Los trabajos de campo consisten en observar con un transito o teodolito electrónico hacia los astros en este caso el sol o alguna de las estrellas, a esto lo podríamos considerar como orientación astronómica.
Las orientaciones astronómicas se utilizan principalmente para dar permanencia a las direcciones de las líneas, relacionar levantamientos, comprobar los ángulos de poligonales abiertas (carreteras, líneas de transmisión eléctrica, gasoductos, etc), orientar mapas o planos,
orientar antenas direccionales de radio o radar, orientar ejes polares de instrumentos astronómicos y constituyen un elemento importante en trabajos de ingeniería civil.
PROCEDIMIENTO DE CAMPO
Para llevar a cabo los trabajos de campo de una orientación astronómica se siguen las siguientes fases.
Definir en campo la línea a orientar.
A uno de los vértices de la línea se le denomina estación y al vértice opuesto señal.
En el vértice llamado estación se instala un transito o teodolito electrónico, centrar nivelar y poner en ceros.
En el vértice llamado señal se coloca una baliza, si se requieren mejores resultados se recomienda instalar un tripie con plomada con hilo o un tripie con base nivelante con plomada óptica y una señal especial.
Enseguida con el transito o teodolito puesto en ceros, se gira el horizontalmente hasta observar la señal correspondiente, desde luego empleando el tornillo del movimiento general y su respectivo tornillo del movimiento tangencial.
Se afloja el tornillo del movimiento particular para girar horizontalmente hasta observar al sol.
Se tiene que emplear cualquier de estos elementos ya que no es posible observar con el anteojo del instrumento directamente al sol.
La forma más común y practica para observar con el transito o teodolito al sol es con una pantalla, la cual simplemente es una hoja blanca de papel que se coloca del lado del ocular del anteojo del instrumento, con el fin de que sobre esta se reciba reflejada la imagen del disco solar.
En las siguientes figuras se describe la forma de observar reflejado el disco solar sobre la pantalla.
Siempre a la derecha
Para observar al sol se emplea: Prisma solar
Filtro Pantalla
Regresara a observar la señal, al observar la señal el ángulo deberá de ser de 180° + la aproximación del aparato por regresar en posición inversa del anteojo.
Todas las fases constituyen una serie y se recomienda cuando menos realizar tres series para poder calcular el azimut astronómico, entendiendo que entre más series se realicen se obtendrá mayor precisión al calcular dicho azimut astronómico. Algunas dependencias de gobierno requieren en sus levantamientos hasta 16 series.
Además de los datos antes mencionados, también es necesario obtener; la fecha de la temperatura y la presión atmosférica así como el tipo de transito o teodolito empleado.
El tipo de transito o teodolito es importante para poder establecer el tipo de ángulo vertical que se obtiene en el circulo vertical, de tal forma que el instrumento marca 0° 00’ de ángulo vertical, cuando su anteojo esta horizontal, indicara que se trata de un ángulo vertical de altura, si el anteojo se coloca en posición vertical hacia arriba y el circulo vertical marca 0° 00’ 00” indicara que se trata de un ángulo vertical denominado distancia cenital.
Los datos obtenidos en campo como la HORA, circulo horizontal (
θ
) y circulo vertical
(
Φ) se anotan en un registro de campo como el que se muestra a continuación.REGISTRO DE CAMPO PARA REALIZAR ORIENTACIONES ASTRONOMICAS AL SOL
TRABAJO: NOMBRE DEL OBSERVADOR: Ing. LUCIO DURÁN
CELIS
FECHA: 02 AGOSTO DEL 2005 APARATO: CHOPERENA LUGAR: ZACATENCO LATITUD (φ): 19°30’10” LADO ORIENTADO: 1-2
SERIE POSICIÓNDEL ANTEOJO EST. P. V- RELOJ θ Φ
1
DIRECTA SEÑAL 00°00’ DIRECTA SOL 09h 08m 33s 106°43’ 39°43’ INVERSA SOL 09h 10m 33s 287°32’ 39°44’ INVERSA SEÑAL 180°00’2
INVERSA SEÑAL 240°00’ INVERSA SOL 09h15m33s 347°08’ 41°20’ DIRECTA SOL 09h17m00s 167°56’ 41°10’ DIRECTA SEÑAL 60°00’3
DIRECTA SEÑAL 120°00’ DIRECTA SOL 09h21m11s 227°28’ 42°40’ INVERSA SOL 09h23m16s 48°18’ 42°10’ INVERSA SEÑAL 300°00’ SOLUCION1.- Se calculan los promedios del tiempo (reloj), circulo horizontal (θ) y circulo vertical (Φ) RELOJ
PRIMERA SERIE SEGUNDA SERIE TERCERA SERIE
09h08m33s 09h 15m13s 09h21m11s + 09h 10 m 33 s + 09 17h m 00 s + 09h 23 m 16 s Σ = 18h19m06s Σ = 18h 32m13s Σ= 18h44m27s PROM = 09h09m33s PROM = 09h16m06.5s PROM = 09h22m13.5s
CIRCULO HORIZONTAL
θ
287°32’ 347°08’ 227°28’ - 180°00’ - 240°00’ - 120°00’ 107°32’ 107°08’ 107°28’ + 106°43’ + 107°56’ + 108°18’ Σ= 214°15’ Σ = 215°04’ Σ = 215°46’CIRCULO VERTICAL
Φ
39°43’ 41°20’ 42°40’ + 39°44’ + 41°10’ + 42°10’ Σ = 79°27’ Σ = 82°30’ Σ = 84°50’PROM = 39°43’30” PROM = 41°15’ PROM = 42°25’
2. - Calculo de la declinación del sol δ
Se obtiene multiplicando la hora de observación promedio por la variación horaria (VH) que es dato del anuario y año en que se hizo la observación al sol. (Ho) (VH)
Ho = 09h09m33s (-38.73”) Ho = 09h16m06.5s (-38.73”) Ho = 09h22m13.5s (-38.73”) = - 00°05’55” = -00°05’59” = -00°06’03” δo = 17°44’09” δo = 17°44’09” δo = 17°44’09”
δ= 17°38’14” δ= 17°38’10” δ= 17°38’06”
La declinación del sol a la hora promedio de observación del día 02 de agosto del 2001 de cada serie es menor que a las 0h ya que este valor se dirige a su declinación de 00° 00’00” y la alcanzara el 22 de septiembre.
3.- Calculo de la corrección por refracción y paralaje.
En este caso no se tomo la temperatura ambiente ni la presión atmosférica, por lo que para calcular la refracción y el paralaje y en consecuencia su corrección a la distancia zenital tenemos la siguiente formula:
Z = Z’ + r – P.
r = 58” tan Z’ r = 58” tan Z’ r = 58” tan Z’
r = 90° - Φ r = 90° - Φ r = 90° - Φ
r = 90° - 39°43’30” r = 90° - 41°15’ r = 90° - 42°25’
Z’ = 50°16’30° Z’ =48°45’ Z’ = 47°35’
r = 58” tan 50°16’30° r = 58” tan 48°45’ r = 58” tan 47°35’ r = 0°01’9.8” r = 0°01’6.14” r = 0°01’3.48” Calculo del paralaje P
P = 8.8” sen Z’ P = 8.8” sen Z’ P = 8.8” sen Z’
P = 0°00’6.77” P = 0°00’6.62” P = 0°00’6.5” Calculo de la distancia zenital
Z = Z’ + r – P Z = Z’ + r – P Z = Z’ + r – P
Z =50°16’30° + 01’9.8” - 6.77” Z = 48°45’ + 01’6.14” – 6.62” Z = 47°35’+ 01’3.48” - 6.5”
Z = 50°17’33” Z = 48°45’59” Z =
47°35’57”
Valores para el cálculo del azimut del sol.
Z = 50°17’33” Z = 48°45’59” Z = 47°35’57”
δ= 17°38’14” δ= 17°38’10” δ= 17°38’06” φ =19°30’10 φ =19°30’10 φ =19°30’10
A continuación se muestran las formulas para calcular el azimut astronómico del sol. Sen Az = sen .mcos nsec ϕcsc z ... 1
2
m = Z + φ - δ n = Z + φ + δ
2 2
Cos az sol = senδcos−senϕsenZϕcos Ζ. --- 2 Az. Azimut astronómico del sol.
Z = Distancia cenital verdadera del astro.
δ = Declinación del sol a la hora de observación. φ = Latitud del lugar.
Cos az sol = sencosδ−ϕsencosϕsenAA . Az. Azimut astronómico del sol.
δ = Declinación del sol a la hora de observación. A’ = Altura aparente del sol φ = Latitud del lugar. r = Corrección por refracción A = Altura verdadera del sol. p = Corrección por paralaje. A = A’ – r - p
Z = z’ + r – p A = A’ – r + p
Z’ + A’ = 90° Z’ = 90° - A’ A’ = 90° - Z’ El valor de r (refracción) se obtiene con la siguiente formula
r = 273 ) 28 . 0 ( + T p + ° h Tan ( 0167 . 0
S
sen
S
sen(
−α)
(
−ϕ)
α+ϕ+βα = h = Altura verdadera β = Distancia polar φ = Latitud del lugar