Астрономическая ориентировка в полете

2.6.1. Определение долготы и широты
по высотам светил в произвольных азимутах

Раздел практической астрономии, в котором рассматривается определение места положения (географической широты и долготы) воздушного корабля при помощи астрономических наблюдений, называется авиационной астрономией.

Сущность определения места наблюдателя на земной поверхности астрономическими методами сводится к нахождению положения зенита наблюдателя на небесной сфере в точке пересечения не менее чем двух линий положения.

В навигации линией положения называется геометрическое место точек, обладающих каким-либо характерным свойством, одинаковым для всех наблюдателей, находящихся на этой линии.

Пусть наблюдатель находится на земном шаре в точке а (рис. 2.12). Зенит точки а обозначен на небесной сфере как Z_a. Пусть в некоторый момент времени T наблюдатель измерил высоту светила h. Дуга Z_aЕ = 90^о - h есть зенитное расстояние светила Z. Опишем вокруг точки Е малый круг Z_aZ_bZ_c радиусом Z. Если спроектировать светило и все точки малого круга Z_aZ_bZ_c по отвесным линиям на земную поверхность, то получится малый круг abc, сферический радиус которого равен сферическому радиусу малого круга небесной сферы Z_aZ_bZ_c. Этот малый круг есть изолиния, отвечающая результатам измерения высоты светила и получившая название круга равных высот. Центр круга равных высот e есть проекция светила Е по отвесной линии на земную поверхность. Эта точка получила название “полюс освещения”.

Очевидно, что если одновременно измерить высоту какого-нибудь второго светила, то можно провести второй круг равных высот, в точке пересечения которого с первым кругом равных высот должен находиться наблюдатель. Для того, чтобы нанести круг равных высот на земную поверхность, необходимо определить географические координаты полюса освещения.

Пусть на земном меридиане, расположенном в плоскости чертежа (рис. 2.13), в точке G находится Гринвич. Зенит Гринвича Z_G находится на продолжении прямой OG до пересечения с небесной сферой. Из рисунка видно, что широта f_e и долгота l_e полюса освещения связаны с экваториальными координатами светила Е:

d_E = ÈME = f_e; t_E = ÈQM = l_e.

t_E = T + u – a_E,

где T – момент наблюдения по звездному времени;

u – поправка часов;

a_E – прямое восхождение светила, выбираемое из каталога звезд.

Очевидно, что, располагая координатами полюса освещения и величиной сферического радиуса круга равных высот Z, положение круга равных высот можно нанести на земной глобус. При нанесении на глобус двух кругов равных высот, получаются две точки пересечения a и a¢, одна из которых определяет действительное место. Какая именно из них – указывают зенитное расстояние Z_с и азимут светила А_с, предварительно вычисляемые по следующим формулам:

cos Z_c = sin f_c sin d_E + cos f_c cos d_E cos t_c; (2.18)

sin A_c = cos d_E sin t_c/ sin Z_c;

t_c = T + U + l_c – a_E.

Чтобы получить положение объекта с точностью 2 км, необходимо, чтобы на глобусе длина меридиана 1¢ была не менее 1 мм. Следовательно, радиус глобуса должен быть равен 3.5 м. Таким глобусом пользоваться неудобно.

На практике определение широты и долготы в произвольных азимутах заключается в нахождении поправок к приближенным значениям широты f₀ и долготы l₀ пункта наблюдений, определенным по карте масштаба 1: 100 000 и крупнее.

Для получения этих поправок для каждой звезды по формуле (2.18) вычисляется зенитное расстояние Z_c. Затем для всех звезд вычисляются разности

DZ = Z_c – Z _наб.

Поправки к приближенным значениям широты и долготы определяются графически. Для этого на листе миллиметровой бумаги намечается точка, изображающая приближенное положение определяемого пункта с координатами f₀, l₀ и через нее проводятся оси прямоугольных координат (рис. 2.14).

В фигуру, образованную линиями положения, вписывают окружность наиболее подходящего радиуса.

По координатам (x, y) центра этой окружности вычисляют искомые поправки по формулам

Df = x/m; Dl = y/(15m cos f),

где m – число миллиметров, соответствующее 1² дуги.

Окончательные значения f и l вычисляются по формулам:

f = f₀ + Df; l = l₀ + Dl.

2.6.2. Элементы авиационной астрономии. Авиасекстант

Большая скорость самолета и значительная высота полета неблагоприятно влияют на точность астрономических наблюдений в полетах. Ошибка полученной из серии измерений высоты светила может быть от 0.2^о до 0.3^о. Однако такая точность в воздушной астрономии может считаться достаточной.

При большой высоте полета дальность горизонта весьма значительна (100 – 300 км), поэтому линейная точность определения места самолета порядка 10 – 30 км оказывается вполне удовлетворительной.

Кроме того, большая скорость самолета требует, чтобы наблюдения выполнялись очень быстро – координаты самолета (широта и долгота) должны быть получены через 2 – 4 минуты после окончания наблюдений.

Такие наблюдения можно выполнить с помощью авиасекстанта. Схема авиасекстанта приведена на рис. 2.15.

На раме ABCD расположены уровень FG и неподвижное зеркало MN. Центр этого зеркала Y совпадает с центром кривизны поверхности уровня FG. Зеркало MN устанавливается под углом 67.5^о к направлению EY, так что луч EY отражается от него в направлении Ym под углом 45^о к горизонту. В точке m этот луч встречает прозрачную плоскопараллельную пластинку KL, которая частью отражает и частью пропускает без преломления падающие на нее лучи. Таким образом, если наблюдатель, глядя через пластинку из точки O, держит авиасекстант так, что середина пузырька уровня совпадает с точкой Y, то линия EY будет вертикальна и даст направление на зенит Z.

Пластинка KL может вращаться вокруг точки m. Поворачивая ее, можно добиться, чтобы луч, идущий от светила s, отразился от нее в том же направлении mO, то есть, чтобы отраженное изображение светила и середины пузырька уровня E совпали. Тогда угол между направлениями sm и ZE будет равен

Z = 2w.

Если совпадение изображений достигнуто, то оно не нарушится при покачивании секстанта в вертикальной плоскости.

Такие же результаты получаются, если глаз наблюдателя находится в точке О¢. Только в этом случае дважды отраженное изображение середины пузырька уровня совмещается с непосредственно наблюдаемым изображением светила s.

В воздушной астрономии наблюдаются: днем Солнце, в сумерках Луна и яркие планеты, в особенности Венера. Ночью наблюдаются Полярная (a U Mi) и 12 так называемых авиационных звезд: Вега (a Lyr), Капелла (a Aur), Арктур (a Boo), Процион (a CM), Бетельгейзе (a Ori), Альтаир (a Aql), Альдебаран (a Tau), Спика (a Vir), Регул (a Leo), Денеб (a Cyg), Алиот (e U Ma), Альферац (a And). В остальных случаях угловые размеры пузырька должны быть около 10 – 15¢.

Звезды и планеты наблюдают из окуляра O¢, то есть “на просвет”, а Солнце и Луну – из окуляра O, то есть в отраженных лучах.

После того, как пузырек уровня появится в поле зрения, вращают плоскопараллельную пластинку KL до тех пор, пока не появится изображение светила и не получится совпадение изображений. При этом изображение Солнца и Луны устанавливают концентрически с круглым изображением пузырька, а изображения звезд и планет – в центре этого изображения.

Измерения высот производят сериями от 5 до 20 измерений в серии, а затем выводят среднюю высоту светила и средний момент наблюдения в серии по часам с известной поправкой.

Высоты, измеренные авиасекстантом, должны быть исправлены за астрономическую рефракцию, за рефракцию стеклянного астрокупола (фонаря), если наблюдения ведутся не через открытые астролюки, за наклонение горизонта. При наблюдении Луны учитывается суточный параллакс.