Геодезическая астрономия

Геодези́ческая астроно́мия — раздел астрономии, в котором изучаются теория и способы определения географических координат точек земной поверхности и азимутов направлений из наблюдений небесных светил. Геодезическая астрономия изучает также устройство и теорию инструментов, используемых для астрономических наблюдений, и методы математической обработки астрономических определений^[1].

Учебная практика по геодезической астрономии: приблизительные астрономические определения широты, долготы и азимута зенитным и азимутальным методами с использованием теодолита 3Т2КП

Классификация астропунктов

Астрономическим пунктом называется точка, в которой географические координаты $\varphi$ и $l$ , а также направление астрономического меридиана определены с помощью астрономических наблюдений. Определение направления астрономического меридиана сводится к определению азимута $A_{\vartriangle }$ , направления на земной предмет. Для определения широты $\varphi$ и долготы $A$ необходимо знать местное звёздное $s$ или местное среднее $t$ время. С помощью геодезической астрономии установлены исходные данные государственной геодезической сети Российской Федерации. С этой целью астрономическими методами определяются $\varphi$ и $A$ исходного пункта и астрономический азимут начального направления сети.

Первоклассные астропункты называются пунктами Лапласа. Они располагаются на обоих концах базисных сторон в вершинах полигонов государственной геодезической сети 1-го класса, на обоих концах крайних сторон звеньев полигонометрии 1-го класса, через каждые десять сторон в сплошных сетях 1-го класса. В сплошных сетях 2-го класса пункты Лапласа определяются на концах базисной стороны, расположенной в середине сети. В районах, покрытых детальной гравиметрической съёмкой, пункты Лапласа отстоят друг от друга примерно на 125 километров. В районах, не покрытых детальной гравиметрической съёмкой, они располагаются в среднем через 60 километров. Азимуты Лапласа позволяют осуществлять независимый контроль и уравнивание угловых измерений в государственной геодезической сети.

Кроме пунктов Лапласа (астропунктов 1-го класса) определяются астропункты 2-го класса, преимущественно в необжитых и малообжитых районах, как пункты основы для географических съёмок мелких масштабов, магнитометрических съёмок, для закрепления маршрутов при географических исследованиях и тому подобное. Для решения ряда научно-технических задач и для обеспечения единой системы опорных точек на большой территории определяются астропункты 3-го и 4-го классов.

Требуемая точность обеспечивается точностью применяемого прибора, способом астроопределений, числом исполненных приёмов и числом наблюдений. Точность астропунктов специального назначения устанавливается в зависимости от технического задания на производство работ^[2].

Системы сферических координат

Для определения сферической системы координат на сфере выбирают два взаимно перпендикулярных больших круга. Один из кругов называют основным, а другой — начальным кругом системы.

Системы сферических координат: горизонтальная система координат, первая и вторая экваториальные системы координат, эклиптическая система координат. Названия систем соответствуют названиям больших кругов, принятых за основной круг^[3].

Отсчётное время

Геодезическая астрономия оперирует с целями, находящимися далеко за пределами земной поверхности. Это могут быть как естественные космические объекты, так и искусственные спутники Земли, созданные человеком. В то время, как геодезия занимается определением координат неподвижных (относительно земной поверхности) точек, геодезическая астрономия сталкивается с постоянно меняющимся положением своих целей. Эта динамика и определяет ключевое отличие — добавление временной координаты в систему измерений. Время, подобно пространственным координатам, имеет свои системы отсчёта, шкалы и масштабы, что делает его неотъемлемой частью геодезических расчётов.

Основной системой отсчёта времени в космической геодезии, и во многих других областях науки, является Всемирное время UT (Universal Time). UT, в своей наиболее базовой форме (UT0), представляет собой среднее солнечное время на Гринвичском меридиане. Его определение основывается на видимом движении Солнца по небесной сфере. В формулах оно обозначается как $T_{0}$ . Важно понимать, что время на любом другом меридиане будет отличаться от UT0 на величину, пропорциональную долготе данного меридиана — чем дальше на восток, тем больше разница, и наоборот.

Неравномерность UT0 обусловлена несколькими факторами, связанными с неравномерностью вращения Земли. Во-первых, орбита Земли вокруг Солнца — эллиптическая, а не круговая, что приводит к изменению скорости движения Земли по орбите, а значит, и к изменению видимой скорости движения Солнца. Во-вторых, ось вращения Земли прецессирует и нутирует, что также оказывает влияние на наблюдаемое положение Солнца. В-третьих, сезонное перераспределение масс на Земле вызывает небольшие, но измеримые изменения скорости вращения Земли. Наконец, приливные силы Луны и Солнца также немного замедляют вращение Земли. Все эти факторы приводят к тому, что продолжительность солнечных суток слегка изменяется, отклоняясь от идеальных 23 градусов.

В других областях деятельности человека такая шкала не всегда удобна. Поэтому:

истинное время исправляется за движения полюса Земли $\vartriangle \lambda :UT1=UT0+\vartriangle \lambda$
это время исправляется за неравномерность вращения Земли $\vartriangle UT:UT2=UT1+\vartriangle UT$

В некоторых источниках указывается совокупная величина поправок, обозначаемая $DUT1+dUT1$

Для связи между атомным временем и Всемирным временем используется координированное всемирное время (UTC), которое представляет собой TA (атомное время), скорректированное с помощью добавления или вычитания високосных секунд, чтобы поддерживать синхронизацию с UT1. Високосные секунды добавляются или вычитаются периодически для компенсации небольших расхождений между атомным и солнечным временем, вызванных неравномерностью вращения Земли. Это сложное взаимодействие различных временных шкал подчёркивает важность точного учёта времени при проведении высокоточных измерений в космической геодезии, где речь идёт о миллиметровой и даже субмиллиметровой точности. Погрешности в определении времени могут существенно исказить результаты геодезических измерений, особенно при работе с искусственными спутниками Земли, движущихся с высокой скоростью. Поэтому тщательный мониторинг и учёт всех факторов, влияющих на время, являются критическими аспектами успешного проведения космических геодезических работ^[4].

Примечания

↑ Виноградов А. В. Геодезическая астрономия. — Омск: СибАДИ, 2016. — 17 с.
↑ Пандул И.С. Геодезическая астрономия применительно к решению инженерно-геодезических задач. — СПб.: Политехника, 2011. — С. 165. — 324 с. — ISBN 978-5-7325-0982-3.
↑ Цветков В. Я., Савиных В. П. Космическая геоинформатика. — СПб.: Лань, 2023. — С. 15. — 184 с. — ISBN 978-5-507-46727-3.
↑ Тарелкин Е.П., Блинов А.Ф. Космическая геодезия. — СПб.: НОИР, 2015. — 96 с. — ISBN 978-5-906759-15-3.

[1] Виноградов А. В. Геодезическая астрономия. — Омск: СибАДИ, 2016. — 17 с.

[2] Пандул И.С. Геодезическая астрономия применительно к решению инженерно-геодезических задач. — СПб.: Политехника, 2011. — С. 165. — 324 с. — ISBN 978-5-7325-0982-3.

[3] Цветков В. Я., Савиных В. П. Космическая геоинформатика. — СПб.: Лань, 2023. — С. 15. — 184 с. — ISBN 978-5-507-46727-3.

[4] Тарелкин Е.П., Блинов А.Ф. Космическая геодезия. — СПб.: НОИР, 2015. — 96 с. — ISBN 978-5-906759-15-3.

[1]

[2]

[3]

[4]