Astronawigacja: Różnice pomiędzy wersjami

[wersja przejrzana][wersja przejrzana]
Usunięta treść Dodana treść
drobne merytoryczne
lit.
Linia 17:
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 obiektów) 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.HillaireHilaire'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>
 
== Pomiar wysokości ==
Linia 32:
Obecnie, po upowszechnieniu [[nawigacja satelitarna|nawigacji satelitarnej]], traktowana jako sposób zapasowy.
 
W zmodyfikowanej metodzie graficznej (St.HillaireHilaire) korzystamy z faktu, że promień koła pozycyjnego jest prostopadły do linii stycznej do tego koła w dowolnym punkcie. Znając przybliżoną pozycję P(λ,φ) i moment obserwacji UT1 obliczamy teoretyczną odległość zenitalną z i azymut A obserwowanego ciała.