文档介绍：第五章天文定位与导航天文航海(celestia1 navigation) 主要研究船舶在海上如何利用天体导航定位和测定罗经差,同时阐述了与船舶安全、经济运行密切相关的时间系统。第一节概论 19 世纪中叶,由法国航海家圣· 希勒尔(St . Hilaire) 提出的高度差法又称截距法为天文航海奠定了理论基础,并在航海实践中得到了广泛的应用。但是,天文航海受自然条件限制,不能全天候导航、必须人工观测、计算繁琐等缺点的影响限制了它进一步的发展,特别是卫星导航的出现,使它从居于主要的导航地位退到次要的导航地位。由于它具有设备简单、可靠,观测的目标是自然天体而不受人控制,并且不发射任何声、光和电波而具有隐蔽性等优点,使其在现代航海中仍是航海人员所应掌握的主要导航方法之一,同时它也是衡量航海人员基本素质的标准。一、天文定位基本概念船舶在海上航行,无论采用什么方法测定船位,都可以归结为求两条或两条以上船位线交点的问题。在某一时刻,利用航海六分仪( 专用测角仪器) 观测某一天体的高度( 天体与水天线之间的垂直夹角) ,经过一系列的计算,可以求得一条天文船位线。如果同时观测了两个天体,则可得到两条天文船位线,该两条船位线的交点就是天文观测船位。根据所测天体高度和观测时的准确时间求天文船位线和船位的问题是天文航海要解决的主要问题之—。在天文航海中,通常采用地球的第一近似体地球圆球体来研究天文导航的问题,由此而产生的误差一般可忽略不计。图 4—1—1 表示地球, A 为测者,天体 B 的中心与地心 O 的连线交地面于点 P G (geographical position) ,称为天体地理位置。测者用六分仪观测天体 B 的高度, 经几项高度改正之后可求得天体地心真高度,又称天体真高度 h t 。测者 A 至天体地理位置 P G的球面距离 AP G 可用其所对的球心角 90°-h t表示, 称其为真顶距 Z 。这样,以 P G 为圆心,球面距离即真顶距 Z= 90°-h t 为半径,在球面上可作一小圆(图4—1—1 中,过 A、A′的小圆), 测者 A 一定在该圆上,我们称这个圆为天文船位圆或等高度圈,即: ?????? t GhZ P 90 : : 天体真顶距半径天体地理位置圆心天文船位圆每观测一天体均对应一个天文船位圆;反之, 在该圆上的测者,在同一时刻,观测同一天体 B 的高度均相等,所以天文船位圆又称等高度圈。圆心可以根据观测天体高度的时间从《航海天文历》中查取,而半径可根据天体的观测高度经汁算得到。如果测者同时观测两天体的高度,则可得到两个天文船位圆,两个天文船位圆会有两个交点,靠近推算船位 c 的一点,即观测船位,如图 4—l—2 所示。二、天文航海主要内容天文航海主要包括两部分内容:第一部分是观测天体定位,即观测天体的高度同时记下观测时间来确定船舶在海上的位置,这里主要介绍天文定位的方法、设备和误差,其中还严格定义了为保证船舶安全、经济运行所必须掌握的时间系统;第二部分是观测天体求罗经差,即观测天体的罗方位同时记下观测时间来确定罗经差,这部分主要介绍观测天体求罗经差的方法。 1 .观测天体定位观测天体定位就是观测天体高度测定船位。如前所述,利用天文方法定位,首先要求得天文船位圆,即圆心和半径。圆心 P G 可以认为是天体在地面上的投影点( 视地球为均匀的圆球体) ,因此要求得 P G ,首先要知道天体在天空中的位置,为确定天体在天空中的位置,则需建立天球和天球坐标系。由于地球的自转和公转以及天体的自行, 使得天体在天空中的位置随时间在不断地变化,因此,要得到天体准确位置, 则需了解天体视运动和时间系统。根据观测天体高度时的准确时间,可以从《航海天文历》中查算出天体准确位置,这样也就得到了天文船位圆的圆心 P G 。本章从第二节至第四节就是按上述过程介绍求天文船位圆的圆心问题。利用航海六分仪可以直接测得天体与水天线之间的垂直夹角而求得天体的观测高度,经几项高度改正后可以得到天体真高度 h t, 即得到天文船位圆的半径(90 °-h t) 。这就是本章第五节要解决的问题。一般情况下,天文船位圆相当大,即半径很长(如h t= 30° ,则半径为 60° =3 600n mile) 。在航海实际工作中,不必,往往也不可能把天文船位圆全部在海图上画出来,而只要画出靠近推算船位附近一小段天文船位圆的圆弧即可。由于该圆弧曲率很小,则可用其切线来代替,这条切线就是我们要求的天文船位线( 如图 4—1—2中的I—I和Ⅱ—Ⅱ,两者的交点即天文观测船位) 。将画天文船位圆转化成画天文船位线的方法称为高度差法。如何利用高度差法求天文船位线以及怎样求得天文观测船位, 这就是第六节、第七节要解决的问题。 2 .观测天体求罗经差观测天体求罗经差是目前船舶在大洋中航行