Wikipedia

Astronawigacja: Różnice pomiędzy wersjami

Przeglądaj historię interaktywnie
[wersja przejrzana][wersja przejrzana]
← poprzednia edycjanastępna edycja →
Usunięta treść Dodana treść
WizualnieWikikod
ilustracja
drobne merytoryczne
Linia 7:
Wyznaczenie długości geograficznej jest natomiast zagadnieniem znacznie bardziej skomplikowanym, wymaga bowiem dokładnej znajomości czasu dla [[południk zerowy|południka zerowego]] (długość geograficzna jest to różnica [[czas miejscowy|czasu lokalnego]] i czasu południka odniesienia). Brak dostatecznie dokładnych zegarów sprawiał, że aż do połowy XVIII wieku problem ten pozostawał nierozwiązany. Wcześniej próbowano określać zmianę własnej długości geograficznej na podstawie prędkości ruchu oszacowanej przy pomocy [[log (przyrząd pomiarowy)|logu]], co było obarczone bardzo dużym błędem.
 
Po odkryciu przez [[Galileusz]]a w 1610 roku księżyców [[Jowisz]]a podjęto próbę wykorzystania ich w charakterze zegara, sporządzając [[efemerydy (astronomia)|efemerydy]] ich ruchu, których porównanie z pozycjami obserwowanymi pozwalało na przybliżone wyznaczenie czasu południka zerowego. Dokładność takich wyznaczeń była jednak bardzo mała (zarówno ze wzgledu na stosowane techniki obserwacyjne, jak również z powodu niedoskonałości samych efemeryd).
 
W 1763 roku nagielski astronom [[Nevil Maskelyne]] zaproponował alternatywną metodę wyznaczania czasu z obserwacji [[odległość kątowa|odległości kątowej]] [[Księżyc]]a i wybranych gwiazd (Księżyc wskutek swojego ruchu orbitalnego względnie szybko przesuwa się na tle gwiazd a jego chwilowe położenia można stablicować dla określonych momentów czasu). Metoda ta ("lunar distance method") była sporadycznie używana jeszcze w latach '50 XIX wieku.
Linia 15:
Definitywne rozwiązanie problemu przyniosło natomiast wynalezienie [[chronometr|chronometru]] (zegara o dużej dokładności, mało wrażliwego na czynniki zewnętrzne wystepujące podczas długotrwałych rejsów morskich). W postaci zbliżonej do współczesnej został on skonstruowany ok. roku 1761 przez [[John Harrison|Johna Harrisona]] w odpowiedzi na konkurs na rozwiązanie problemu precyzyjnego wyznaczania długości geograficznej ogłoszony w 1714 roku przez brytyjski rząd (nagrodą w konkursie była suma 20 000 funtów).
 
Znacznym ułatwieniem w obliczaniu pozycji była metoda zaproponowana w 1837 roku przez amerykańskiego kapitana [[Thomas Sumner|Thomasa Sumnera]]. Zauważył on, że Słońce może być w danej chwili widoczne na [[odległość zenitalna|odległości zenitalnej]] ''z'' ze wszystkich punktów na kuli ziemskiej leżących na [[koło małe|kole małym]] o środku w [[punkt podsłoneczny|punkcie podsłonecznym]] i promieniu równym ''z'' (koło to nosi nazwę "koła pozycyjnego"). To samo dotyczy dowolnego ciała niebieskiego. Mierząc dwukrotnie odległość zenitalną Słońca w dostatecznie dużym odstępie czasu (lub odległości zenitalne dwóch różnych gwiazdobiektów) i wyliczając dla każdego momentu obserwacji położenie punktu podsłonecznego (ew. podksiężycowego lub podgwiezdnego) można narysować dwa koła pozycyjne i graficznie wyznaczyć własne położenie jako jeden z dwóch punktów przecięcia tych kół (z reguły znajdują sie one w tak dużej odległości od siebie, że wybór właściwego nie stanowi problemu).
 
Metoda Sumnera w modyfikacji St.Hillaire'a stosowana jest w astronawigacji do dziś (główne uproszczenie polegało na tym, że zamiast całego koła pozycyjnego rysuje się w tej metodzie jedynie jego niewielki fragment (w bezpośrednim sąsiedztwie położenia obserwatora), który można przybliżyć odcinkiem linii prostej (nazywanej [[linia pozycyjna|linią pozycyjną]]).<ref>Jan Mietelski, ''Astronomia w geografii'', Wydawnictwo Naukowe PAN, Warszawa, 2005, ISBN 83-01-13432-1</ref><ref>Ludwik Zajdler, ''Dzieje zegara'', Wydawnictwo Wiedza Powszechna, Warszawa, 1980, ISBN 83-214-0132-5</ref><ref>Andrzej K. Wróblewski, ''Historia fizyki'', PWN, 2011, ISBN 978-83-01-14635-1</ref>
rysuje się w tej metodzie jedynie jego niewielki fragment (w bezpośrednim sąsiedztwie położenia obserwatora), który można przybliżyć odcinkiem linii prostej (nazywanej [[linia pozycyjna|linią pozycyjną]]).<ref>Jan Mietelski, ''Astronomia w geografii'', Wydawnictwo Naukowe PAN, Warszawa, 2005, ISBN 83-01-13432-1</ref><ref>Ludwik Zajdler, ''Dzieje zegara'', Wydawnictwo Wiedza Powszechna, Warszawa, 1980, ISBN 83-214-0132-5</ref><ref>Andrzej K. Wróblewski, ''Historia fizyki'', PWN, 2011, ISBN 978-83-01-14635-1</ref>
 
== Pomiar wysokości ==
[[Image:Using sextant swing.gif|thumb|right|300px|Pomiar wysokości sekstantem]]
 
W historii nawigacji na przestrzeni wieków do pomiaru wysokości ciał niebieskich używano rozmaitych, coraz doskonalszych i dokładniejszych [[przyrząd pomiarowy|przyrządów pomiarowych]], takich jak [[kamal]], [[astrolabium]] i [[oktant]].
Ze względu na specyfikę miejsca jakim jest pokład statku lub samolotu (przede wszystkim kołysanie) klasyczne przyrządy pomiarowe takie jak [[teodolit]] nie mogą być tam wykorzystane. Przyrządem pomiarowym najczęściej stosowanym w astronawigacji jest [[sekstant]]. Jego budowa pozwala na równoczesną obserwację obiektu, którego wysokość mierzymy, oraz horyzontu (układ ruchomych zwierciadeł umożliwia sprowadzenie obrazu obiektu do obrazu horyzontu). Kołysanie pokładu statku w ten sam sposób wpływa na ruch obu obrazów, natomiast ich względne położenie w polu widzenia pozostaje stałe. ▼
 
▲Ze względu na specyfikę miejsca jakim jest pokład statku lub samolotu (przede wszystkim kołysanie) klasyczne przyrządy pomiarowe takieużywane na lądzie (jak np. [[teodolit]]) nie mogą być tam wykorzystane. Przyrządem pomiarowymInstrumentem najczęściej stosowanym w astronawigacji jest [[sekstant]]. Jego budowa pozwala na równoczesną obserwację obiektu, którego wysokość mierzymy, oraz horyzontu (układ ruchomych zwierciadeł umożliwia sprowadzenie obrazu obiektu do obrazu horyzontu). Kołysanie pokładu statku w ten sam sposób wpływa na ruch obu obrazów, natomiast ich względne położenie w polu widzenia pozostaje stałe.
== Astronawigacja w praktyce ==▼
 
▲== Astronawigacja w praktyce ==
Hierarchia ważności ciał niebieskich jest następująca: najważniejszym z nich jest [[Słońce]], potem Księżyc, dalej Wenus i Jowisz. W dalszej kolejności Mars, Saturn i 57 gwiazd nawigacyjnych. Dopiero daleko na końcu pozostałe 116 gwiazd zamieszczone w The [[Nautical Almanac]] pod koniec tego rocznika{{fakt|data=2010-05}}.).
 
W astronawigacji wykonuje się 95% obserwacji ze Słońca. Pozostałe 4% z Księżyca, Wenus i Jowisza, a 1% z pozostałych ciał niebieskich.{{fakt}}
 
Obecnie, po upowszechnieniu [[nawigacja satelitarna|nawigacji satelitarnej]], traktowana jako sposób zapasowy.
 
Aby otrzymać [[linia pozycyjna|linię pozycyjną]] należy:
# Zmierzyć wysokość ciała niebieskiego nad [[horyzont|horyzontem]] i zanotować czas pomiaru (prawidłowow mówipraktyce najczęściej mierzy się -wysokość nadwzględem [[Widnokrąg|widnokręgiem]])horyzontu prawdziwego i oznaczyćnastępnie czasredukuje pomiarują do horyzontu astronomicznego).
# Zmierzoną wysokość poprawić o stałe błędy systematyczne pomiaru i błędyodchyłki spowodowane przejściem promieni świetlnych przez atmosferę ([[refrakcja atmosferyczna|refrakcję atmosferyczną]]).
# Za pomocąUżywając [[Efemerydy (astronomia)|tablic efemeryd]] obliczyćoraz wysokośćzmierzonego iczasu azymuti danegowysokości ciałaokreślić wprzebieg pozycjilinii wyjściowejpozycyjnej.
# Z różnicy między wysokością zmierzoną a wyliczoną i azymutu wykreślićWykreślić [[linia pozycyjna|linię pozycyjną]] na mapie.
 
W celu wyznaczenia pozycji czynności te należy wykonać dla conajmniej dwóch ciał (lub dla tego samego ciała w dwóch różnych momentach czasu).
Obserwacje powtórzyć dla kilku innych ciał, aby uzyskać kilka linii pozycyjnych.
Ponieważ pomiarów można dokonywać zasadniczo między [[brzask nawigacyjny|brzaskiem nawigacyjnym]] a [[brzask astronomiczny|brzaskiem astronomicznym]], w celu lepszego wykorzystania czasu, najpierw mierzy się wysokość kilku gwiazd, a po zakończeniu pomiarów dokonuje się obliczeń.
 
{{Przypisy}}
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/wiki/Astronawigacja”