астрономия , раздел практической астрономии , наиболее тесно связанный с геодезией и картографией; изучает теорию и методы определения широты j и долготы l места, а также азимута а направления на земной предмет и местного звёздного времени s из астрономических наблюдений при геодезических и картографических работах. Т. к. эти наблюдения производятся в полевых условиях, то Г. а. часто называют полевой астрономией. Точка земной поверхности, в которой широта, долгота и азимут определены из астрономических наблюдений, называется астрономическим пунктом . Предмет Г. а. состоит в изучении: а) переносных астрономических инструментов, б) теорий наблюдения небесных светил и методов определения j , l , а и s и в) методов обработки результатов астрономических наблюдений. В Г. а. применяются малые, или переносные, астрономические инструменты, позволяющие измерять зенитные расстояния и направления на небесные светила, а также горизонтальные углы между различными направлениями. Основными инструментами в Г. а. служат: универсальный инструмент , полевой хронометр и радиоприёмник для приёма сигналов времени.
В Г. а. разработан ряд способов астрономических наблюдений, различающихся в зависимости от того, какие величины определяются (время, широта, долгота или азимут), какие светила для этого наблюдаются (звёзды или Солнце) и как и какие величины непосредственно измеряются при наблюдениях небесного светила (зенитное расстояние z , высота h , азимут а* и момент Т прохождения светила через избранную плоскость). Выбор этих способов зависит от поставленной задачи, точности её решения, наличия инструментов и т. д. При этом небесные координаты наблюдаемого светила, а именно его прямое восхождение а и склонение a , считаются известными; они приводятся в астрономических ежегодниках и каталогах звёзд.
Соединив на небесной сфере ( рис. ) полюс PN , зенит места Z и наблюдаемое светило а дугами больших кругов, получим т. н. параллактический треугольник PNZs , в котором угол при вершине Z есть дополнение азимута а* светила до 180| и угол при вершине PN равен часовому углу t светила.
Все способы астрономических определений основаны на решении параллактического треугольника после измерения его некоторых элементов (см. Сферическая астрономия ). Так, измерив зенитное расстояние Z светила в момент Т по хронометру и зная широту j места, можно определить часовой угол t светила из выражения
cosz sinj sin d + cosj cosd cost
и по равенству t s - aТ + u - a найти поправку u к показанию хронометра и местное звёздное время s . Зная поправку хронометра u и измерив зенитное расстояние Z светила, можно определить широту j места. Поправку хронометра выгодно определять из наблюдений звёзд в первом вертикале , а широту места - в меридиане, т. е. в кульминации небесного светила. Если измерить зенитные расстояния двух звёзд, расположенных в меридиане к Ю. или С. от зенита места, то тогда
j dS - zS dN - zN.
Особенно удобны способы, основанные на измерении окулярным микрометром малых разностей зенитных расстояний северных и южных звёзд в меридиане (см. Талькотта способ ). В способах соответственных высот отмечают моменты T1 и T2 прохождений двух звёзд через один и тот же альмукантарат . Если известна j , то получают u (см. Цингера способ ), а если известна u , то определяют j (см. Певцова способ ). Из наблюдений серии равномерно распределённых по азимуту звёзд на постоянной высоте 45| или 30| определяют j и l (см. Мазаева способ ).
Азимут а* небесного светила определяют, измеряя его часовой угол или зенитное расстояние и зная широту j места наблюдения. Прибавляя к азимуту наблюдаемого светила (обычно Полярной звезды) горизонтальный угол Q между ним и земным предметом, получают азимут а земного предмета.
Разность долгот двух пунктов равна разности местных звёздных времён в этих пунктах или разности поправок хронометра, отнесённых к одному физическому моменту по известному ходу часов , так что l2 - l1 s2 - s1 (T + u2) - (Т + u1) u2 - u1 + T2 - T1 . Долготы l отсчитываются от меридиана Гринвича. Поэтому l s - S u - U . Поправки хронометра u относительно местного звёздного времени s определяют из наблюдений звёзд, а U относительно гринвичского звёздного времени S - из приёма ритмических сигналов времени по радиотелеграфу. В современных высокоточных работах ошибки определения широты, долготы и азимута не превышают | 0,5".
Лит.: Цингер Н. Я., Курс практической астрономии, М., 1924: Вентцель М. К., Полевая астрономия, ч. 1-2, М., 1938-40; Блажко С. Н. . Курс практической астрономии, М. - Л., 1951; Цветков К. А., Практическая астрономия, 2 изд., М., 1951; Кузнецов А. Н., Геодезическая астрономия, М., 1966.
А .В. Буткевич.