OSNOWA WYSOKOŚCIOWA 1.Podstawowa: I kl. bł. pom. ≤ 1mm/km II kl. ≤ 2mm/km 2.Szczegółowa: III kl. bł. po wyr. +/- 4mm/km IV kl. bł. po wyr. +/- 10mm/km 3.Pomiarowa: V kl. bł. po wyr. +/- 20mm/km PODSAWOWA OSNOWA WYS. I i II kl. Stanowi ją zbór punktów utrwalonych za pomocą odpowiednich znaków geod. Których wysokości wyznaczono przy pomocy precyzyjnego sprzętu. Punkty osnowy I i II kl. stabilizowane są za pomocą geod. Znaków wysokościowych: -fundamentalnych podziemnych -naziemnych -ściennych Znaki podziemne i naziemne powinny być stabilizowane co najmniej 6 m-cy przed pomiarem, a najlpiej w roku poprzedzającym pomiar. SPRZĘT POMIAROWY 1.niwelator precyzyjny 2.statyw stały sztywny do niwelatora 3.dwie łaty do niwelacji precyzyjnej z taśmą inwarową, z podwójnym podziałem, wyposażone w libelle sferyczną 4.komplet stalowych klinów, młotek 5.przymiar do mierzenia dł. celowych 6.trzy żabki niwelacyjne o masie 7kg 7.dwa stojaki do łat 8.termometr do pomiaru temperatury SPRAWDZENIE I REKTYFIKACJA SPRZĘTU Niwelator i łaty muszą być sprawdzone zarówno w laboratorium jak i okresowo w terenie, zrektyfikowane, zabezpieczone przed zniszczeniem i odpowienio konserwowane. W szczególności wykonuje się: -spr || osi celowej do osi lebelli -spr pionowościkrzyża kresek niwelatora -spr libelli pudełkowej przy łacie -spr stopek łat -komparacja łat (wyznaczenie bezwzględnej długości łaty oraz poszczególnych jej części) TECHNIKA POMIARU I klasa: zamknięte poligony o obwodzie średnio 220km (dowiązane do mareografów i pkt. I kl. osnowy państ sąsiednich), punkty węzłowe rozdzielające linie niwelacyjne zastabilizowane znakami fundamentalnymi co ok. 3km, wzdłuz lini umieszczone są znaki wysokościowe określające odcinki dziennego niwelowania II klasa: odcinki niwelacyjne zaczynają się i kończą w punktach niwelacyjnych I kl. DOKŁADNOŚĆ NIW. PRECYZYJNEJ ZALEŻY OD: -dokładności i funkcjonowania łat -dokładności, ustawienia i funkcjonowania niwelatora -dokładności w czynnościach obserwatora -zmian w stanie górnej warstwy Ziemi i warunków atmosferycznych W celu zmniejszenia wpływu błędów systematycznych i przypadkowych wymagane jest: -częste badanie instrumentów -staranne obchodzenie się z instrumentami -przeprowadzanie pomiarów w odpowiedni sposób i w odpowiednich warunkach atmosferycznych POMIAR NA STANOWISKU 1.poziomowanie niwelatora przy pomocy libelli pudełkowej z lunetą skierowaną w kierunku łaty wyjściowej z reperu 2.celowanie w stecz (w niw. Libellowym- doprowadzenie do koincydencji końców pęcherzyka libelli głównej za pom. Śruby elewacyjnej 3.ustawienie obrazu kreski podziału łaty w środku klinka krzyża kresek za pom. Śruby mikrometru w kierunku narastającym 4.spr położenia libelli głównej 5.odczyt pierwszych 3 cyfr z łaty-podział zasadniczy 6.odczyt z mikrometru 3 kolejnych cyfr-odczyt tz 7.celowanie na łatę wprzód 8.czyności 3-6 - odczyt pz WYTYCZNE DO NIWELACJI -ciągi niw. wzdłuż dróg utwardzonych -odległość łat od niw. 8-35(I kl.) 8-40(II kl.) pomiar ściśle ze środka ( z dokł. 0,4m I kl.; 0,5m II kl.), długości celowych mierzone ruletka lub taśma -każda łata kolejno raz w tyle raz w przedzie, parzysta liczba stanowisk między reperami (ta sama łata na początku i na końcu-eliminacja błędu zera łat) -zapewnienie podobnych warunków atmosfer. Dla obu celowych, celowe min 1,5m nad ziemią (w terenach falistych-0,8) -niwelator ustawiamy na twardym gruncie -obserwacje latem należy prowadzić wcześnie rano i przed wieczorem (uniknięcie wibracji powietrza), w dni pochmurne, wiosna i jesienią- cały dzień -każdy odcinek niwelowany jest dwukrotnie, w 2 różnych kierunkach -nie należy wykonywać pomiarów przy silnym wietrze > 4m/s oraz temp > 30^oC i < -50^oC -kliny powinny być osadzone min 5 minut przed pomiarem. -na każdym stanowisku przewyższenie powinno być wyznaczone dwukrotnie, wykorzystując oba podziały łat -na początku i końcu pomiaru notuje się: datę, godz. i temp.

RACHUBA CZASU W astronomii geo. obserwacje wykonywane sa w układzie współrzędnych horyzontalnych, a więc obserwowane obiekty są ruchome(pozornie). Położenie tych obiektów może być jednoznacznie określone przez odczytanie i zarejestrowanie momentu obserwacji. Ze względu na ruchy własne gwiazd do pomiaru czasu przyjęto punkt równonocy wiosennej γ. Jednostka czasu gwiazdowego jest doba gwiazdowa- odstęp czasu między 2 kolejnymi kulminacjami górnymi punktu wiosennego. Miarą czasy gwiazdowego jest kąt godzinny punktu równonocy wiosennej: Θ=tγ Początkiem doby gwiazdowej jest kulminacja górna punktu wiosennego tγ=0 Kąt godz. punktu równonocy wiosennej liczony jest od południka miejscowego punktu w którym wykonuje się obserwacje. Dla danego miejsca obserwacji nosi on nazwę czasu gwiazdowego miejscowego, związanego z czasem gwiazdowym Greenwich: Θm=θGR+λE Θm=θGR+λW λE-dł.geo. na wsch. od Greenwich λW-dł.geo. na zach. od Greenwich Czas gwiazdowy miejscowy można wyznaczyć obserwując gwiazdę w górnej kulminacji na podst. wzoru: Θm=α+t Wartość kąta godzinnego w górnej kulminacji wynosi t=0 wiec: Θm=α CZAS GWIAZDOWY Definiowany jest ruchem pkt równonocy wiosennej. Prawdziwy Sv: pkt przecięcia na sferze niebieskiej ekliptyki prawdziwym równikiem. Quasi-prawdziwy Sq: pkt przecięcia na sferze niebieskiej ekliptyki z tzw. Quasi-prawdziwym równikiem., którego położenie zależało od precesji i nutacji długookresowej (ΔΨ) Średni S: pkt przecięcia na sferze niebieskiej ekliptyki średnim równikiem, którego położenie w przestrzeni podlega zmianom pod wpływem precesji księżycowo-słoneczneej. Zależności: Sq = s + ΔψcosE Sq = s + (Δ ψ + d ψ)cosE ΔψcosE- nutacja długookresowa w rektascencji DψcosE- krótkookresowa E- nachylenie ekliptyki do równika CZAS SŁONECZNY PRAWDZIWY Prawdziwy odmierzany geocentrycznym katem godzinnym środka tarczy Słońca zwiększonym o 12h. Może być wyznaczony bezpośrednio z obserwacji. Średni odmierzany kątem godzinnym Słońca średniego (punktu na równiku o rektastencji równej średniej dł. ekliptycnzej Słońca prawdziwego). Zwięksozny o 12h. Cz. słoneczny jako obrotowy- może być miejscowy lub Greenwich. Miejscowy od Greenwich różni się o dł geograf λ Tδ=to+12^h t0 -kąt godz. środka tarczy Słońca Prawdziwy czas miejscowy- odstęp czasu między dołowaniem Słońca a dowolnym momentem doby (wyrażonej w godz. min. i sek). Jest to czas nierównomierny ze względu na nierównomierny ruch roczny Ziemi po orbicie oraz nachylenie ekliptyki do równika. Długość doby słonecznej prawdziwej jest zmienna-krótsza latem, dłuższa zimą. Max różnica ok. 50s dlatego wprowadzono czas upływający z prędkością jednostajną czas słoneczny średni, zwany czasem średnim lub cywilnym miejscowym (zastosowanie w cywilnej rachubie czasu i astronomii geo.). Mierzony jest kątem godz. średniego Słońca równikowego: Tm = tOrownik + 12^h Tm = tm + 12^h Czas uniwersalny (TU)- czas cywilny w południku Greenwich do którego można odnieść obserwacje wykonane w różnych miejscach kuli ziemskiej. RÓWNANIE CZASU Jest to różnica między czasem prawdziwym a czasem średnim: E = Tδ - Tm Lub jako róznicę kątów godz. Słońca prawdziwego i Słońca średniego: E = (tO+12^h) - (tm+12^h) Dla uniknięcia niedogodności stosowania czasu cywilnego, kula ziemska została podzielona na południkowe 15-stopniowe strefy, w których obowiązuje w zasadzie ten sam czas- czas strefowy Czas środkowo europejski (CSE) CSE = TU + 1godz. Rok zwrotnikowy-odstęp czasu między 2 kolejnymi przejściami Słońca przez średni punkt równonocy wiosennej, równy jest 365,24220 śr. dób słonecznych. Rok syderyczny-okres czasu w którym średni punkt równonocy wiosennej wykona w tym czasie 366,24220 obrotów. 1śr.d. slon.= syd/zwr 1śr.d.gwiazd.= zwr/syder CZAS UNIWERSALNY Jest to średni czas słoneczny południka Greenwich do którego można odnieść obserwacje wykonane w różnych miejscach kuli ziemskiej. Prawdziwy UT0: wyznaczony bezpośrednio z obserwacji astronomicznych średni czas słoneczny chwilowego południka Greenwich od którego odmierza się dł. geograficzna. Można go uważać za kątowo miarę rzeczywistego obrotu Ziemi wokół Słońca. Uniwersalny UT1: średni czas słoneczny średniego południka Greenwich, odniesiony do średniej osi obrotu Ziemi. Można go uważać za kątową miarę rzeczywistego obrotu Ziemi wokół średniej osi obrotu łączącej średnie bieguny geograficzne. Zbliżony do jednostajnego stosowany w obliczeniach astronomicznych Quazi-jendostajny UT2: średni czas słoneczny średniego południka Greenwich uwolniony od sezonowych nieregularności

ruchu obrotowego Ziemi. Można uważać go za kątową miarę uśrednionego obrotu Ziemi wokół osi obrotu która łączy średnie bieguny geograficzne. Zależności: UT1 = UT0 + Δλ UT2 = UT0 + Δλ + ΔTS = UT1 + ΔTS Koordynowany UTC: najbardziej zbliżony do czasu słonecznego średniego na poł. Greenwich. Stanowi podstawę czasu cywilnego. Wskazania UTC mogą odbiegać mniej niż 1 sek. Od UT1 i różnić się od jednoczesnych wskazań TAI tylko o całkowitą liczbę sek. Zmiany zapobiegające większemu oddaleniu UTC od UT1 niż 1 sek. Dokonywane są poprzez dodanie sekundy przestępnej 31 grudnia lub 30 czerwca. UKŁAD HORYZONTALNY-płaszczyzna P jest płaszczyzna horyzontu, kierunek K- kierunek południa, współrzędne - azymut( A- kąt pomiędzy płaszczyzną południka niebieskiego i płaszczyzną przechodzącego przez dane ciało oraz zenit i nadir) i wysokość (h- kąt między kierunkiem do ciała niebieskiego i płaszczyzną horyzontu). Żałużmy ,że instrument jest spoziomowany i pozbawiony błędów instrumentalnych, to jego główna oś obrotu zajmie położenie wzdłuż linii pionu miejsca obserwacji. Przedłużając kierunek linii pionu do przecięcia się ze sfera niebieską otrzymamy 2 pkt. zenit i nadir . A płaszczyzna limbusa będzie leżeć w płaszczyźnie horyzontu. Koło wielkie utworzone w przecięciu się płaszczyzny horyzontu ze sfera niebieską nazywamy horyzontem obserwatora. Jeżeli oś Ziemi przedłużymy do przecięcia się ze sfera niebieską to otrzymamy dwa pkty. zwane biegunami świata . Linie łącząca te dwa bieguny nazywamy osią świata. Koło wielkie przechodzące przez zenit i nadir oraz bieguny świata nazywamy południkiem miejscowym. Koła wielkie przechodzące przez zenit i nadir noszą nazwę wertykałami . Koła małe do horyzontu nazywamy almukantarami. Wertykał prostopadły do południka miejscowego nazywamy pierwszym wertykałem, tworzy w przecięciu się z horyzontem 2 pkt. pkt. wschodu E i zachodu W. UKŁAD RÓWNIKOWY GODZINNY - płaszczyzna P jest płaszczyzną równika, kierunek K- kierunek południa, współrzędne- kąt godzinny ( kąt między płaszczyzną południka niebieskiego a płaszczyzną przechodzącą przez dane ciało i biegun świata), i deklinacja ( kątowa odległość pkt. na sferze niebieskiej od równika niebieskiego). UKŁAD EKLIPTYCZNY- płaszczyzna P jest płaszczyzną ekliptyki , kierunek K- kierunek ku pkt. Barana, współrzędne- długość ekliptyczna (ၬ - kąt między prostopadłymi do płaszczyzny ekliptyki płaszczyznami : jedną przechodzącą przez pkt. równonocy, drugą przez dane ciało) i szerokość ekliptyczna ( ၢ- kąt między płaszczyzną ekliptyki a półprostą poprowadzoną z pkt. obserwacji przez dane ciało). UKŁĄD RÓWNIKOWY EKWINONCJALNY - rektascencja (ၡ - kąt między dwoma przechodzącymi przez bieguny płaszczyznami, jedną przechodząca przez pkt. równonocy , druga przez dane ciało) i deklinacja. SZEROKOŚĆ ASTRONOMICZNA- kąt jaki tworzy kierunek pionu ( linia zenit-nadir) z jego rzutem prostym na płaszczyznę równika. Dla półkuli pn. mierzona jest od 0Ⴐ do 90Ⴐ, a na płd. Od 0Ⴐdo -90Ⴐ SZEROKOŚĆ GEODEZYJNA - kąt między linią prostopadłą do powierzchni elipsoidy obrotowej, a jej rzutem na płaszczyznę równika. SZERKOŚĆ GEOCENTRYCZNA- kąt między prostą łączącą środek Ziemi a jej rzutem na płaszczyznę równika. PRECESJA - zjawisko to wywołane jest grawitacyjnym przyciąganiem Słońca i Księżyca. Siły grawitacyjnego przyciągania F1 i F2 wywierane przez Słońce na Ziemię usiłują ustawić równik Ziemi w płaszczyźnie ekliptyki. Ponieważ Ziemia ma własny moment obrotowy na skutek obrotu dookoła osi, to zgodnie z teorią wirującego bąka oś obrotu Ziemi wykonywać będzie ruch kołowy wokół bieguna ekliptyki. Ruch ten nazywamy precesją. PRECESJA LUNISOLARNA- powoduje ruch stożkowy osi Ziemi, tj. ruch bieguna Ziemi wokół bieguna ekliptyki.. Kąt rozwarcia stożka równy jest podwójnemu nachyleniu równika do ekliptyki. NUTACJA- okresowe wahania (odchylenia) bieguna niebieskiego od krzywej precesyjnej spowodowane przede wszystkim okresowym ruchem Ziemi wokół Słońca oraz ruchem Księżyca wokół Ziemi. PARALAKSA- kąt pod którym widoczna jest z gwiazdy półoś wielka obrotu Ziemi. (Na skutek ruchu obrotowego Ziemi wokół Słońca , gwiazda G oglądana z 3 położeń Ziemi na orbicie widoczna jest w 3 różnych miejscach na sferze przy czym położenia te leżą na małej elipsie będącej odwzorowaniem orbity ziemskiej. Wewnątrz elipsy znajduje się pkt. H zwany heliocentrycznym miejscem gwiazdy .

---