Определение поправки секстанта измерением высоты Солнца в момент его кульминации.
Этот способ основан на сравнении вычисленной высоты Солнца с измеренной высотой в момент его кульминации. Рассмотрим порядок определения поправки секстанта измерением высоты Солнца в момент его верхней кульминации.
Для этого необходимо определить гринвичский часовой угол Солнца в момент его верхней кульминации. Известно, что в момент верхней кульминации светила его местный часовой угол равен 360°. Зная местный часовой угол и долготу наблюдателя, можно найти гринвичский часовой угол и определить момент верхней кульминации Солнца по поясному декретному времени.
Выписать из ААЕ склонение Солнца для момента верхней кульминации и вычислить его высоту по формуле
В момент кульминации произвести несколько измерений высоты Солнца секстантом. Так как высоты светил около кульминации изменяются очень медленно, то измерения высот производят за две минуты до кульминации и две — после. Затем определить среднее значение измеренной высоты Солнца и исправить измеренную высоту за рефракцию 
.
Определить поправку секстанта по формуле 
Рассмотренный способ определения поправки секстанта достаточно прост и обеспечивает необходимую точность, однако он имеет существенный недостаток, особенно ощутимый в светлое время суток, т. е. его нельзя применять в любое время.
При определении поправки секстанта по измерениям высоты кульминирующей Луны или планеты момент кульминации определяется так же, как и для Солнца, т. е. по значению гринвичского часового угла этих светил в момент кульминации.
При определении поправки секстанта по звездам определение момента кульминации производится по звездному времени в момент кульминации выбранной звезды. В этом случае расчеты несколько отличаются от расчетов, производимых при определении поправки по Солнцу.
Определение поправки секстанта прокладкой астрономических линий положения. Этот способ основан на определении удаления астрономических линий положения, проложенных на карте, от места наблюдателя.
Рис. 8.1. Определение поправки секстанта прокладкой АЛП
Зная свое местонахождение, штурман в любой момент времени измеряет высоты двух-трех светил (ночью), а днем несколько раз подряд измеряет высоту Солнца. Затем по времени и измеренным высотам производит расчет и прокладку АЛП на карте (рис. 8.1).
Если поправка секстанта равна нулю, то все АЛП пройдут через место наблюдателя. Если же поправка секстанта не равна нулю, то все линии положения сместятся относительно места наблюдателя или в направлении ГМС, или в направлении, противоположном ему.
Величина удалений АЛП от места наблюдателя измеряется на карте по перпендикулярам к АЛП.
Поправка секстанта в этом случае будет равна среднему арифметическому значению из полученных удалений АЛП от места наблюдателя, выраженному в минутах дуги, т. е.
Знак поправки определяется по положению АЛП относительно места наблюдателя и ГМС.
Если АЛП и ГМС находятся по одну сторону от места наблюдателя, то поправка отрицательная, а если по разные стороны, то положительная.
Преимуществом этого способа определения поправки секстанта является то, что применять его можно практически в любое время суток. Недостатком способа является громоздкость расчетов и зависимость точности определения поправки секстанта от графической работы на карте.
| Определение поправки индекса. | |
| Для наблюдений с секстаном необходимо определять величину поправки индекса. Существует несколько способов определения поправки индекса, но первоначальная подготовка к наблюдениям одинаковая. Для этого трубу устанавливают на резкость по своему глазу, а алидаду — на отсчет около 0. | |
| |
| Наводят секстан на горизонт. Дважды отраженное и прямовидимое изображение горизонта, линия которого представляется ломанной. |  |
| Вращая отсчетный барабан секстана, cовмещают дважды отраженное и прямовидимое изображение горизонта. | |
 |  |
| Снимают отсчет индекса oi по лимбу и определяют поправку индекса по формуле i = 0 0 (360 0 ) — oi В данном примере oi = 0 0 02,9′, следовательно, i = -2,9′. |  |
| |
| Данный способ аналогичен предыдущему. Необходимо выбрать не слишком яркую звезду на небольшой высоте, навести на неё трубу секстана, и, вращая отсчетный барабан, совместить дважды отраженное изображение звезды с прямовидимым. Снять отсчет индекса oi и определить поправку индекса. | |
| |
| Перед зеркалами набрасывают светофильтры разного цвета. | |
| Наводят трубу на Солнце и вращением отсчетного барабана приводят дважды отраженное изображение с прямовидимым сначала одним краем, | |
 |  |
| oi = 360 0 33,2′ | |
| затем другим краем. При каждом совмещении производится отсчет oi1 и oi2. | |
 |  |
| oi = 359 0 29,3 | |
| Поправка индекса по Солнцу определяется из формулы. | |
 | |
Достоинством определения поправки индекса по Солнцу является контроль наблюдений. Разность большего и меньшего отсчетов oi1-oi2=4R  есть учетверенный измеренный радиус Солнца, который необходимо сравнить с учетверенным радиусом Солнца, выбранным из МАЕ R мае. Если разница не превышает 0,4, то наблюдения качественные и поправка надежная, в противном случае наблюдения надо повторить. Для облегчения расчета поправки индекса i по Солнцу рекомендуется следующий практический прием: для каждого отсчета индекса находят избыток сверх 30 (со знаком «-«) или недостаток до 30 (со знаком «+»). Полусумма этих величин с учетом знаков дает величину i. Для данного примера имеем | |
 |
Астрономические способы определения места судна предусматривают использование высотных линий положения. Основная идея обсервации места судна методом линий положения заключается в следующем.
Каждое светило проецируется на поверхность земли и проекция называется полюсом освещенности. Географические координаты полюса освещенности φ и λ (на поверхности земли) определяются координатами светила на небесной сфере, т.е. его склонением δ и гринвичским часовым углом tгр, причем широта φ полюса освещенности равна склонению светила δ, а долгота λ – его гринвичскому часовому углу tгр, φ= δ и λ= tгр. Полюса освещенности можно рассматривать как навигационные ориентиры с известными координатами, поэтому их можно использовать для определения места судна. Если измеряется высота светила над плоскостью истинного горизонта, то зенитное расстояние (90° – высота) определяет на поверхности земли изолинию, на которой находится судно, причем изолиния представляет собой окружность, центром которой является полюс освещения светила, а радиусом – зенитное расстояние, выраженное в милях. Таким образом, если измерить высоты нескольких светил, то можно получить их изолинии, в точке пересечения которых находится обсервованное место судна (аналогично обсервации по расстояниям нескольких ориентиров).
Положение полюсов освещенности светил, в отличие от береговых ориентиров, изменяется, поэтому при измерении высоты светила необходимо фиксировать момент времени для определения координат полюса освещенности. Второй особенностью астрономических наблюдений является то, что радиусы изолиний, равные зенитным расстояниям, в общем случае достаточно большие, чем затрудняется построение изолиний относительно полюсов освещенности. Так, при высоте светила 45° радиус изолинии относительно полюса освещенности равен 2700 миль, а при высоте 60° — равен 1800 миль. Поэтому, если высоты светил меньше 88°, то использовать полюса освещенности для построения изолиний на карте невозможно.
В этом случае применяется способ, заключающийся в замене небольшого участка изолинии прямой линией положения, касательной к изолинии вблизи счислимого места. На рисунке показана сферическая изолиния на меркаторской карте, точка s – полюс освещенности; точка 
— счислимое место судна; 
— азимут светила, т.е. направление из счслимой точки на полюс освещенности. Переносом n= К определяется расстояние от счислимой точки до точки К, в которой изолиния заменяется прямой линией положения ЛП. На этой линии находится место судна. Таким образом, для получения высотной ЛП необходимо знать азимут светила и перенос n.
Азимут светила можно рассчитать, располагая счислимыми координатами судна 
, 
, склонением δ и гринвичским часовым углом tгр с помощью формулы сферической тригонометрии:
.
Величина переноса n является разностью между обсервованной и счислимой высотой светила. Обсервованная высота измеряется с помощью секстана с последующими исправлениями, а счислимая высота рассчитывается по формуле:
При использовании двух высотных линий положения І-І и ІІ-ІІ, проложенных из счислимой точки перпендикулярно азимутам 
и 
с заданными переносами (на рис. +4,2 и -3,6) обервованная точка 
находится на пересечении линий положения.
Прокладкавсех линий положения выполняется одинаково: через счислимую точку про водят линию азимута, отмечая стрелкой направление на светило; вдоль этой линии откладывают перенос h0 — hс в сторону светила (если он положителен) или в противоположную (если он отрицателен); через полученную определяющую точку проводят перпендикулярно линии азимута высотную линию положения (ВЛП). Прокладку лучше всего выполнять на карте, на которой ведут счисление, и в том же масштабе. При прокладке на бумаге произвольную точку принимают счислимой, от нее откладывают по линиям азимутов переносы в одинаковом масштабе и в том же масштабе измеряют разность широт Δφ и отшествие Δω между счислимой и обсервованной точками, а также величину невязки Смежду ними. Величину Δω переводят в разность долгот Δλ = Δω*secφс (табл. 25-а МТ—75) и вычисляют обсервованные координаты:
В широтах до 70° часто пользуются угловым масштабом: строят угол, равный счислимой широте, вдоль его наклонной шкалы выбирают масштаб расстояний, по которому измеряют h0 — hс, Δφ и С, а проекция этой шкалы на горизонтальную сторону угла дает шкалу измерения Δλ.
При определениях по двум светиламобсервованное место принимают в точке пересечения их линий положения. Средняя квадратическая погрешность места М зависит от разности азимутов ΔА = А2 — Асветил по формуле Каврайского:
где εh и σh — средние квадратические значения случайных и повторяющихся погрешностей высот.
Круг радиуса .V/c центром в обсервованной точке содержит действительное, место с вероятностью 63—68%. Если радиус этого круга увеличить вдвое, то вероятность захвата им действительного места возрастает примерно до 95%.
Источник
Вопрос секстан, поправка индекса, приемы определения и уменьшения
Вопрос приемы измерения высот светил, их исправление
Вопрос определение поправки компаса по полярной звезде
Вопрос определение поправки компаса по Солнцу
Вопрос ОМС по Солнцу на ходу
Вопрос опред. Поправки компаса, метод моментов
Вопрос ОМС по 4 светилам.
Вопрос определение места судна по 2 светилам
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 восхода или захода верхнего края Солнца, то его высота в этот момент будет равна:
h= h`+ Dhd+Dhr+Dhp- R=0°00.0ў — 6.1ў — 35.7 ў- 16.0ў = -57.8ў,
где Dhd расчитана для высоты глаза наблюдателя е=12 м. Для такой высоты Солнца формула 11.7 преобразовывается к виду:
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 восходе и W — при заходе Солнца. Из-за нестабильности поправок Dhd и Dhr СКП расчета счислимого азимута по этим таблицам mA=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.
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 треугольника СZР по теореме синусов имеем:
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)
По этой 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 будет NW, 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.
Поправка индекса секстана, способы её определения. Контроль точности определения индекса по Солнцу. Общая поправка секстана
Определение поправки индекса по Солнцу. Более точно поправка индекса определяется по Солнцу, причем здесь появляется возможность проконтролировать качество наблюдений:
1. Установить отсчет секстана равно 0є.0ґ.
2. Подобрать светофильтры на оба зеркала.
3. Навести секстан на Солнце
4. Вращая отсчетный барабан, добиться совмещения краев прямовидимого и отраженного дисков Солнца, так чтобы отраженное изображение было выше прямовидимого (Рис. 5.14) и снять отсчет ОС1. Затем отраженное изображение перевести в нижнее касание и снять отсчет ОС2.
Рис. 5.14. Определение поправки индекса по Солнцу.
5. Рассчитать средний отсчет секстана: ОСср=(ОС1+ОС2)/2 .
6. Рассчитать поправку индекса: i=360°-ОСср.
7. Рассчитать видимый радиус Солнца: R=(ОС1-ОС2)/4.
8. Выбрать из МАЕ или из ВАС-58 на дату наблюдений фактический радиус Солнца. 8. Сравнить рассчитанный радиус Солнца с фактическим, оценив тем самым качество наблюдений. Если эта разница превышает 0.2′ , то наблюдения необходимо повторить.
Из ежедневных таблиц МАЕ на 21 февраля выбираем R=16,2ў. Разница cоставляет 0,1ў, поэтому качество наблюдений хорошее. Если поправка индекса превышает 5ў, то ее рекомендуется уменьшить. Истинная выс звезды h*ист=oc+(i+s)+Dhd+Dhr+Dht +Dhв
Источник