本发明涉及一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法。其特征在于：包括恒星赤纬的解算、恒星赤经的解算、恒星的匹配识别、恒星视位置计算、地面目标天文方位角的计算、重新选星解算地面目标天文方位角六大步骤。总体工作流程为：首先，将自动经纬仪架设在测站点位置，通过自动经纬仪上的调平装置进行粗调平与精调平；然后，选择观测恒星进行照准并计算恒星的赤经、赤纬；接着，采用散列查找法匹配识别观测恒星并计算恒星的视位置；最后，多次测量得到最终的地面目标天文方位角。本发明方法解决了的传统方位角测量方法的局限性问题，其在保持良好测量精度的基础上，具有更广泛的适用范围。
1.一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，其特征在于：包括如下步骤，
测站点调试好仪器后，在全天区随机挑选一颗符合选星条件的恒星，用自动经纬仪对其进行观测，自动经纬仪度盘0°方向与南向之间存在一个夹角，利用照准瞬时的天顶距、测站天文纬度和恒星的观测角度值等相关信息计算出该颗恒星的方位角为A，进而求解出赤纬δ；
解算出该颗随机选取的亮星的赤纬δ之后，由球面三角形中的边角关系求解出唯一的时角t，再由时角、观测瞬时的格林尼治真恒星时、赤经和测站天文经度之间的关系可得该颗随机选取的亮星的赤经α；
前面两个步骤中计算得到的恒星赤经、赤纬值耦合了各个测量环节中的误差，该结果并不是恒星在天球中的真正位置，而自动经纬仪的天文测量精度要求很高，导致其无法直接用于后续地面目标天文方位角的计算，因此，必须在星表中匹配识别出该颗观测的恒星以获得其精确的赤经、赤纬值，即将观测恒星的特征数据与星表中恒星的特征数据进行一系列比较，本发明采用散列査找法完成恒星的匹配识别，该方法不经过任何比较,一次计算即可直接从数据库中得到要查找的数据；
至此，已找到与之对应的恒星，并得到其准确的赤经、赤纬值；但是恒星在天球坐标系中的位置并不是一尘不变的，且星表中的赤经、赤纬值是在某一特定历元下的值，并不是当前观测时刻的赤经、赤纬值，而天文测量的计算中用到的是观测瞬时恒星的赤经、赤纬值，所以需要对星表中的赤经、赤纬值进行换算，以得到观测瞬时恒星的精确赤经α′、赤纬δ′值，该换算过程即为视位置计算过程；
步骤5.1：天文北向不同于地面目标，无法通过自动经纬仪直接照准，只能间接的通过照准某一恒星读其水平度盘读数并计算该恒星的方位角来获得地面目标的天文方位角；已知该颗恒星的精确赤经α′、赤纬δ′，由球面三角形中的边角关系可求出自动经纬仪照准该观测恒星瞬间，恒星的精确方位角；
步骤5.2：利用盘左观测的方式对该颗随机选取的亮星进行多次观测，得到每次照准瞬间亮星的方位角与度盘读数，最终利用盘左观测的方式测出正北方向值；
步骤5.3：再利用盘左观测的方式对地面目标进行多次观测，得到地面目标度盘读数，正北方向值与地面目标度盘读数之差即为利用盘左观测的方式测得的地面目标天文方位角；同理，利用盘右观测的方式解算出地面目标天文方位角，进而取均值得到最终的地面目标天文方位角；
步骤6.1：为提高测量精度，选星时需考虑恒星在天球坐标系中的几何位置关系，即重新选择一颗星等较高的亮星，该亮星必须在高度角和方位角上满足相应的选星条件；
步骤6.2：然后重复步骤1到步骤4的操作，则依托该亮星也可得到新的地面目标天文方位角；
步骤6.3：再选择另外一颗星等较高的亮星，该亮星必须满足相同的选星条件，按照与前面相同的测量方法得到该亮星的地面目标天文方位角；取三次测量结果的均值作为地面目标天文方位角的测量结果；
步骤6.4：为提高最终的方位角测量精度，测量时需要根据测量精度要求选择适当多个时间段重复上述测量过程，再对多次测量结果取均值得到最终的地面目标天文方位角。
2.根据权利要求1所述的一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，其特征在于：步骤
1中所述的“利用照准瞬时的天顶距、测站天文纬度和恒星的观测角度值等相关信息计算出该颗恒星的方位角为A，进而求解出赤纬δ”，具体步骤如下：步骤1.1：以某一天体σ、北天极P和测站的天顶Z为顶点构成的球面三角形，虚线方向为地轴，过L、W点的圆平面为赤道平面，过Q、W点的圆平面为测站点水平面，与测站点铅垂线相垂直，M点表示测站点水平面与过天顶点Z和天体σ的大圆弧的交点，N点表示赤道平面与过北天极P和天体σ的大圆弧的交点；由地平坐标系、时角坐标系和赤道坐标系相互之间的几何关系可知，球面三角形中各边角存在如下关系：其中，z为天顶距，为测站天文纬度，λ为测站天文经度，α为恒星的赤经，δ为恒星的赤纬，A为恒星的方位角，t为时角，t＝S‑α‑λ，S为观测瞬时的格林尼治真恒星时；
步骤1.2：在测站点对自动经纬仪进行整平，使自动经纬仪的旋转轴与铅垂线重合，然后在全天区随机挑选一颗高度角在40°‑45°之间，星等较高的亮星，并用自动经纬仪对其进行观测，假设对该颗随机选取的亮星观测了两次，由球面三角形导出的边角关系可得：其中，为测站天文纬度，δ为恒星的赤纬，A为恒星的方位角，z1、z2为天顶距，A′为恒星的观测角度值，ΔA为自动经纬仪度盘0°方向与南向之间的夹角，t为时角，t＝S‑α‑λ，λ为测站天文经度，S为观测瞬时的格林尼治真恒星时，α为恒星的赤经；
步骤1.3：自动经纬仪度盘0°方向与南向之间存在一个夹角，假设该夹角为ΔA，用自动经纬仪照准某颗恒星瞬时，该恒星的观测角度值为A′，通过天文三角形推导的边角关系公式计算出该颗恒星的方位角为A，三者之间的关系为：A＝A′+ΔA，对cos(A′+ΔA)项展开可得：对上述两式移项，合并整理可得：
其中，m＝sinz1cosA1′,n＝sinz2cosA2′，z1、A1′、z2、A2′都为自动经纬仪观测得到的数据，可知m、n都为已知量，所以，上式中只含有sinδ、sinΔA两个未知数，只需要对该颗随机选取的亮星进行4次观测，即可利用编写的软件程序联立方程求解出sinδ，进而求解出赤纬δ。
3.根据权利要求1所述的一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，其特征在于：步骤
2中所述的“由时角、观测瞬时的格林尼治真恒星时、赤经和测站天文经度之间的关系可得该颗随机选取的亮星的赤经α”具体如下：解算出该颗随机选取的亮星的赤纬δ之后，其赤经α便很容易求得，由球面三角形中的边角关系可知：分别求出cost和sint，进而利用编写的软件程序求解出唯一的时角t，而t＝S‑α‑λ，S为观测瞬时的格林尼治真恒星时是一个已知量，可得该颗随机选取的亮星的赤经α。
4.根据权利要求1所述的一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，其特征在于：步骤
3中所述的“采用散列査找法完成恒星的匹配识别法”具体如下：
步骤3.1：建立数据的存储位置和数据两者之间的映射关系H,使得在已知数据的前提下，能够通过该映射关系快速定位到对应的存储位置，即Location＝H(date)，Location表示数据的存储位置，date表示数据，散列査找法的时间复杂度为o(1)；
步骤3.2：基于散列查找的思想，将星表中的数据按赤经升序方式排列，以赤经为自变量(即散列函数的date)，位置索引为因变量(即散列函数的Location)进行曲线拟合，得到散列函数；
步骤3.3：散列函数赤经自变量和存储位置因变量是严格递增的，构造的散列函数不存在一个地址对应多个赤经的地址冲突问题；基于散列查找法，恒星匹配识别时利用编写的软件程序快速将恒星匹配识别区域缩小到很小的范围内，再利用赤纬和星等其余特征数据逐条对该小范围内的数据进行比对筛选，得到最终结果。
5.根据权利要求1所述的一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，其特征在于：步骤
步骤4.1：对星表中的赤经、赤纬值进行换算，以得到观测瞬时恒星的精确赤经α′、赤纬δ′值；
步骤4.2：视位置计算中，恒星位置的光行差改正值由地心在惯性系中的速度分量除以光速求得，该值可在星表中直接查询到；
步骤4.3：岁差修正对应的3次坐标旋转，其表达式如式(6)；基于上述岁差‑章动模型，利用编写的软件程序计算恒星的视位置，该简化模型的精度可达毫角秒级，P＝Rx(‑z)·Ry(θ)·Rz(‑ζ) (6)
其中Rx、Ry、Rz是相对于X、Y、Z轴旋转的旋转矩阵；
步骤4.5：章动修正一般采用简化模型，黄经章动Δψ和倾角章动Δε的计算如式(8)，其中，时间T为J2000.0标准历元起算的力学时，以儒略世纪为单位，其余系数都可在相关国际地球自转参数服务组织查询得到。
一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法
技术领域
[0001] 本发明属于大地天文测量技术领域，涉及一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法。
背景技术
[0002] 自动经纬仪是在地面上使用的高精度天文观测仪器，用于完成地面点位信息的天文测量，其解决了光学经纬仪操作过程复杂、环节复杂、计算繁琐、无法自动记录数据等问题，并在国防领域与民用领域取得了很好的效果。自动经纬仪外场作业最可靠的参考基准就是星体，通过观测星体来实现定位定向是有效且精度较高的方法。天文方位测量的最终目的是解算出测站点至地面待测目标的精确方位角，即测站点子午面与过测站点和目标的铅锤面之间的夹角。目前，采用自动经纬仪进行天文方位角测量时，主要以北极星任意时角法为主。首先，测站处的自动经纬仪照准地面目标测得地面目标的水平度盘读数R1；接着，由于北天极无法由自动经纬仪直接照准，需要借助北极星的方位角来间接解算地面目标的方位角，即记录下照准北极星瞬间的水平度盘读数R2，并计算出该瞬间北极星的方位角A，则地面目标方位角可由R1、R2、A得到。但是，上述的自动经纬仪方位角测量方法在实际运用时还是会存在一定的不足：当测站点在北半球时，若观测北极星时高度角过大，则仪器的测量范围不一定能满足，若观测北极星时高度角过小，则北极星容易被障碍物遮挡而无法观星；当测站点在南半球时，自动经纬仪将始终无法观测到北极星。
发明内容
[0003] 针对上述现有技术中存在的问题，本发明提出了一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，该方法解决了传统方位角测量方法的局限性问题，其在保持良好测量精度的基础上，具有更广泛的适用范围。
[0004] 现将本发明技术解决方案叙述如下：
[0005] 本发明一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，其特征在于：包括如下步骤，[0006] 步骤1：恒星赤纬的解算
[0007] 测站点调试好仪器后，在全天区随机挑选一颗符合选星条件的恒星，并用自动经纬仪对其进行观测。由于先验信息中并不包括天文北向的精确值，所以自动经纬仪度盘0°方向与南向之间存在一个夹角，利用照准瞬时的天顶距、测站天文纬度和恒星的观测角度值等相关信息计算出该颗恒星的方位角为A，进而求解出赤纬δ；
[0008] 步骤2：恒星赤经的解算
[0009] 解算出该颗随机选取的亮星的赤纬δ之后，由球面三角形中的边角关系求解出唯一的时角t，再由时角、观测瞬时的格林尼治真恒星时、赤经和测站天文经度之间的关系可得该颗随机选取的亮星的赤经α；
[0010] 步骤3：恒星的匹配识别
[0011] 前面两个步骤中计算得到的恒星赤经、赤纬值耦合了各个测量环节中的误差，该结果并不是恒星在天球中的真正位置，而自动经纬仪的天文测量精度要求很高，导致其无法直接用于后续地面目标天文方位角的计算。因此，必须在星表中匹配识别出该颗观测的恒星以获得其精确的赤经、赤纬值，即将观测恒星的特征数据与星表中恒星的特征数据进行一系列比较。本发明采用散列査找法完成恒星的匹配识别，该方法不经过任何比较,一次计算即可直接从数据库中得到要查找的数据；
[0012] 步骤4：恒星视位置计算
[0013] 至此，已找到与之对应的恒星，并得到其准确的赤经、赤纬值；但是恒星在天球坐标系中的位置并不是一尘不变的，且星表中的赤经、赤纬值是在某一特定历元下的值，并不是当前观测时刻的赤经、赤纬值，而天文测量的计算中用到的是观测瞬时恒星的赤经、赤纬值。所以需要对星表中的赤经、赤纬值进行换算，以得到观测瞬时恒星的精确赤经α′、赤纬δ′值，该换算过程即为视位置计算过程；
[0014] 步骤5：地面目标天文方位角的计算
[0015] 实际情况中，天文北向不同于地面目标，无法通过自动经纬仪直接照准，所以只能间接的通过照准某一恒星读其水平度盘读数并计算该恒星的方位角来获得地面目标的天文方位角。已知该颗恒星的精确赤经α′、赤纬δ′，由球面三角形中的边角关系可求出自动经纬仪照准该观测恒星瞬间，恒星的精确方位角；
[0016] 所以，利用盘左观测的方式对该颗随机选取的亮星进行多次观测，得到每次照准瞬间亮星的方位角与度盘读数，最终利用盘左观测的方式测出正北方向值。再利用盘左观测的方式对地面目标进行多次观测，得到地面目标度盘读数。正北方向值与地面目标度盘读数之差即为利用盘左观测的方式测得的地面目标天文方位角。同理，利用盘右观测的方式解算出地面目标天文方位角，进而取均值得到最终的地面目标天文方位角。
[0017] 步骤6：重新选星解算地面目标天文方位角
[0018] 为了提高最终的测量精度，选星时需考虑恒星在天球坐标系中的几何位置关系。即重新选择一颗星等较高的亮星，该亮星必须在高度角和方位角上满足相应的选星条件(以测站点为原点的地平坐标系中的高度角和方位角)。然后重复步骤一到步骤四的操作，则依托该亮星也可得到新的地面目标天文方位角。接着，再选择另外一颗星等较高的亮星，该亮星必须满足相同的选星条件。按照与前面相同的测量方法得到该亮星的地面目标天文方位角。取三次测量结果的均值作为地面目标天文方位角的测量结果。至此，该次天文方位角测量过程结束；
[0019] 为了提高最终的方位角测量精度，测量时需要根据测量精度要求选择适当多个时间段重复上述测量过程，再对多次测量结果取均值得到最终的地面目标天文方位角。
附图说明
[0020] 图1：天文三角形几何模型
[0021] 图2：恒星视位置计算模型
[0022] 图3：天文方位角测量模型
具体实施方式
[0023] 现结合附图对本发明做进一步详细说明。
[0024] 本发明提出了一种基于自动经纬仪的天文方位测量方法，包括恒星赤纬的解算、恒星赤经的解算、恒星的匹配识别、恒星视位置计算、地面目标天文方位角的计算、重新选星解算地面目标天文方位角六大步骤。总体工作流程为：首先，将自动经纬仪架设在测站点位置，通过自动经纬仪上的调平装置进行粗调平与精调平；然后，选择观测恒星进行照准并计算恒星的赤经、赤纬；接着，采用散列查找法匹配识别观测恒星并计算恒星的视位置；最后，多次测量得到最终的地面目标天文方位角。
[0025] 参见图1：
[0026] 步骤1：恒星赤纬的解算
[0027] 天文三角形也称定位三角形，在天文导航中运用广泛，即以某一天体σ、北天极P和测站的天顶Z为顶点构成的球面三角形，虚线方向为地轴，过L、W点的圆平面为赤道平面，过Q、W点的圆平面为测站点水平面，与测站点铅垂线相垂直，M点表示测站点水平面与过天顶点Z和天体σ的大圆弧的交点，N点表示赤道平面与过北天极P和天体σ的大圆弧的交点。由地平坐标系、时角坐标系和赤道坐标系相互之间的几何关系可知，球面三角形中各边角存在如下关系：
[0028]
[0029] 其中，z为天顶距，为测站天文纬度，λ为测站天文经度，α为恒星的赤经，δ为恒星的赤纬，A为恒星的方位角，t为时角，t＝S‑α‑λ，S为观测瞬时的格林尼治真恒星时。
[0030] 在测站点对自动经纬仪进行整平，使自动经纬仪的旋转轴与铅垂线重合，然后在全天区随机挑选一颗高度角在40°‑45°之间，星等较高的亮星，并用自动经纬仪对其进行观测，假设对该颗随机选取的亮星观测了两次，由球面三角形导出的边角关系可得：
[0031]
[0032] 其中，为测站天文纬度，δ为恒星的赤纬，A为恒星的方位角，z1、z2为天顶距，A′为恒星的观测角度值，ΔA为自动经纬仪度盘0°方向与南向之间的夹角，t为时角，t＝S‑α‑λ，λ为测站天文经度，S为观测瞬时的格林尼治真恒星时，α为恒星的赤经。
[0033] 由于先验信息中并不包括天文北向的精确值，无法对自动经纬仪的度盘方向精确指北。所以自动经纬仪度盘0°方向与南向之间存在一个夹角，假设该夹角为ΔA，用自动经纬仪照准某颗恒星瞬时，该恒星的观测角度值为A′，通过天文三角形推导的边角关系公式计算出该颗恒星的方位角为A，三者之间的关系为：A＝A′+ΔA。
[0034] 对cos(A′+ΔA)项展开可得：
[0035]
[0036] 对上述两式移项，合并整理可得：
[0037]
[0038] 其中，m＝sinz1cosA1′,n＝sinz2cosA2′，z1、A1′、z2、A2′都为自动经纬仪观测得到的数据，可知m、n都为已知量。所以，上式中只含有sinδ、sinΔA两个未知数，只需要对该颗随机选取的亮星进行4次观测，即可利用编写的软件程序联立方程求解出sinδ，进而求解出赤纬δ。
[0039] 步骤2：恒星赤经的解算
[0040] 解算出该颗随机选取的亮星的赤纬δ之后，其赤经α便很容易求得，由球面三角形中的边角关系可知：
[0041]
[0042] 分别求出cost和sint，进而利用编写的软件程序求解出唯一的时角t，而t＝S‑α‑λ，S为观测瞬时的格林尼治真恒星时是一个已知量，可得该颗随机选取的亮星的赤经α。
[0043] 步骤3：恒星的匹配识别
[0044] 恒星的匹配识别是自动经纬仪天文方位测量的关键环节，直接决定着该天文测量方法的精度高低。步骤1和步骤2中计算得到的恒星赤经、赤纬值由于耦合了各个测量环节中的误差，无法直接用于后续地面目标天文方位角的计算，因此，必须在星表中匹配识别出该颗观测的恒星以获得其精确的赤经、赤纬值；恒星匹配识别的过程实际上就是将观测恒星的特征数据与星表中恒星的特征数据进行一系列比较。星表的数据量很大，常用的方法n的是线性査找法、二分査找法，其时间复杂度分别为o(n)和o(log2)，这些查找方法都需要多次比较才能准确找到数据位置，效率较低。因此，本发明采用散列査找法完成恒星的匹配识别，该方法不经过任何比较,一次计算即可直接从数据库中得到要查找的数据，大大提高了搜索速度。其基本原理是建立数据的存储位置和数据两者之间的映射关系H,使得在已知数据的前提下，能够通过该映射关系快速定位到对应的存储位置，即Location＝H(date)，Location表示数据的存储位置，date表示数据。散列査找法的时间复杂度为o(1)；
[0045] 基于散列查找的思想，将星表中的数据按赤经升序方式排列，以赤经为自变量(即散列函数的date)，位置索引为因变量(即散列函数的Location)进行曲线拟合，得到散列函数。因散列函数自变量(赤经)和因变量(存储位置)都是严格递增的，构造的散列函数不存在地址冲突(即一个地址对应多个赤经)的问题。基于散列查找法，恒星匹配识别时利用编写的软件程序快速将恒星匹配识别区域缩小到很小的范围内，再利用其余特征数据(赤纬和星等)逐条对该小范围内的数据进行比对筛选，得到最终结果；
[0046] 参见图2：
[0047] 步骤4：恒星视位置计算
[0048] 步骤1、步骤2求出观测恒星的含有误差的赤经α、赤纬δ和概略星等之后，步骤3利用散列查找法在恒星星表中对观测恒星进行匹配识别，找到与之对应的恒星，并得到其准确的赤经、赤纬值。但是恒星在天球坐标系中的位置并不是一尘不变的，且星表中的赤经、赤纬值是在某一特定历元下的值，并不是当前观测时刻的赤经、赤纬值，而天文测量的计算中用到的是观测瞬时恒星的赤经、赤纬值。所以需要对星表中的赤经、赤纬值进行换算，以得到观测瞬时恒星的精确赤经α′、赤纬δ′值，该换算过程即为视位置计算过程，视位置计算的精确程度，直接影响着天文测量的解算精度。
[0049] 视位置计算中，影响恒星光行差的两个主要因素是观测者的运动速度和光速。光行差主要有周日光行差、周年光行差和长期光行差，周日光行差主要由地球的自转运动引起；周年光行差主要由地球的公转运动引起；长期光行差主要由太阳系的运动引起。周日光行差和长期光行差对恒星位置的影响一般可忽略，主要考虑周年光行差对恒星位置的影响为主。恒星位置的光行差改正值可由地心在惯性系中的速度分量除以光速求得，该值可在星表中直接查询到。岁差修正对应的3次坐标旋转，其表达式如式(6)。章动修正一般采用简化模型，黄经章动Δψ和倾角章动Δε的计算如式(8)，基于上述岁差‑章动模型，利用编写的软件程序计算恒星的视位置，该简化模型的精度可达毫角秒级，
[0050] P＝Rx(‑z)·Ry(θ)·Rz(‑ζ) (6)
[0051] 其中，Rx、Ry、Rz是相对于X、Y、Z轴旋转的旋转矩阵；z、θ、ζ计算方法如下：
[0052]
[0053]
[0054] 其中，时间T为J2000.0标准历元起算的力学时，以儒略世纪为单位，其余系数都可在相关国际地球自转参数服务组织查询得到，此处不一一列举。
[0055] 参见图3：具体包括：
[0056] 步骤5：地面目标天文方位角的计算
[0057] 测量地面目标的天文方位角的实质是测量测站点子午面与过测站和目标的铅锤面之间的夹角，也就是测量图3中OA与OP之间的水平夹角a。其中，O点是测站点，A点是地面目标，P点是北天极，也代表天文北向，
[0058] 要想得到OA与OP之间的水平夹角a，就必须测量出地面目标A方向和北天极P方向的水平度盘读数，两者之差即为地面目标的天文方位角，但是实际情况中，天文北向不同于地面目标，其无法通过自动经纬仪直接照准读数，所以只能间接的通过照准某一恒星读其水平度盘读数并计算该恒星的方位角来获得地面目标的天文方位角。因此，步骤一中才会挑选一颗星等较高的亮星并求出该亮星的粗略位置，进而结合星表对该亮星匹配识别，最终得到该亮星在观测时刻的精确赤经、赤纬值；
[0059] 前面已经解算出该颗随机选取的亮星的精确赤经α′、赤纬δ′，由球面三角形中的边角关系可知，自动经纬仪照准该观测恒星瞬间，其方位角可用如下公式求解：
[0060]
[0061] 其中， 为测站天文纬度，δ为恒星的赤纬，A为恒星的方位角，t为时角，t＝S‑α′‑λ；利用上式即可求出该颗随机选取的亮星的精确方位角A；
[0062] 利用盘左观测的方式对该颗随机选取的亮星进行n次观测，则自动经纬仪每次照准瞬间亮星的方位角分别为：A1、A2……An；
[0063] 利用盘左观测的方式对该颗随机选取的亮星进行n次观测，则自动经纬仪每次照准瞬间的度盘读数分别为：W1、W2……Wn；
[0064] 利用盘左观测的方式对该颗随机选取的亮星进行n次观测，正北方向的水平度盘读数分别为：N1、N2……Nn，Ni＝Wi‑Ai；
[0065] 则利用盘左观测的方式测得的正北方向值为：
[0066]
[0067] 利用盘左观测的方式对地面目标进行n次观测，则自动经纬仪每次照准瞬间的度盘读数分别为：M1、M2……Mn。
[0068] 利用盘左观测的方式测得的地面目标度盘读数为：
[0069]
[0070] 利用盘左观测的方式测得的地面目标天文方位角为：
[0071] aL＝ML‑NL (12)
[0072] 同理可知，利用盘右观测的方式测得的地面目标天文方位角为：
[0073] aR＝MR‑NR (13)
[0074] 则依托该颗随机选取的亮星而测量得到的地面目标天文方位角为：
[0075]
[0076] 步骤6：考虑恒星在天球系中的几何分布特性重新选星解算地面目标天文方位角[0077] 重新选择一颗星等较高的亮星2(前一颗所选亮星简称亮星1)，该亮星满足：高度角在40°左右且与亮星1的方位角之差在120°左右。然后重复步骤一到步骤四的操作，则依托亮星2而测量得到的地面目标天文方位角为a2。再选择一颗星等较高的亮星3，该亮星满足：高度角在40°左右且与亮星1、2的方位角之差在120°左右。然后重复步骤一到步骤四的操作，则依托亮星2而测量得到的地面目标天文方位角为a3。至此，该次天文方位角测量过程结束，地面目标的天文方位角为：
[0078]
[0079] 为了提高最终的方位角测量精度，测量时需要根据测量精度要求选择适当多个时间段重复上述测量过程，再对多次测量结果取均值得到最终的地面目标天文方位角。
[0080] 综上所述，基于上述实施例的自动经纬仪天文方位测量方法，由于利用多颗具有较好几何分布特性的恒星来测量天文方位，以此取代北极星任意时角法，这样能够使天文方位测量的适用性更强，不受天气因素、地理因素等影响，弥补了北极星任意时角法的不足；而且在恒星位置换算中引入了较好的岁差‑章动模型，能够保证恒星具有毫角秒级的位置精度；另外，整个数据处理过程都基于软件编写的程序，提高了系统的自动化处理水平，满足系统的实时性和准确性要求。
