Русская Википедия:Способ Талькотта

Материал из Онлайн справочника
Перейти к навигацииПерейти к поиску

Способ Та́лькотта в астрономии и в геодезии — метод определения астрономической широты места наблюдения. Назван в честь американского геодезиста Шаблон:Не переведено 3, который разработал данный метод на практике в 1857 году, хотя предложен он был датским астрономом Педером Хоребоу ещё в 1740 году. С 1898 года способ Талькотта использовался Международной службой широты для измерения движения полюсов Земли[1][2].

Методика

При измерении широты способом Талькотта наблюдаются две звезды с известными склонениями, кульминации которых в данной местности проходят по разные стороны от зенита, приблизительно на одной высоте и с небольшим интервалом времени. Такие пары звёзд называются парами Талькотта. Если звезда к северу от зенита находится в верхней кульминации, то формула принимает такой вид[3]:

<math>\varphi = \frac{(z_S - z_N) + (\delta_S + \delta_N)}{2}</math>

Если же звезда к северу от зенита находится в нижней кульминации, формула выглядит так:

<math>\varphi = \frac{(z_S - z_N) + (180^\circ + \delta_S - \delta_N)}{2}</math>

Индексы <math>N</math> и <math>S</math> обозначают зенитные расстояния (<math>z</math>) и склонения (<math>\delta</math>) для северной и южной звёзд соответственно.

Особенность этого метода заключается в том, что для нахождения широты достаточно измерить лишь разность высот (или зенитных расстояний) звёзд в кульминациях, а не их абсолютные значения. Таким образом повышается точность измерения широты: в частности, рефракция не оказывает существенного влияния на результат, так как зенитное расстояние звёзд уменьшается на одну и ту же величину[3].

Примечания

Шаблон:Примечания

Шаблон:Спам-ссылки