Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Astronomia sferyczna i praktyczna  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Sfera niebieska
- Czas i kalendarz
- Astronomia praktyczna i figura Ziemi
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Astronomia praktyczna i figura Ziemi
 
 [ 1 ]   [ 2 ]

Astronomia praktyczna to gałąź klasycznej astrometrii, zajmująca się teorią przyrządów astrometrycznych, metodami obserwacji, ich optymalizacją i opracowaniem, a jej celem właściwym jest - lub raczej: było - wypracowanie precyzyjnych metod wyznaczania współrzędnych geograficznych oraz czasu. W wyniku powstania nowoczesnych metod pomiarowych (geodezja satelitarna) astronomia praktyczna straciła swoje znaczenie, choć bez zrozumienia jej podstawowych zasad wiedza astronomiczna byłaby niepełna. Przed laty astronomia praktyczna znajdowała metody uwzględniania lub minimalizacji niedoskonałości przyrządów pomiarowych, jak np. nieprostopadłości osi przyrządu, nieprostopadłości tubusu do osi, niecentralnego umieszczenia koła podziałowego na osi, błędów noniuszy, błędów wypoziomowania itd. Optymalizacja metod wynika z własności trójkąta paralaktycznego. Okazuje się mianowicie, że najmniejszy błąd wyznaczenia szerokości geograficznej uzyska się, obserwując gwiazdy w południku lokalnym, natomiast długości geograficznej (co jest równoważne wyznaczeniu czasu lub kąta godzinnego dowolnego obiektu) - obserwując gwiazdy w azymucie  90o. Jak widać, zachodzi potrzeba wyznaczenia wpierw kierunku NS w miejscu obserwacji, co można wykonać, obserwując gwiazdy w położeniach symetrycznych względem linii NS. Dowolna gwiazda okołobiegunowa dwa razy w ciągu doby osiąga azymut maksymalnie różny od azymutu kierunku północy N, czyli 180o, a sam kierunek północny określa dwusieczna kąta między tymi skrajnymi azymutami. Szybciej, za to mniej dokładnie, można wyznaczyć kierunek południa S, obserwując dowolną gwiazdę na tej samej wysokości przed i po przejściu jej przez południk lokalny (odstęp czasu między tymi dwiema obserwacjami może być wówczas znacznie krótszy od 12 godzin). Kierunek południa jest tu również określony przez dwusieczną kąta między azymutami gwiazdy w obu położeniach.

Szerokość geograficzną można w zasadzie wyznaczyć z jednorazowego pomiaru wysokości gwiazdy o znanej deklinacji w chwili jej przejścia przez południk lokalny. Znacznie dokładniejsze rezultaty przynoszą jednak obserwacje w południku dwóch gwiazd tak dobranych, by ich odległości zenitalne były wtedy możliwie małe i by przy tym jedna znajdowała się na północ, a druga na południe od zenitu (jest to tzw. metoda Talcotta). Wtedy bowiem dla gwiazdy, odpowiednio, południowej i północnej zachodzi:

skąd

Gdy gwiazdy znajdują się blisko zenitu, refrakcja jest mała, a ponadto w ostatnim wzorze dwie niemal jednakowe refrakcje się odejmują. Precyzyjne pomiary szerokości geograficznej prowadzone są nieustannie (jest to tzw. służba szerokościowa) w celu śledzenia zmian szerokości geograficznej (rzędu 1"), a przez to - ruchu biegunów na powierzchni Ziemi.

Wyznaczanie długości geograficznej sprowadza się do znalezienia różnicy między czasem lokalnym T (jest nim, oczywiście, lokalny czas średni słoneczny) i czasem Greenwich (czyli uniwersalnym UT) - przy czym długość geograficzną wschodnią uznajemy za dodatnią. Jak wiemy, T jest równe powiększonemu o 12 godzin kątowi godzinnemu Słońca średniego, ten zaś kąt godzinny to różnica czasu gwiazdowego () i rektascensji Słońca (). W rezultacie (w jednostkach czasowych) mamy:

= - - UT + 12.

Wyznaczenie własnej długości geograficznej polega więc na znalezieniu czasu gwiazdowego w miejscu obserwacji jako rektascensji gwiazdy górującej. UT zazwyczaj jest znany na podstawie radiowych sygnałów czasu. Systematyczne dokładne pomiary długości geograficznej dają informacje np. o ruchu kontynentów. Tempo tych ruchów wyraża się w centymetrach na rok.

Warto też wspomnieć o innej metodzie nawigacji, zwanej metodą Sumnera. W każdej chwili punkt na Ziemi, z którego gwiazda o współrzędnych i jest widoczna w zenicie, ma współrzędne geograficzne: = (aktualny czas gwiazdowy w Greenwich) - , = . Jeżeli ta gwiazda znajduje się w odległości zenitalnej z (a kąt ten mierzymy np. sekstantem), oznacza to, że obserwator znajduje się gdzieś na małym kole, którego środek leży w owym punkcie podgwiazdowym, a promień wynosi z. Teraz należy wykonać analogiczny pomiar odległości zenitalnej innej gwiazdy, a przez to wyznaczyć drugie małe koło na Ziemi, na którym też obserwator musi się znajdować. Miejsce obserwatora określa oczywiście któryś z punktów przecięcia się tych małych kół i jeżeli punkty te dzieli odległość tysięcy kilometrów, nie ma wątpliwości, który z nich jest tym właściwym. W praktyce nie kreśli się cyrklem kół na globusie, bowiem dawałoby to bardzo niedokładne wyniki. Małe fragmenty kół można jednak zastąpić odcinkami linii prostych kreślonymi na odpowiednich mapach, dzięki czemu otrzymuje się współrzędne geograficzne z większą dokładnością.

 [ 1 ]   [ 2 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach