Cómo hacer tu propio teodolito
Debido a que las estrellas están tan lejos de nosotros que no podemos distinguirlas a simple vista, todos estos planetas parecen estar a la misma distancia de nosotros. Imaginemos que hay una capa esférica suspendida que cubre toda la Tierra. Esta esfera imaginaria se llama esfera celeste. Las estrellas están fijas dentro de la capa esférica y solo podemos ver la mitad de la esfera a la vez. Debido a la rotación de la Tierra, la esfera celeste parece estar girando constantemente a nuestro alrededor de este a oeste. El polo norte (sur) de la esfera celeste está justo encima del polo norte (sur) geográfico de la Tierra y del ecuador. de la esfera celeste está justo encima del ecuador terrestre. Es el centro del polo celeste. Al igual que la Tierra, etiquetamos la esfera celeste con latitud y longitud. En astronomía, esto equivale a la latitud (longitud) de la Tierra, lo que se llama declinación (ascensión recta). Desde el polo celeste hasta el ecuador celeste, la declinación se divide en 90 grados la ascensión recta se divide en 1 hora y 24 horas y 60 minutos, es decir, 1h = 60m = 15, llamada así porque la tierra o esfera celeste gira. 15 veces por hora. Este método para determinar la posición de los cuerpos celestes puede parecer bastante complejo, pero tiene muchas ventajas. Por ejemplo, la esfera celeste está en constante rotación, por lo que las posiciones aparentes de las estrellas también cambian constantemente, como si cruzaran el cielo nocturno de este a oeste al mismo tiempo, debido a la revolución de la tierra, aunque al mismo tiempo; , después de unos días, las estrellas estarán ligeramente hacia el oeste o si te mueves de norte a norte, a medida que avanzas hacia el sur, las posiciones relativas de las estrellas y el horizonte también cambian; Debido a que las posiciones aparentes de las estrellas son tan variables, es bastante difícil interpretar sus posiciones en función de lo que ven, lo que sólo puede explicarse en términos de ascensión recta y latitud correcta, ya que cada planeta corresponde a un conjunto de longitud y latitud correctas. . Pero también debido a que las estrellas cambian rápidamente, ¿cómo deberíamos medir la ascensión recta y la declinación? En segundo lugar, el teodolito se produjo para medir la ascensión recta y la declinación. Es un dispositivo de observación con muchas características de un telescopio astronómico. Este artículo presenta un método simple de medición de teodolito. Los materiales necesarios se enumeran en la Tabla 1. Las dimensiones de cada material son solo de referencia y pueden usarse a su propia discreción, pero la posición relativa de cada pieza debe estar claramente definida. Antes de hacerlo, mire la Figura 1, la Figura 2 y la Figura 3. Método: 1. Corte dos discos de un tercio de grosor (3/8) y un diámetro ligeramente más pequeño (1/2) que el transportador (transportador). Utilice pegamento fuerte para fijar dos transportadores a cada disco. El punto medio del borde inferior del transportador debe estar pegado al centro del disco. (Ver Figura 2). 2. Fije el disco a D con dos tornillos. La línea que conecta el centro del disco y 90° debe coincidir con la línea central de d. Clave un anillo de tornillo en cada extremo de d (tenga cuidado de no clavarlo en el lado del disco, como se muestra en la Figura 2). La línea de visión puede pasar a través de los dos pequeños agujeros de observación circular. 3. En el centro del otro disco, taladre un orificio (1/4), que debe pasar por A y C (consulte la Figura 3). Apriete el perno y ajuste la tensión para que C sea fácil de girar. 4. Cava un agujero en el centro del transportador unido a D y aprieta D y C con tacos o tornillos de madera. Pero d y c deben ser giratorios, no fijos. 5. Utilice láminas de hierro para cortar tres triángulos y fíjelos en C con tornillos o clavos pequeños. La punta del triángulo debe estar unida al transportador. 6. Conecte A y B con bisagras. (Ver Figura 1) 7. g y H, corte un pequeño agujero (3/4) en un extremo. A partir de este agujero en 1, corte una hendidura estrecha (3/16) de ancho a lo largo de la línea central de cada marco de ventana de madera hasta que esté en el otro extremo en 1. Use pernos para fijar G y H a ambos lados de A en los orificios pequeños, y luego use un taladro de banco para fijar G y H a un lado de B a través de una hendidura delgada. El taladro de banco se usa para ajustar el ángulo. Clave los tornillos o los taladros de asiento, clave en su lugar de modo que A y B se superpongan cuando se ajusten al extremo de la hendidura. En este punto se puede utilizar un teodolito. En tercer lugar, el teodolito utilizado se apoyará sobre un soporte, como una silla o un trípode para cámara. El teodolito se coloca mirando al sur con el único fin de que sea fácil de ver a través del anillo roscado de d. Primero, no levante el brazo de mira D (es decir, la tabla de latitud E apunta a cero). Ajuste la inclinación del tablero B para que la línea de visión se pueda ver a lo largo del brazo de visualización hasta el horizonte.
Fije la placa B en esta posición y luego mantenga la placa B en posición horizontal. Ahora gire C y D para observar el cuerpo celeste, y luego E representa la altura del cuerpo celeste. Ahora levante la placa del teodolito hasta un ángulo X, donde X = 90 - (latitud del lugar de medición). Por ejemplo, cuando se mide en Taipei, la latitud es de aproximadamente 25° 3' y el ángulo de 90. En este momento, el tablero A y el tablero b forman un ángulo X. Por supuesto, si lo piensas por un momento, sabrás que puedes usar este método para medir la latitud de tu ubicación. ¿Por qué el ángulo entre A y B es X? (Nota 1) Cuando miras hacia el polo celeste (es decir, Polaris), el ángulo de elevación es tu latitud. Por lo tanto, cuando E es cero, después de elevar la placa A en un ángulo X, el brazo apuntador apunta hacia el ecuador celeste. ¿Por qué? (Nota 2) El propósito de ajustar el ángulo X es encontrar el ángulo de elevación (es decir, declinación) de la estrella con respecto al plano ecuatorial celeste, sin tener en cuenta los cambios en la posición aparente de la estrella causados por las diferentes latitudes del punto de observación. En este punto, la posición ecuatorial de la esfera celeste se traza girando el brazo de visión de oeste a este. Para medir la ascensión recta, la tabla de longitud F debe tener una muesca en las unidades de ascensión recta horas, y cuando el intervalo de 15 es 1, el tictac debe iniciarse en sentido contrario a las agujas del reloj desde cero. Ahora mueva el brazo visual para observar una estrella conocida en el cielo del sur. Determine la ascensión recta y la declinación de la estrella a partir de un mapa estelar, un almanaque astronómico u otra fuente de referencia. Gire la tabla de longitud F para que el puntero de C apunte. al valor de ascensión recta apropiado. En este momento, el medidor de latitud debería indicar automáticamente el valor de declinación correcto; de lo contrario, el instrumento estará sesgado. Corrija F, ahora gire C y D para apuntar el brazo apuntador a otro planeta. En este momento, podemos leer la declinación y la declinación del planeta desde E y F. La declinación de las estrellas al norte del ecuador celeste es positiva y la declinación de las estrellas al sur del ecuador celeste es negativa, es decir, la apertura en el disco E El transportador en es positivo y el otro es negativo. Por ejemplo, Spica se puede ver en el cielo nocturno en abril, mayo y junio. Su declinación (R.A.)=13h23m37s, declinación (D.) =-11 00' 19. Ahora gira el brazo de observación D y mira a Regulus. En este momento podemos leer 12 06' en E y 10h07m en F, por lo que sabemos que la A.R. de Regulus=10h07m, D.=12 06. Para otro ejemplo, en el cielo nocturno de invierno, la A.R. de Sirio es de aproximadamente 6h44m y la d es de aproximadamente -16 40’. Después de ajustar F a 6h44m, levante el brazo visual con una declinación de 25° y luego gírelo hacia el oeste aproximadamente 3h45m. En este momento, puedes ver a través del anillo espiral en D que en las noches de principios de otoño e invierno, puedes ver una banda nebulosa y brillante cerca de la Plaza Pegaso. Se trata de Andrómeda, la única nebulosa espiral claramente visible a simple vista. ¿Estás interesado en conocer su ubicación aproximada? Aproximadamente R.A.=0h40m, d.=41. La ventaja de utilizar este método para calcular la ascensión recta y la declinación es que no hay que preocuparse por los cambios en la posición aparente del planeta debido a los diferentes tiempos de observación. ¿Por qué? Debido a que el disco A coincide con el plano ecuatorial celeste después de ser corregido por el ángulo X, E obtiene el ángulo de elevación de la estrella con respecto al disco A (el plano ecuatorial celeste), que es naturalmente la declinación. Aunque la esfera celeste gira constantemente, casi todas las estrellas son estrellas distantes y sus posiciones relativas permanecen sin cambios. Conocemos la declinación de una estrella. En base a esto, podemos calcular naturalmente la declinación de otra estrella a partir del ángulo entre esta estrella y otras estrellas. Así que no importa qué latitud, qué estación y a qué hora la observes. obtenga una declinación o número de declinación diferente para la estrella. La Tabla 2 enumera algunas fuentes de estrellas de referencia. Hay muchos experimentos fantásticos y el equipo que requiere suele ser bastante sencillo; no subestimes el teodolito. Es muy probable que algún día seas famoso por usarlo para localizar un planeta que nunca antes se había descubierto. El texto original está extraído de "Challengeoftheuriverse", página 117, "Proyectos y experimentos", página 1962, publicada por la "Asociación Nacional de Profesores de Ciencias". El artículo original solo explica el método de producción y no analiza el principio. El traductor dio algunas explicaciones sencillas de este principio. Nota 1: Como se muestra en la Figura 4, el panel B apunta al horizonte sur, el panel D apunta al polo norte celeste y el panel A es perpendicular a él. ∠Y es la latitud del lugar de observación. Debido a que Polaris está tan lejos de la Tierra, apunta hacia el Polo Norte de la esfera celeste, paralela a la línea recta que une el Polo Norte con el centro de la Tierra. Podemos probar fácilmente que ∠Z=∠Y y ∠X+. Nota 2: Cuando la lectura de E es cero, D es paralelo a A. Como se muestra en la Figura 4, A está en ángulo recto con el polo norte celeste, es decir, apunta al ecuador celeste, por lo que D también apunta al ecuador celeste. Principio El teodolito está diseñado según el principio de medición de ángulos.
Para determinar el ángulo horizontal, es necesario colocar un disco dividido angularmente horizontalmente, un dial horizontal (Fig. 2), en la línea vertical que pasa por la intersección de dos direcciones en el espacio. En la figura, el punto de intersección del plano vertical de OAA1 y el dial horizontal obtiene una lectura de ι, y el punto de intersección del plano vertical de OBB 1 obtiene una lectura de b en la escala b menos ι es el ángulo central. β, que es el valor del ángulo β del ángulo horizontal A1O1 65438. Para determinar el ángulo vertical, se debe colocar verticalmente un disco (una escala vertical). Debido a que una dirección del ángulo vertical es una dirección específica (horizontal o cenital), solo necesita leer la lectura en la escala vertical cuando la línea de visión apunta al objetivo para obtener el valor del ángulo vertical. Hay muchos tipos de teodolito, que se pueden dividir en teodolito ordinario y teodolito de precisión según su precisión. Existen ciertas series de estándares. El error mediano horizontal del teodolito óptico de precisión producido en mi país no es más de 0,7 pulgadas, el aumento del telescopio es de 56, 45 y 30 veces, el diámetro de la escala horizontal es de 158 mm, la lectura mínima es de 0,2 pulgadas y el el diámetro de la escala vertical es de 88 mm. La lectura mínima es de 0,4 ″. El teodolito se divide en teodolito vernier, teodolito óptico y teodolito electrónico según el dispositivo de lectura, se puede dividir en teodolito de remedición y teodolito de dirección; En la actualidad, el más utilizado es el teodolito óptico. Para facilitar el funcionamiento y mejorar la eficiencia, este instrumento se ha mejorado sobre la base original, utilizando por ejemplo un telescopio vertical de enfoque rápido y mecanismos de frenado de enfoque lento; y mecanismos de micromovimiento utilizando un microscopio de lectura con retícula o un microscopio de lectura con un micrómetro óptico. Las lecturas del dial aparecen en diferentes colores; hay dispositivos de puesta a cero automáticos equipados con mecanismos de dial grueso y fino; indicadores de cuadrante verticales también hay algunos teodolitos con funciones especiales, como los que tienen dispositivos ópticos de medición de distancias; teodolito con brújula que utiliza una aguja magnética para determinar la posición norte; que puede determinar la verdadera dirección norte combinando un giroscopio y un teodolito; utiliza láseres para formar una línea de visión visible y puede realizar mediciones de orientación, posicionamiento y alineación. Teodolito fotográfico para fotografía terrestre: teodolito de película para seguimiento y medición electrónicos automáticos; Teodolito para medición y registro automático de ángulos: y medición rápida electrónica que integra un teodolito electrónico, un telémetro electromagnético, un procesador de microinformación y un registrador. El velocímetro electrónico no solo puede obtener rápidamente la distancia inclinada, la distancia horizontal, la diferencia de altura (o elevación) y el incremento de coordenadas. (o coordinar) y otros datos en el campo, pero también puede mostrar, imprimir, registrar agujeros o almacenar datos en cinta automáticamente. También puede construir un modelo digital del terreno o conectarlo a una computadora a través de una interfaz dedicada para generar automáticamente un modelo. mapa Cuando se trabaja en entornos oscuros, como proyectos de túneles, el LDT520 se puede utilizar para controlar y posicionar eficazmente el rayo láser visible emitido por el punto de medición en condiciones nubladas. El radio de trabajo efectivo del rayo láser alcanza los 600 m en un entorno oscuro. , y el diámetro del punto es de 2,1 mm a 20 m/10,3 mm a 100 m/15,5 mm a 150 m y el haz paralelo es de 15,1 mm a 20 m/15,3 mm a 15,5 mm con aumento del telescopio de 30 veces como mínimo 1
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