Способ Талькотта

Способ Та́лькотта в астрономии и в геодезии — метод определения астрономической широты места наблюдения. Назван в честь американского геодезиста Эндрю Талькотта  (англ.) (рус., 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.

МетодикаПравить

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:

$\mathrm{\phi <!--\; \phi \; -->}=\frac{(z_S-<!--\; -\; -->z_N)+({\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}}_S+{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}}_N)}{2}$$\varphi ={\frac {(z_{S}-z_{N})+(\delta _{S}+\delta _{N})}{2}}$ 

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

$\mathrm{\phi <!--\; \phi \; -->}=\frac{(z_S-<!--\; -\; -->z_N)+({180}^{\circ <!--\; \circ \; -->}+{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}}_S-<!--\; -\; -->{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}}_N)}{2}$$\varphi ={\frac {(z_{S}-z_{N})+(180^{\circ }+\delta _{S}-\delta _{N})}{2}}$ 

Индексы $N$$N$  и $S$$S$  обозначают зенитные расстояния ($z$$z$ ) и склонения ($\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}$$\delta$ ) 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.