния двух звёзд, расположенных в меридиане к Ю. или С. от зенита места, то тогда

  j = dS — zS = dN — zN.

  Особенно удобны способы, основанные на измерении окулярным микрометром малых разностей зенитных расстояний северных и южных звёзд в меридиане (см. Талькотта способ). В способах соответственных высот отмечают моменты T1 и T2 прохождений двух звёзд через один и тот же альмукантарат. Если известна j, то получают u (см. Цингера способ), а если известна u, то определяют j (см. Певцова способ). Из наблюдений серии равномерно распределённых по азимуту звёзд на постоянной высоте 45° или 30° определяют j и l (см. Мазаева способ).

  Азимут а* небесного светила определяют, измеряя его часовой угол или зенитное расстояние и зная широту j места наблюдения. Прибавляя к азимуту наблюдаемого светила (обычно Полярной звезды) горизонтальный угол Q между ним и земным предметом, получают азимут а земного предмета.

  Разность долгот двух пунктов равна разности местных звёздных времён в этих пунктах или разности поправок хронометра, отнесённых к одному физическому моменту по известному ходу часов, так что l2 — l1 = s2 — s1 = (T + u2) — (Т + u1) = u2 — u1 + T2 — T1. Долготы l отсчитываются от меридиана Гринвича. Поэтому l = s — S = u — U. Поправки хронометра u относительно местного звёздного времени s определяют из наблюдений звёзд, а U относительно гринвичского звёздного времени S — из приёма ритмических сигналов времени по радиотелеграфу. В современных высокоточных работах ошибки определения широты, долготы и азимута не превышают ± 0,5".

  Лит.: Цингер Н. Я., Курс практической астрономии, М., 1924: Вентцель М. К., Полевая астрономия, ч. 1—2, М., 1938—40; Блажко С. Н. . Курс практической астрономии, М. — Л., 1951; Цветков К. А., Практическая астрономия, 2 изд., М., 1951; Кузнецов А. Н., Геодезическая астрономия, М., 1966.

  А .В. Буткевич.

Рис. к ст. Геодезическая астрономия.

Геодезическая гравиметрия

Геодезическая гравиметрия, раздел геодезии, в котором рассматриваются теории и методы использования результатов измерения силы тяжести для решения научных и практических задач геодезии. Основное содержание Г. г. составляют теории и методы определения внешнего поля потенциала W силы тяжести g Земли по измерениям на земной поверхности S и астрономо-геодезическим материалам. Г. г. включает также теорию нивелирных высот и обработку астрономо-геодезических сетей в связи с особенностями гравитационного поля Земли. Обычно из этого поля выделяют правильное и известное поле потенциала U т. н. нормальной Земли сравнения, представляемой в виде уровенного эллипсоида. Центры масс и оси вращения реальной и нормальной Земли совпадают. Основную задачу Г. г. сводят к выводу возмущающего потенциала Т = W — U, который определяют из решения граничных задач математической физики. На земной поверхности Т удовлетворяет граничному условию

  где Н — высота над эллипсоидом, g— сила тяжести в поле U, HQ — нормальная высота, выводимая из условия, что приращение (gdh потенциала W от начала счёта высот измерено в поле U, dh — элементарное превышение геометрического нивелирования. Для вывода Т разработано несколько методов, которые сводятся к решению соответствующих интегральных уравнений.

  В равнинных районах некоторые практические задачи можно решать упрощёнными методами вывода Т и его производных. Эти методы основаны на условии HQ = 0, вводимом после вычисления разностей g — у (HQ). Такой подход, например, допустим при астрономо-гравиметрическом нивелировании. В этом случае задачи Г. г. будут решены в явном виде замкнутыми формулами. Значение Т на земной поверхности определяет формула Стокса (1849)

   R — радиус земной сферы, ds — её элемент и y— дуга большого круга между фиксированной точкой и текущей точкой, в которой задана сила тяжести. Эта формула описывает внешнее гравитационное поле земной сферы. Из неё можно вывести выражение для любого элемента гравитационного поля Земли в равнинных её областях.

  Современная Г. г. основана на работах (1945—60) М. С. Молоденского и изучает способы решения граничных задач, условия их разрешимости, плотность и точность необходимых измерений.

  Лит.: Молоденский М. С., Юркина М. И., Еремеев В. Ф., Методы изучения внешнего гравитационного поля и фигуры Земли, «Тр. Центрального научно-исследовательского института геодезии, аэросъёмки и картографии», 1960, в. 131; Бровар В. В., Магницкий В. А., Шимберев Б. П., Теория фигуры Земли, М., 1961.

  М. И. Юркина.

Геодезическая задача

Геодези'ческая зада'ча, связана с определением взаимного положения точек земной поверхности и подразделяется на прямую и обратную задачу. Прямой Г. з. называют вычисление геодезических координат — широты и долготы некоторой точки, лежащей на земном эллипсоиде, по координатам др. точки и по длине и азимуту геодезической линии, соединяющей эти точки. Обратная Г. з. заключается в определении по геодезическим координатам двух точек на земном эллипсоиде длины и азимута геодезической линии между этими точками. В зависимости от длины геодезической линии, соединяющей рассматриваемые точки, применяются различные методы и формулы, разработанные в геодезии. По размерам принятого земного эллипсоида составляются таблицы, облегчающие решение Г. з. и рассчитанные на использование определённой системы формул. Г. з. в том и другом виде возникает при обработке триангуляции, а также во всех тех случаях, когда необходимо определить взаимное положение двух точек по длине и направлению соединяющей их линии или же расстояние и направление между этими точками по их геодезическим координатам. В ряде случаев Г. з. решают в пространственных прямоугольных координатах по формулам аналитической геометрии в пространстве. В этих случаях вместо длины и азимута геодезических линии, соединяющей две точки, используют длину и пространственные компоненты направления прямой линии между этими точками.