метод, один из способов определения положений светил на небесной сфере, применяемый в астрофотографии . Положения звёзд, планет, искусственных спутников Земли и др. небесных светил определяются на астронегативах (спутникограммах) относительно так называемых опорных звёзд - звёзд, для которых экваториальные координаты известны из каталогов. В Т. м. устанавливается математическая зависимость между системой прямоугольных (идеальных) координат опорных звёзд, вычисленных по их известным экваториальным координатам, и системой квазипрямоугольных координат, измеренных на астронегативе. Т. м. предложен Г. Х. Тёрнером в 1893.
В Т. м. зависимость между идеальными x, h и измеренными х, у координатами небесных светил записывается в виде степенных рядов (редукционных уравнений Тёрнера):
где а, b, с,..., a', b - , c - ...- редукционные коэффициенты, называемые постоянными пластинки, которые вычисляются способом наименьших квадратов по системам уравнений Тёрнера, составленных для опорных звёзд раздельно для x и h. Полученные таким образом зависимости используются для преобразования измеренных на астронегативе координат х и у исследуемого светила в идеальные координаты x и h, с помощью которых затем вычисляются его экваториальные координаты. Для современных широкоугольных астрографов применяются усложнённые виды редукционных уравнений, например,
,
где a ijkn - редукционные постоянные пластинки, m - звёздная величина, с - характеристика спектрального класса звезды (аналогичная зависимость и для координаты h). Вид используемого при определении координат небесного светила редукционного уравнения зависит от качества поля астрографа и поставленной задачи. Так, в случае расположения определяемого светила и опорных звёзд на небольшой части астронегатива ограничиваются лишь первыми тремя (линейными) членами уравнений.
Лит.: Подобед В. В., Нестеров В. В., Общая астрометрия, М., 1975.
В. В. Подобед.