Astronawigacja: Różnice pomiędzy wersjami

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 wzgleduwzględu na stosowane techniki obserwacyjne, jak również z powodu niedoskonałości samych efemeryd).

W 1763 roku angielski 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 stablicowaćstabilizować dla określonych momentów czasu). Metoda ta ("lunar distance method") była sporadycznie używana jeszcze w latach '50 XIX wieku.

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 siesię one w tak dużej odległości od siebie, że wybór właściwego nie stanowi problemu).