в. Перпендикулярность малого зеркала плоскости лимба.1. Подготовить секстан к наблюдениям и установить алидаду на отсчет около 0°; 2. Навести трубу на светило и вращением отсчетного барабана перевести алидаду через ноль шкалы лимба, наблюдая за изображением светила. 3. При перпендикулярности малого зеркала к плоскости лимба дважды отраженное изображение светила совпадет с прямовидимым. Если перпендикулярность нарушена, то отраженное изображение находится в стороне от прямовидимого (Рис. 5.11). 4. Вращением регулировочных винтов малого зеркала торцевым ключом совместить отраженное изображение светила с прямовидимым (Рис. 5.12).
Рис. 5.11. Перпендикулярность малого зеркала плоскости лимба нарушена. Рис. 5.12. Совмещение отраженное изображение светила с прямовидимым.
24. Сущность поправки видимой высоты за полудиаметр светила.
Влияние того, что при измерениях высот Солнца и Луны, как правило, измеряется высота верхнего или нижнего края светила компенсируется учетом поправки за радиус светила R (Рис. 5.13): - Для Солнца значение R выбирается либо из МАЕ на заданную дату, либо из таблиц ВАС-58 и ТВА-57. При измерениях нижнего края светила данной поправке присваивается знак «+», при измерениях нижнего края - знак «-». - Для Луны поправка R включена в общую поправку высоты Луны (5.9). Таким образом истинная высота светила рассчитывается по формуле: hист=oc+(i+s)+Dhd+Dhr+Dht+DhB+DhP+R (5.10)
Итак, конкретно для каждого высоты светил исправляются следующими поправками: - для звезд h*ист=oc+(i+s)+Dhd+Dhr+Dht +Dhв (5.11) - для Солнца hист=oc+(i+s) +Dhd+Dhr+р+Dht+Dhв (5.12) - для Луны hист=oc+(i+s)+Dhd+Dht+Dhв+Dhоп (5.13)
25. Сущность поправки измеренной высоты светила за наклонение видимого горизонта. 3. Разница между видимым горизонтом и истинным компенсируется поправкой за наклонение видимого горизонта Dhd. Поправка Dhd, приводит высоту светила, измеренную над видимым горизонтом, к видимой высоте над истинным горизонтом (рис. 5.13). Луч от линии горизонта Г проходит в глаз наблюдателя по криволинейной траектории ГО, а кривизна ее зависит от состояния приземного слоя атмосферы и возвышения глаза наблюдателя над уровнем моря. Наблюдатель видит линию горизонта по направлению касательной ОВ к траектории луча. Наклонение горизонта - угол между истинным и видимым горизонтом, по величине неустойчиво, особенно в закрытых морях, у побережья, у границы льдов и в местах встречи теплых и холодных течении. В этих районах величина наклонения может изменятся относительно табличного до 2-4 угловых минут, поэтому при астрономических наблюдениях наклонение рекомендуется измерять специальным прибором - наклономером типа Н-5. При невозможности измерения поправка за наклонение видимого горизонта выбирается из таблицы 3.21 МТ-2000 (11-а МТ-75 и подобных таблиц в МАЕ, ВАС-58, ТВА-57), рассчитанных по формуле: (5.6) где е – высота глаза наблюдателя над уровнем моря (м).
Рис. 5.13. Исправление высот светил.
Если высота светила измерялась над урезом воды или над ватерлинией рядом идущего корабля, то поправка Dhd (выбирается из таблицы 3.20 МТ-2000 или 11-б МТ-75, рассчитанной по формуле): Dhd= -0,04136Дп-18,562е /Дп где Дп - расстояние до уреза воды или до судна (кбт).
26. Сущность поправки видимой высоты светила за астрономическую рефракцию.
Поправка за астрономическую рефракциюDhr, исключает влияние атмосферы, искривляющей траекторию луча от светила СО, в результате чего светило наблюдается по касательной ОС' к траектории луча. Для температуры воздуха +10° С и атмосферного давления 760мм. рт. ст. поправка на астрономическую рефракцию приведена в таблице 3.22 МТ-2000 (9-а МТ-75 и подобных таблиц в МАЕ, ВАС-58, ТВА-57), рассчитанной по формуле: Dhr =- 0,97¢ctghв (5.7) где hв – видимая высота светила. При отклонении фактических метеоусловий от средних, принятых при составлении этой таблицы, необходимо дополнительно учесть две поправки: - поправку высоты светила за температуру воздуха Dht. Выбирается из таблицы 3.24 МТ-2000, 14-а МТ-75 и из подобных таблиц в МАЕ, ВАС-58, ТВА-57. - поправку высоты за давление воздуха Dhв. Выбирается из таблицы 3.25 МТ-2000, из таблицы 14-6 МТ-75 и из подобных таблиц в МАЕ, ВАС-58, ТВА-57. Поправка на астрономическую рефракцию Dhr+Dht+Dhв стабильнее поправки за наклонение горизонта, так как луч от светила идет на большом удалении от подстилающей земной поверхности в более стабильных слоях атмосферы, исключение представляют лучи светил, расположенных близко к горизонту. Отклонение величины этой поправки при высоте светила до 5° достигает 0,3-1,0 угловых минуты, поэтому наблюдать светила на малой высоте не рекомендуется.
27. Сущность поправки видимой высоты светила за параллакс.
Поправка за параллакс DhP компенсирует тот факт, что измерения высоты светила производятся с поверхности Земли, а не из ее центра (центра вспомогательной небесной сферы). Она приводит топоцентрическую высоту светила hт с поверхности Земли к геоцентрической высоте из её центра. ИзСОО3 (Рис. 5.13) по теореме синусовимеем: sinDhP /sin (90°+hт)=R/CO3, Откуда: sinDhP=(R/CO3) coshт. При hт =0 и j =0, R/CO3 = sinр0, где р0 - горизонтальный экваториальный параллакс "светило-угол", под которым со светила, находящегося на горизонте, виден земной радиус, поэтому: sinDhP= sinр0coshT (5.8) Звезды находятся за пределами Солнечной системы на очень большом расстоянии и направления на них как из центра Земли, так и c ее поверхности будут практически одинаковым, то есть для звезд поправкой за параллакс вследствие ее ничтожности можно пренебречь. Более того, из светил Солнечной системы (планеты, Солнце и Луна) данной поправкой можно пренебречь для самых далеких от Земли планет – Юпитера и Сатурна. Для планет (Венеры и Марса) поправка за параллакс приведена в таблице 3.23 МТ-2000 (9-б МТ-75 и в подобных таблицах МАЕ, ВАС-58, ТВА-57). Для Солнца поправка за параллаксDhP включена в суммарную поправку за рефракцию и параллакс Dhr+р и приведена в таблице 3.26 МТ-2000 (в подобных таблицах МАЕ, ВАС-58, ТВА-57): Dhr+р= Dhr+DhP Для Луны поправка DhP включена в общую поправку высоты Луны: Dhоп= Dhr+Dh P±R (5.9) где R - топоцентрический полудиаметр Луны.
28. Назначение и содержание морского астрономического ежегодника (МАЕ). Порядок вычисления местного часового угла и склонения светил.
Морской астрономический ежегодник (МАЕ) предназначен в основном для вычисления часовых углов и склонений светил на момент их наблюдения, а также для получения других астрономических данных, необходимых для судовождения. Часовые углы звезд в МАЕ непосредственно не приводятся. Для их получения используют формулы (2.3) и (2.6): tW =Sм+t*= tWγ +t*=(tгр ± lEW)+t*, следовательно, вестовый часовой угол звезды равен вестовому часовому углу точки Овна плюс звездное дополнение этой звезды. Из этого правила следует: чтобы вычислить часовой угол звезды, надо рассчитать местное звездное время, изменяемое вестовым часовым углом точки Овнаи сложить его с звездным дополнением звезды.
Западный часовой угол. Для звёзд tW=tм^ +t*, для Солнца, Луны и планет tW=tгр ± lwЕ - если часовой угол tW получается меньше 180°, то расчет часового угла на этом заканчивается; - если часовой угол tW получается больше180°, но меньше 360°, то он переводится в практический часовой угол tЕ = 360°- tW; - если часовой угол tW получается больше 360°, то из результата вычитается 360° и наименование часового угла при этом не изменяется (остаётся tW!). tЕ = 360°- tW. Находится только при 180° < tW < 360°
Табличное значение склонение d светила и его наименование. Выбирается из ЕТ по целому часу ТГгр и дате для соответствующего светила. Для звезд не рассчитывается.
Поправка склонения. Выбирается из ОИТ на странице минут в колонке “Попр.” по D. Знак одинаков Dd со знаком D. Для звезд не рассчитывается
Склонение светила. Для Солнца, Луны и планет d=dт+Dd. Для звёзд d выбирается либо из таблицы “Звёзды. Видимые места” (для всех навигационных звезд, при этом данные приведены на первое число каждого месяца), либо из раздела “Звёзды. Видимые места” ежедневных таблиц (только для наиболее ярких звезд, при этом данные приведены на середину трехсуточного интервала). 29. Порядок исправления измеренных высот светил.
полученный с помощью навигационного секстана отсчет ОС не является истинной высотой светила вследстве влияния следующих причин: - несовпадение нулевого отсчета лимба и отсчета секстана ОС; - заводских и эксплуатационных погрешностей секстана; - измерения высот светил производятся относительно видимого горизонта, а не истинного; - видимое направление на светило не совпадает с истинным вследствие преломления лучей в атмосфере (явление рефракции); - измерения высоты светила производятся с поверхности Земли, а не из ее центра (центра вспомогательной небесной сферы); - при измерениях высот Солнца и Луны измеряется, как правило, высота верхнего или нижнего края светила.
- для звезд h*ист=oc+(i+s)+Dhd+Dhr+Dht +Dhв - для Солнца hист=oc+(i+s) +Dhd+Dhr+р+Dht+Dhв - для Луны hист=oc+(i+s)+Dhd+Dht+Dhв+Dhоп - для Марса h♂ист=oc+(i+s)+Dhd+Dhr+Dht+Dhв+DhP - для Венеры h♀ист=oc+(i+s)+Dhd+Dhr+Dht+Dhв+DhP+Dhф где Dhф=с·cos[180°-(G+q)]=с·cosq – поправка высоты за фазу Венеры, выбираемая из МАЕ.
30. Определение места судна по разновременным измерениям высоты светила (Солнца). в светлое время суток мореплаватель имеет возможность одновременно наблюдать только одно светило - Солнце. для получения астрономической обсервации приходится пользоваться методом его разновременных наблюдений. Промежуток времени между двумя наблюдениями определяется необходимостью изменения азимута светила на угол 40°-50°, который изменяется со скоростью: DА= 5°/ч (sin j-cos j cosA tgh). При этом условии высотные линии положения, которые перпендикулярны азимутам на светило, пересекутся под углом 40°-50°, обеспечивая высокую надежность обсервованного места. предположим, что в момент первых наблюдений Т1 счислимое место судна находилось в точке МС1 (рис. 8.13). Его обсервованное место в этот же момент должно располагаться на высотной линии положения I-I, элементы которой Ас1 и n1=(h1 – hс1), были получены по счислимым координатамточки Мс1, т.е. по φс1 и λ с1. Через 2-4 часа на средний момент времени Т2, совершив плавание S=V- (Т2-Т1) на судне провели вторые наблюдения Солнца и получили высотную линию положения ІІ - ІІ. Элементы этой линии положения Ас2 и n2=(h2-hс2) были вычислены по координатам второй счислимой точки Мс2. Можно утверждать, что в момент вторых наблюдений Т2 место судна находилось в одной из точек линии ІІ- ІІ. Будем считать, что при плавании судна между двумя наблюдениями не было допущено никаких погрешностей счисления. Перенесем высотную линию положения I-I по направлению пути судна на величину плавания S. Очевидно, что в момент Т2 вторых наблюдений обсервованное место при условии точного счисления должно находится где-то на этой перенесенной линии положения I'- I'. Но так как в этот же момент судно находится на линии положения II-II, то точка Мо пересечения линий положения I'- I' и II-II и явится его обсервованным местом. 31. Определение места судна по одновременным измерениям высот светил. Термин "одновременные наблюдения" означает, что измерение серий высот двух и более светил выполнено в быстрой последовательности, при этом разность средних моментов времени последней и первой серии не превышает 10-15 мин. За этот интервал времени судно пройдет расстояние не более 10 миль, следовательно при приведении высот светил к одному моменту наблюдений, относительно которого вычисляются элементы высотных линий положения, не требуется учитывать сферичность Земли и погрешности счисления. Определение места судна по двум светилам, наблюдаемым одновременно, можно производить днем по Солнцу и Луне, по Солнцу и Венере, по Луне и Венере, а в сумерки - по двум звездам. Самое удобное время для наблюдений звезд и планет - период навигационных сумерек, который рассчитывается заранее либо с помощью МАЕ, либо с помощью вычислительной техники. Вечерние наблюдения надо начинать сразу после захода Солнца, стараясь через трубу секстана обнаружить наиболее яркие светила, прежде чем они будут видны невооруженным глазом. Утром измерение высот ярких звезд желательно производить ближе к концу навигационных сумерек. Измеренные при этих условиях высоты будут наиболее надежными, так как хорошо видна линия горизонта. Обсервованое место судна получается в точке пересечения двух высотных линий положения (Рис.6.6), которые пересекаются под углом Θ=Ас2-Ас1. Для получения высокой точности обсервации наиболее благоприятная комбинация светил для наблюдений - по высотам 20°-60° при разности азимутов, близкой к 90°, но не менее 30°. Две высотные линии положения всегда пересекаются в одной точке, поэтому по такой обсервации невозможно обнаружить и оценить неизбежные погрешности наблюдений, ошибки вычислений и промахи. Для получения более точного и надежного места необходимо иметь три или четыре высотные линии, по которым легко обнаружить промахи, оценить и исключить влияние систематических (повторяющихся) погрешностей высотных линий положения. Третья (избыточная) высотная линия положения повышает точность обсервации примерно на 15-20 %. Высотные линии положения приводят к моменту наблюдений последней высоты. На этот момент и получаем обсервованное место судна. 32. Определение обсервованной широты по высоте Полярной. В северном полушарии при широтах 5°-74° удобной звездой с точки зрения объема вычислений является Полярная - звезда α Малой Медведицы. Известно, что высота повышенного полюса мира равна географической широте места судна. Вблизи Северного полюса мира расположена Полярная звезда, которая имеет экваториальные координаты δ@89,2°N и α@33,9°. В своем суточном движении она описывает параллель радиуса ∆=90°-δ@0,8° (рис. 9.3). Рис. 9.3. Суточное движение Полярной.
33. Нахождение вероятного обсервованного места в фигуре погрешностей. Метод наименьших квадратов – отыскивание таких значений ∆φ и ∆λ при которых сумма квадратов невязок будет величиной мин. Весом называется величина обратная квадрату СКП Р=1/m2
Рис. 7.6. Нахождение вероятнейшего (вероятного) места судна способом биссетрисс с учетом только систематических погрешностей при направлениях градиентов линий положения по всему горизонту.
Рис. 7.8. Нахождение вероятнейшего (вероятного) места судна с учетом только случайных погрешностей способом противомедиан.
Нахождение вероятнейшего (вероятного) места судна в четырехугольнике погрешностей.
34. Организация наблюдения и измерения высот светил.
1 этап. Подготовка к наблюдениям: - оценка астронавигационной обс-ки и подбор светил для набл; - выбор времени и места наблюдений; - определение поправки индекса навигационного секстана: i=360°- ос(осср); - определение поправки часов: Uхр=Uхр2+ω0 (Т-Т2), сл= Тхр -Тч, Uч =Uхр+сл. 2 этап. Астрономические наблюдения: - измерение серий высот и времени, снятие времени наблюдений Т и отсчета лага ОЛ; - Снятие с карты счислимых координат; 3 этап. Обработка наблюдений: - запись наблюдений в навигационный журнал по форме: 21.05 ол=15,0 α Близнецов ос=32°15,8'; i+s=-1,3'; T=17ч 03мин32с; α Ориона ос= 25°16,5'; i+s =- 1,2'; Т=17ч04мин48с; Uч =+27с; е=10м; tв=+5°; Вв=742 мм рт.ст.. - расчет средних значений ос и времени: ОСср=åОСi / n, Тср=åТi / n; - Расчет часовых углов t и склонений светил d; - Расчет счислимых высот светил hс; - Расчет истинных высот светил hист.; - Приведение высот светил к одному месту наблюдений (к одному зениту) - расчет поправки Δhz; - Расчет элементов высотных линий положения: Ас1, n1=(h+Δhz)-hc1; Ас2, n2=(h-hc2); - Прокладка высотных линий положения и расчет координат обсервованного места. 35. Определение поправки компаса по небесным светилам. DК=ИП-КП В мореходной астрономии истинныйпеленг светила представляет собой его азимут в круговом счете Ак. Компасный пеленг определяют при наблюдениях как средний из трех-пяти компасных пеленгов на светило с фиксацией моментов времени Тч каждого измерения: КП=å КПi/n, (10.2) Тч =åТчi /n. (11.3) Исходя из приведенных ваше рассуждений и на основании рис. 10.2 для различных курсоуказателей получим: DК=Aк-КПк=Ак-(КК+КУ*) (11.4) Азимут светила вычисляется из параллактического треугольника (рис. 11.2.), и в общем случае является функцей трех аргументов (§ 4.1): А=f1(φ, δ, tм)= f2(φ, δ, h)= f3(φ, h, tм) (11.5) В зависимости от способов получения аргументов в выражении 11.5 существуют несколько способов расчета поправки курсоуказания астрономическим способом. Способ моментов. азимут светила вычисляетя по первой зависимости формулы 11.5, то есть используются аргументы φ, δ и tм. Для вычисления склонения δ и местного часового угла tм с помощью МАЕ, либо вычислительной техники, замечается момент времени с точность до одной секунды (универсальность и достаточно высокая точность, его можно применять в любое время суток по отношению к любому наблюдаемому светилу.) Способ высот. В данном способе азимут светила вычисляетя по второй зависимости формулы 11.5, то есть используются аргументы φ, δ и h. Способ предполагает, что при пеленговании светила была измерена, или заранее вычислена его высота h. Азимут светила в данном случае вычисляется с помощью вычислительной техники. Способ высот и моментов. В данном способе азимут светила вычисляетя по третьей зависимости формулы 11.5, то есть используются аргументы φ, h, и tм. Этот способ используется при совмещении определения поправки курсоуказания с определением места судна, как правило, с помощью астронавигационной системы
36. Сущность астрономических явлений, связанных с освещённостью горизонта. Расчёт элементов освещенности горизонта.
Состояние освещенности оказывает существенное влияние на повседневную деятельность судна: в ночное время снимается точность и надежность радионавигационных, систем, технических средств наблюдения и связи, существенно возрастает количество аварий. Сумерками называется период времени плавного перехода от дневного света к ночной тьме (и наоборот). Видимым восходом (заходом) Солнца называется момент пересечения верхним краем Солнца линии видимого горизонта. Высота Солнца при этом составляет h=-50.3¢. Момент видимого захода Солнца соответствует началу вечерних гражданских сумерек, а момент видимого восхода Солнца соответствует окончанию утренних гражданских сумерек. После прихода центра Солнца на высоту (- 6°) линия горизонта видна хорошо, отчетливо различаются береговые ориентиры, но звезды уже почти не наблюдаются. Гр. сумерки – набл-ся только несколько самых ярких звезд, или планет 2-3 мах. Но хорошо просматривается горизонт. Нав. Сумерки – набл-ся все навигационные звезды и хорошо просматривается линия горизонта. Астрон. Сумерки (-12-18°) Наиболее предпочтительным периодом для наблюдения звезд является период с середины гражданских до середины навигационных сумерек. Теоретически время видимого восхода и захода, кульминации Солнца или Луны, начала утренних и конца вечерних сумерек можно вычислить по ф-ле соs tм = sес j sес d sin h - tg j tg d, Азимуты видимого восходаили захода Солнца вычисляют по таблице 3.37 МТ-2000 (или по таблицам 20а и 20б МТ-75) высота Солнца в момент видимого восхода или захода изменится на величину: Dh= Dhd + Dht+Dhв.
37. Определение поправки компаса по Полярной звезде.
При плавании судна в малых и средних широтах (j =5-25°N) удобным астроориентиром для определения поправки курсоуказания является Полярная звезда. Для нее по рис. 11.4 из сферического треугольникаСZР по теореме синусовимеем: sin А=cos d sin tм sec h. Но для Полярной можно принять sec h @ sес j и по малости углов А и D sin A@А,sinD@D, a tм=tм - a= t M -33°, тогда: A = D sec j sin(tм- 33°).(11.9)
Поэтой формуле рассчитана и помещена в МАЕ таблица “Азимут Полярной’’. Входными аргументами этой таблицы являются широта места судна φс и местный часовой угол точки Овна tм^. Из рис. 11.4 и формулы (11.9) видно, что при tм=33° Полярная имеет верхнюю кульминацию, а при tм =33°+180°=213° - нижнюю кульминацию и в эти моменты азимут Полярной равен нулю. При часовом угле точки Овна в пределах 33°-180°-213° Полярная будет в западной части сферы и наименование азимута будетNW, а при значении 213°-0°-33°- NE. Точность вычисления азимута в данном случае mА=0,1°. Азимут Полярной звезды изменяется очень медленно, поэтому при обычном порядке наблюдений моменты времени можно замечать с точностью до 1 минуты и измерение пеленгов может производить один наблюдатель. Таким образом определение поправки курсоуказания по Полярной является частным случаем способа высот и моментов.
38. Определение и порядок действий при определении поправки компаса по видимому восходу (заходу) Солнца. . (11.7) Из формулы 11.7 видно, что азимут светила легко найти, если известна его высота. Если в качестве светила взять Солнце, а компасный пеленг его измерять в момент восходаили захода верхнего края Солнца, то его высота в этот момент будет равна: h= h`+ Dhd+Dhr+Dhp- R=0°00.0¢ - 6.1¢ - 35.7 ¢- 16.0¢ = -57.8¢, где Dhd расчитана для высоты глаза наблюдателяе=12м. Для такой высоты Солнца формула 11.7 преобразовывается к виду: . (11.10) По этой формуле рассчитаны и помещены в таблице 3.37а и 3.37б МТ-2000 (в таблицах 20-а и 20-б МТ-75) "Азимуты видимого восхода или захода верхнего края Солнца ". Входными аргументами таблиц являются широта места и склонение Солнца. Первая буква наименования азимута в полукруговом счете одноимённа с широтой, вторая Е - при восходеи W- при заходе Солнца. Из-за нестабильности поправок Dhd и Dhr СКП расчета счислимого азимута по этим таблицамmA=0,3°. Таким образом определение поправки курсоуказания по видимому восходу и заходу Солнца является частным случаем способа высот. Пеленгование Солнца в данном случае производится не серией, а однократно, при этом момент времени замечается с точностью до 1 мин.
39. Определение обсервованной широты места судна по меридиональной высоте Солнца. Данный способ привлекает внимание своей простотой и малым объемом вычислений.
В процессе видимого суточного дижения светило дважды пересекает плоскость меридиана набюдателя. высота светила будет наибольшей в момент верхней кульминации и наименьшей в момент нижней кульминации. Если в момент измерения наибольшей высоты Солнца заметить гринвичское время, то с помощью МАЕ (а в аварийном случае и без него) можно получить склонения Солнца на момент наблюдений. jо =(90°- H) ±dNS (9.9) т.е. обсервованная широта равна меридиональному зенитному расстоянию плюс-минус склонение светила, причем знак "плюс" берется при одноимённых широте и склонению, а знак "минус" - при разноимённых. Если измерялась наименьшая высота Солнца H', что возможно при полярном дне, то: jо =(90°- d) +H' Последовательность действий при определении широты по измеренной меридиональной высоте Солнца. 1. Расчитать с помощью МАЕ судовое время кульминации Солнца и снять с морской навигационной карты счислимые координаты судна φс и λс на этот момент; 2. Подготовить секстан к дневным наблюдениям и определить по Солнцу поправку индекса i; 3. Измерить, если это возможно, наклонение видимого горизонта d; 4. За 5-7 минут да расчитанного времени кульминации начать измерять высоты Солнца. Измерения прекратить после получения двух-трех убывающих отсчетов. Одновременно зафиксировать время измерения наибольшей высоты с точностью до 1 минуты; 5. Заметить, над какой точкой горизонта измерялась высота Солнца – N или S (измерить компаный пеленг на светило); 6. Расчитать по рассмотренной выше методике обсервованную широту места судна. 40. Определение обсервованной широты места судна по высоте Полярной. В северном полушарии при широтах 5°-74° удобной звездой с точки зрения объема вычислений является Полярная - звезда α Малой Медведицы. Известно, что высота повышенного полюса мира равна географической широте места судна. Вблизи Северного полюса мира расположена Полярная звезда, которая имеет экваториальные координаты δ@89,2°N и α@33,9°. В своем суточном движении она описывает параллель радиуса ∆=90°-δ@0,8° (рис. 9.3). Рис. 9.3. Суточное движение Полярной.
41. Назначение, принцип действия, состав, основные ТТХ низкоорбитных СНС. Принцип получения навигационного параметра.
Спутниковая (космическая) навигационная система (СНС) предназначена для высокоточного определения координат места и составляющих скорости наземных, морских, речных, воздушных и других подвижных объектов в любой точке земного шара. К низкоорбитным СНС относятся СНС отечественные СНС «Парус» и «Цикада» и подобная им американская СНС NNSS «Transit». Данные СНС построены на одних и тех же принципах и имеют одинаковую структуру. Несущественные различия есть в параметрах орбит, количестве НКА, организации траекторных измерений, математических методах прогнозирования и формах представления орбиты. Основные характеристики СНС «Парус», «Цикада» и «Transit» приведены в табл. 13.2.
определение местоположения путём измерения расстояний до объекта от точек с известными координатами — спутников. Расстояние вычисляется по времени задержки распространения сигнала от посылки его спутником до приёма антенной GPS-приёмника. для определения 3d координат GPS-приёмнику нужно знать расстояние до трёх спутников и время GPS системы. благодаря эффекту Доплера частота принимаемого сигнала увеличивается при приближении спутника и уменьшается при его отдалении. точно зная положение спутника, можно определить собственную скорость и координаты.
42. Назначение, принцип действия, состав, основные ТТХ среднеорбитых СНС. Принцип получения навигационного параметра. для высокоточного определения координат места и составляющих скорости наземных, морских, речных, воздушных и других подвижных объектов в любой точке земного шара. определение местоположения путём измерения расстояний до объекта от точек с известными координатами — спутников. Расстояние вычисляется по времени задержки распространения сигнала от посылки его спутником до приёма антенной GPS-приёмника. для определения 3d координат GPS-приёмнику нужно знать расстояние до трёх спутников и время GPS системы. благодаря эффекту Доплера частота принимаемого сигнала увеличивается при приближении спутника и уменьшается при его отдалении. точно зная положение спутника, можно определить собственную скорость и координаты. Основное назначение среднеорбитной СНС второго поколения - глобальная оперативная навигация наземных, морских, воздушных и низкоорбитных космических подвижных объектов. Система ГЛОНАСС разработана по заказу и находится под управлением Министерства Обороны РФ.
43. Пространственная прямоугольная система координат. Взаимосвязь местоположения и скорости судна от расстояний до НИСЗ. В отличие от обычных астрономических обсерваций, где измеряются только направления на светила относительно оси вращения Земли иотвесной линии, при обсервациях поСНС учитываются закономерности изменения расстояния между спутниками и судном при их взаимном перемещении в пространстве. Поэтому при обсервациях поСНС применяют пространственную систему координат XYZ,участвующую во вращении Земли. Начало этой системы координат принимается в центре Земли О,ось Xлежит в плоскости гринвичского меридиана, а ось Zнаправлена к северному полюсу мира. Для получения обсервованных координат места по наклонной дальности D или по скорости ее изменения Vd необходимо математически связать: - пространственные прямоугольные координаты НКАσ (х0, у0, z0) и проекции вектора скорости ИСЗ σ (Vx, Vy, Vz); - пространственные прямоугольные координаты М (xм, ум, zм) и проекции вектора скорости судна (vx, vy, vz). Исходными данными при этом будут служить: - для НКА - геоцентрический радиус-вектор = Rσ + hпи скорость Vσ,а также эфемеридная информация II вида, позволяющая вычислить значения направляющих косинусов углов ХОσ, YOσ, ZOσ; - для судовой навигационной аппаратуры - геоцентрический радиус-вектор приемной антенны =Rм + hант,где hант- высота антенны над уровнем моря; скорость Vи путевой угол судна ПУ, геоцентрические координаты судна φ' и λ. Географическая широта φ и геоцентрическая широта φ' связаны известным выражением: φ = arctg [tg φ' (1 - е2)-1]при наибольшей разнице φ - φ'=11,5' на широте φ =45°. 44. Методы получения навигационных параметров, используемые в в СНС. определение местоположения путём измерения расстояний до объекта от точек с известными координатами — спутников. Расстояние вычисляется по времени задержки распространения сигнала от посылки его спутником до приёма антенной GPS-приёмника. для определения 3d координат GPS-приёмнику нужно знать расстояние до трёх спутников и время GPS системы. благодаря эффекту Доплера частота принимаемого сигнала увеличивается при приближении спутника и уменьшается при его отдалении. точно зная положение спутника, можно определить собственную скорость и координаты. Среднестатистические значения погрешностей измерения навигационных параметров среднеорбитных СНС.
45. Получение места судна по измеренным азимутам светил. Азимутальная линия положения. Измеренному азимуту А соответствует на земном шаре изолиния РnМδ,называемая изоазимутой (рис. 6.7). Текущие координаты места судна М (φ, λ), координаты географического места светила σ (tгр, δ) и азимут Асвязывает уравнение изоа
|