Zagadnienia Astronomi Geodezyjnej: Metody wyznaczania współrzędnych geograficznych punktów na powierzchni Ziemi; Metody wyznaczania azymutu, czyli kierunku na powierzchni Ziemi; Wyznaczanie czasu oraz instrumenty potrzebne do tego celu. Zastosowanie astronomii geodezyjnej w geodezji. Określanie wymiarów i kształtu Ziemi: Wyznaczenie parametrów ziemskiej elipsoidy odniesienia; Wyznaczenie geoidy za pomocą astronomiczno-geodezyjnych metod badania odchyleń pionu. Określenie współrzędnych punktu wyjściowego sieci geodezyjnej oraz wyznaczenie jej orientacji.Określenie współrzędnych punktów na powierzchni Ziemi, stanowiących osnowę dla zdjęcia topograficznego.Jed Astronomiczna: (ja lub AU – astronomical Unit) – średni promień orbity Ziemi (odległość Ziemi od Słońca): 1 ja = 149,5*10⁶ km Rok świetlny – odległość, którą w ciągu roku pokonuje światło, o prędkości 300000 km/s 1 r.św.= 9,5*10¹² km Parsek – odległość obserwatora, który widzi średni promień orbity Ziemi pod kątem 1’’(π – paralaksa) 1psc(parsek) = 3,08*10¹³ km = 3,26 lat świetlnychUkład współrzędnych horyzontalnych Tworzą go dwie płaszczyznypodstawowe:.Płaszczyzna horyzontu, prostopadli do kierunku pionu, Płaszczyzna południka miejscowego.

Współrzędne układu współrzędnych horyzontalnych: A_N- azymut, kąt pomiędzy płaszczyzną południka miejscowego, a płaszczyzną przechodzącą przez wertykał danej gwiazdy: (zenit, gwiazdę i nadir) h - (-90°<= h <= 90⁰) wysokość (sferyczna), kąt pomiędzy płaszczyzną horyzontu a kierunkiem do gwiazdy, liczona dodatnio powyżej i ujemnie poniżej horyzontu, lub odległość zenitalna z = 90 - h (o°<= z <=180⁰)Układ współrzędnych horyzontalnych: Realizowany jest za pomocą idealnie spoziomowanego teodolitu, zpominięciem błędów instrumentalnych. Układ horyzontalny jest chwilowym układem lokalnym.Współrzędne równikowe ekwinokcjalne: δ- deklinacja gwiazdy - odległość kątowa gwiazdy od równika

(-90°< δ < +90*); nie jest zależna od ruchu dobowego gwiazdy; gwiazda w swym pozornym ruchu przesuwa się po równoleżniku niebieskim. γ - punkt równonocy wiosennej (punkt Barana,ekwinokcjum) jeden z dwóch punktów przecięcia się ekliptyki z równikiem niebieskim Układ współrzędnych równikowych ekwinokcjalnych. Położenie gwiazd przedstawione jest w jednolitym układzie dla całej Ziemi; Układ jest niezależny od czasu obserwacji. W wyniku przecięcia się równika ziemskiego ze sferą niebieską powstaje równik niebieski. Kolo wielkie poprowadzone przez bieguny świata i gwiazdę ubywamy południkiem danej gwiazdy. Układ współrzędnych godzinnych. Tworzą go dwie płaszczyzny podstawowe: Płaszczyzna równika niebieskiego, Płaszczyzna południka miejscowego, zawierająca oś obrotu Ziemi i kierunek pionu w miejscu obserwacji. Układ służy do wyrażania współrzędnych katalogowych gwiazd.

Układ współrzędnych godzinnych. Współrzędne układu: δ - deklinacja gwiazdy - odległość kątowa od gwiazdy; t - kąt godzinny - kąt zawarty między południkiem miejscowym a południkiem danej gwiazdy, mierzony wzdłuż równika począwszy od południowej części południka miejscowego zgodnie z ruchem wskazówek zegara (0^h<= t < =24^h) Układ współrzędnych ekliptycznych Podstawowe płaszczyzny układu: Płaszczyzna ekliptyki; Płaszczyzna przechodząca przez biegun ekliptyki i punkt równonocy wiosennej -Koło wrębne. Współrzędne układu ekliptycznego: długość ekliptyczna, wzrastająca z kierunku zachodu na wschód od 0° w punkcie Barana do 360°,b - szerokość ekliptyczna, osiąga +90° w północnym biegunie ekliptyki i -90° w południowym biegunie ekliptyki. Położenie ciała niebieskiego w tym układzie nie zależy od położenia obserwatora Współrzędne astronomiczne Astronomiczna szerokość geograficzna (φ) to kat zawarty pomiędzy linią pionu w danym punkcie, a płaszczyzną równika. Astronomiczna długość geograficzna λ jest to kąt dwuścienny zawarty między płaszczyzną południka miejscowego Greenwich a południkiem miejsca danego punktu na Ziemi. Strefa gwiazd wschodzących i zachodzących jest ograniczona równoleżnikami o deklinacjach: Φ – 90^o< δ < 90^o – φ Strefa gwiazd niezachodzących: δ > 90^o – φ Strefa gwiazd niewschodzących:

δ < φ – 90^o Kulminacje ciał niebieskich Rozróżniamy trzy rodzaje kulminacji: G1- kulminacja górna na południe od zenitu G2- kulminacja górna na północ od zenitu G3- kulminacja dolna Kulminacja górna (górowanie) – przejście gwiazdy przez południową część łuku południka miejscowego (maksymalna wysokość horyzontalna) Kulminacja dolna (dołowanie) – przejście gwiazdy przez północną część łuku południka miejscowego (minimalna wysokość horyzontalna),Elongacja (najmniejsza degresja) gwiazdy okołobiegunowej – położenie, dla którego kąt paralaktyczny gwiazdy wynosi q= +90^o, natomiast bezwzględna wartość azymutu A_N wynosi maksimum. W elongacji mogą się znajdować tylko gwiazdy okołobiegunowe, dla których: |δ|> |φ| Precesja – zjawisko wywołane ciągłym ruchem osi obrotu Ziemi, w wyniku, czego w okresie 25 800 lat oś Ziemi zatacza stożek o kacie rozwarcia 47^o. Precesja spowodowana jest: Przyciąganiem Słońca i Księżyca; Elipsoidalnością (kształtem) Ziemi; Brakiem pokrycia płaszczyzny równika z ekliptyką Poprzez precesję zmienia się położenie równika względem ekliptyki, a punkt równonocy wiosennej przesuwa się ze wschodu na zachód. Nutacja- okresowa zmiana położenia równika i punktu równonocy wywołana przez siły wywołujące precesję. Powoduje, że biegun zatacza okręgi. Składa się z sumy drgań harmonicznych, z których podstawowy okres wynosi 18,6 lat, amplituda wychyleń wynosi 9,21”. Paralaksa Dobowa, Roczna – kąt pod jakim widoczny jest promień orbity; Wiekowa Jednostką paralaksy jest parsek – odległość z której widać promień orbity pod kątem 1” (3,259 lat świetlnych)

Refrakcja atmosferyczna – zjawisko załamania promieni światła w atmosferze, powodujące zmianę obserwowanego kierunku do gwiazdy. Tor promieni świetlnych w atmosferze ziemskiej jest linią zakrzywioną. Stąd zaobserwowane wys. Ciał niebieskich są wyższe. Aberracja światła, pozorna zmiana położenia obserwowanego obiektu astronomicznego spowodowana skończoną wartością prędkości światła oraz ruchem obserwatora (najczęściej związanego z Ziemią) w czasie, w którym promień światła pokonuje drogę od ciała niebieskiego do obserwatora. Rozróżnia się aberrację światła dobową (wynikającą z ruchu obrotowego Ziemi), roczną (spowodowaną ruchem orbitalnym Ziemi) i wiekową (spowodowaną ruchem Układu Słonecznego). Doba gwiazdowa – okres czasu między dwiema kolejnymi kulminacjami górnymi punktu równonocy wiosennej. Czas gwiazdowy – kąt godzinny punktu równonocy wiosennej. Liczony od południka miejscowego punktu, na którym prowadzi się obserwacje. Dla danego miejsca obserwacji nosi ono nazwę czasu gwiazdowego miejsca. θ = t_γCzas gwiazdowy miejscowy, jest związany z czasem gwiazdowym Greenwich następującymi związkami: θ_m = θ_Gr + λ_E, θ_m = θ_Gr + λ_W Gdzie: λ_E =  długość geograficzna na wschód od Greenwich, λ_W= długość geograficzna na zachód od Greenwich. Doba słoneczna prawdziwa – okres czasu między dwiema kolejnymi kulminacjami dolnymi Słońca. Czas słoneczny prawdziwy definiuje się wzorem: T_v = t₀ + 12h Gdzie:t₀ −  kąt godzinny środka tarczy słońca.Czas średni T_mjest mierzony kątem godzinnym średniego Słońca równikowego: T_m = t_0 rownikowe + 12h, lub T_m = t_m + 12h Czas uniwersalny TU (UT) – czas średni słoneczny miejscowy zerowego południka Greenwich, od którego liczona jest długość geograficzna. Odnosi się do niego obserwacje wykonane w różnych miejscach na kuli ziemskiej. T_m = TU + λ T_v = TU + λ + E 

Czas strefowy (ZT) Miejscowy czas słoneczny centralnego południka danej strefy czasowej jest czasem strefowym obowiązującym w całej tej strefie. Każda strefa ma szerokość 15ᵒ, po 7,5ᵒ po obu stronach centralnego południka strefy. W praktyce strefy nie leżą dokładnie wzdłuż południków, wytyczają je raczej granice państw lub inne linie podziału administracyjnego. W Polsce latem używany jest czas wschodnioeuropejski (CWE) południka 30ᵒ: CWE = TU+2h W zimie zaś czas środkowoeuropejski (CSE) południka 15ᵒ: CSE = TU+1h Rok zwrotnikowy – odstęp czasu między dwoma kolejnymi przejściami Słońca przez średni punkt równonocy wiosennej. Wynosi 365,24220 średnich dób słonecznych. Rok syderyczny – okres czasu, w którym średni punkt równonocy wiosennej wykona w tym samym czasie 366,24220 obrotów.

Czas obrotowy w dwóch punktach na powierzchni Ziemi jest różny, z wyjątkiem sytuacji, gdy te punkty leżą na jednakowym południku geograficznym. Różnica czasu obrotowego w dwóch punktach na Ziemi odpowiada różnicy długości geograficznej tych punktów. Wyróżniamy 2 rodzaje czasu obrotowego: czas słoneczny i czas gwiazdowy. Ze względu na niejednostajność skali czasu obrotowego w 1954 r. X Generalna Konferencja Wag i Miar wprowadziła czas efemerydalny. Czas efemeryd (ET) (czas efemerydalny) - czas słoneczny, uparty na ruchu orbitalnym Ziemi wokół Słońca. Nieco później definicje ET związano również z ruchem orbitalnym Księżyca wokół Ziemi. Miarą Czasu Efemeryd jest pozycja Słońca, a dokładniej jego długość ekliptyczna. Sekunda Czasu Efemeryd do 1967 r. była podstawową jednostką czasu, określana jako 1 /31556925,9747 części roku zwrotnikowego na epokę 1900 styczeń 0d 12h Czasu Efemeryd. Zależność między Czasem Efemeryd a czasem uniwersalnych jest następująca: ET= UT1 + ΔT ΔT w 2013 roku wynosi 67s Międzynarodowy czas atomowy (TAI lub IAT) – czas oparty na wzorcu atomowym ( nie związanym z ruchem Ziemi). Skala czasu TAI jest wypadkową wskazań zsynchronizowanych zegarów atomowych rozmieszczonych w laboratoriach na całym świecie. Wzorce atomowe wykazują zjawisko przejść kwantowych miedzy poziomami energetycznymi atomów i cząsteczek. Czas GPS – czas atomowy używany w systemie globalnej nawigacji satelitarnej GPS. Podstawą skali czasu GPS są atomowe zegary pokładowe umieszczone na satelitach GPS, w ośrodkach sterowania systemem GPS oraz w US NavalObservatory Czas ziemski (TT)- skala czasu do praktycznego odmierzania czasu na Ziemi, m.in. jako czas odniesienia dla pozornych, geocentrycznych efemeryd. Czas współrzędnych geocentrycznych (TCG)- czas w czterowymiarowej przestrzeni- Niebieskim Geocentrycznym Systemie Odniesienia (GCRS), który porusza się w przestrzeni wraz z ruchem orbitalnym Ziemi wokół barycentrum Układu Słonecznego, przy czym kierunek osi tego systemu nie zmienia się w odniesieniu od systemu inercjalnego.