раздел практической астрономии (См.
Практическая астрономия), наиболее тесно связанный с геодезией и картографией; изучает теорию и методы определения широты
φ и долготы
λ места, а также азимута а направления на земной предмет и местного звёздного времени
s из астрономических наблюдений при геодезических и картографических работах. Т. к. эти наблюдения производятся в полевых условиях, то Г. а. часто называют полевой астрономией. Точка земной поверхности, в которой широта, долгота и азимут определены из астрономических наблюдений, называется астрономическим пунктом (См.
Астрономический пункт). Предмет Г. а. состоит в изучении: а) переносных астрономических инструментов, б) теорий наблюдения небесных светил и методов определения
φ,
λ,
а и
s и в) методов обработки результатов астрономических наблюдений. В Г. а. применяются малые, или переносные, астрономические инструменты, позволяющие измерять зенитные расстояния и направления на небесные светила, а также горизонтальные углы между различными направлениями. Основными инструментами в Г. а. служат:
Универсальный инструмент, полевой
Хронометр и радиоприёмник для приёма сигналов времени.
В Г. а. разработан ряд способов астрономических наблюдений, различающихся в зависимости от того, какие величины определяются (время, широта, долгота или азимут), какие светила для этого наблюдаются (звёзды или Солнце) и как и какие величины непосредственно измеряются при наблюдениях небесного светила (зенитное расстояние
z, высота
h, азимут
а* и момент
Т прохождения светила через избранную плоскость). Выбор этих способов зависит от поставленной задачи, точности её решения, наличия инструментов и т. д. При этом
Небесные координаты наблюдаемого светила, а именно его прямое восхождение
а и склонение
α, считаются известными; они приводятся в астрономических ежегодниках и каталогах звёзд.
Соединив на небесной сфере (рис.) полюс PN, зенит места Z и наблюдаемое светило а дугами больших кругов, получим т. н. параллактический треугольник PNZσ, в котором угол при вершине Z есть дополнение азимута а* светила до 180° и угол при вершине PN равен часовому углу t светила.
Все способы астрономических определений основаны на решении параллактического треугольника после измерения его некоторых элементов (см.
Сферическая астрономия). Так, измерив зенитное расстояние
Z светила в момент
Т по хронометру и зная широту
φ места, можно определить часовой угол
t светила из выражения
cosz = sinφ sin δ + cosφ cosδ cost
и по равенству
t = s - α= Т + u - α найти поправку
u к показанию хронометра и местное звёздное время
s. Зная поправку хронометра
u и измерив зенитное расстояние
Z светила, можно определить широту
φ места. Поправку хронометра выгодно определять из наблюдений звёзд в первом вертикале (См.
Первый вертикал), а широту места - в меридиане, т. е. в кульминации небесного светила. Если измерить зенитные расстояния двух звёзд, расположенных в меридиане к Ю. или С. от зенита места, то тогда
φ = δS - zS = δN - zN.
Особенно удобны способы, основанные на измерении окулярным микрометром (См.
Окулярный микрометр)
малых разностей зенитных расстояний северных и южных звёзд в меридиане (см.
Талькотта способ). В способах соответственных высот отмечают моменты
T1 и
T2 прохождений двух звёзд через один и тот же
Альмукантарат. Если известна
φ, то получают
u (см.
Цингера способ), а если известна
u, то определяют
φ (см.
Певцова способ). Из наблюдений серии равномерно распределённых по азимуту звёзд на постоянной высоте 45° или 30° определяют
φ и
λ (см.
Мазаева способ).
Азимут а* небесного светила определяют, измеряя его часовой угол или зенитное расстояние и зная широту φ места наблюдения. Прибавляя к азимуту наблюдаемого светила (обычно Полярной звезды) горизонтальный угол Q между ним и земным предметом, получают азимут а земного предмета.
Разность долгот двух пунктов равна разности местных звёздных времён в этих пунктах или разности поправок хронометра, отнесённых к одному физическому моменту по известному ходу часов (См.
Ход часов), так что
λ2 - λ1 = s2 - s1 = (T + u2) - (Т + u1) = u2 - u1 + T2 - T1. Долготы
λ отсчитываются от меридиана Гринвича. Поэтому
λ = s - S = u - U. Поправки хронометра
u относительно местного звёздного времени
s определяют из наблюдений звёзд, а
U относительно гринвичского звёздного времени
S - из приёма ритмических сигналов времени по радиотелеграфу. В современных высокоточных работах ошибки определения широты, долготы и азимута не превышают ± 0,5".
Лит.: Цингер Н. Я., Курс практической астрономии, М., 1924: Вентцель М. К., Полевая астрономия, ч. 1-2, М., 1938-40; Блажко С. Н. . Курс практической астрономии, М. - Л., 1951; Цветков К. А., Практическая астрономия, 2 изд., М., 1951; Кузнецов А. Н., Геодезическая астрономия, М., 1966.
А .В. Буткевич.
Рис. к ст. Геодезическая астрономия.