Хаимов 3.С. Основы высшей геодезии

Подождите немного. Документ загружается.

Раздел третий

СВЕДЕНИЯ ИЗ АСТРОНОМИИ

Глава 7

СВЕДЕНИЯ ИЗ ОБЩЕЙ

И СФЕРИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ

§ 35. ПРЕДМЕТ И СОДЕРЖАНИЕ АСТРОНОМИИ

Астрономия — одна из наук о природе, изучающая движе

ние, строение, происхождение и развитие небесных тел, в том

числе и Земли как небесного тела. Слово «астрономия» в пе

реводе с греческого языка означает «астрон» — светило, «но-

мос» — закон. Астрономию кратко определяют как науку о не

бесных светилах.

Астрономия является одной из древнейших наук, и возникла

она вследствие потребности людей определять время и ориен

тироваться во время путешествий. Данные изучения небесных

явлений послужили основой измерения времени в таких едини

цах, как сутки, месяц и год, и установления календаря, позво

ляющего предвидеть сезонные явления, важные для практиче

ской деятельности людей. И в наши дни астрономия изучает и

разрабатывает способы использования наблюдений небесных тел

для практических нужд людей: определения точного времени,

географических (астрономических) координат и азимутов на

поверхности Земли, изучения фигуры Земли по наблюдениям

искусственных спутников Земли, навигации кораблей, самолетов

и космических аппаратов по звездам и т. п.

Основным источником сведений о небесных светилах (телах)

являются электромагнитные волны, излучаемые или отражае

мые этими телами. Определение направлений, по которым элект

ромагнитные волны достигают наблюдателя, позволяет изучить

видимые положения и движение небесных тел. Спектральный

анализ тех же волн дает возможность изучить строение этих

тел.

Современная астрономия как наука о Вселенной ставит пе

ред собой три основные задачи: изучение видимых и действи

тельных положений небесных тел в пространстве, определение

их массы, размеров и формы; исследование химического состава

и физических условий на поверхности и в недрах небесных тел;

изучение происхождения и эволюции отдельных небесных тел

и их систем.

В зависимости от предмета и методов исследований астро

номия разделяется на ряд научных дисциплин,

1. Астрометрия как наука об измерении времени и простран

ства состоит из: а) сферической астрономии, разраба

тывающей математические методы определения видимых поло

жений и движений небесных объектов; б) геодезической

(практической) астрономии, в которой излагаются ме

тоды определения астрономических координат, азимутов направ

лений и изучаются применяемые при этом приборы; в) фун

даментальной астрометрии, занимающейся опреде

лением координат небесных тел по данным набюдений и состав

лением каталогов звездных положений, определением фунда

ментальных постоянных, учитывающих изменения координат во

времени, изучением закономерностей вращения Земли и исчис

лением времени.

2. Теоретическая астрономия изучает законы движения небес

ных тел, в том числе искусственных, под действием сил всемир

ного тяготения, определяет массы и фигуры равновесия.

Раздел теоретической астрономии, который изучает движе

ние небесных тел в общей постановке, методы определения

масс и фигур равновесия небесных тел, часто называют небес

ной механикой.

3. Астрофизика изучает строение, физические свойства и хи

мический состав небесных тел, источники звездной и солнечной

энергии, строение и состав межзвездной материи.

4. Звездная астрономия изучает строение звездных систем,

закономерности в распределении и движении звезд, звездных

систем и межзвездной материи в нашей и других галактиках.

5. Радиоастрономия изучает свойства и распределение в про

странстве космических источников излучения радиоволн.

6. Космология занимается вопросами происхождения и эво

люции как отдельных тел, так и их систем, в частности Солнца

и Солнечной системы.

7. Космогония изучает общие закономерности строения и

развития Вселенной.

Учение о некоторых группах небесных тел оформилось в са

мостоятельные разделы астрономии, среди которых можно на

звать планетную астрономию, метеорную астро

номию, кометную астрономию.

Астрономия, изучая небесные явления, исследуя природу,

строение и развитие небесных тел, доказывает материальность

мира, его естественное закономерное развитие во времени и про

странстве; определяет положение Земли, а вместе с ней и чело

века в окружающем нас мире, во Вселенной, и тем самым она

доставляет научные данные для формирования диалектико-ма

териалистического мировоззрения и разоблачения идеологии ре

акционной буржуазии.

Астрономия безгранично раздвигает границы и возможности

наших земных лабораторий и распространяет их на все боль

шую и большую часть Вселенной. До недавнего времени все

астрономические наблюдения производились только с поверх

ности Земли. Запуск 4 октября 1957 г. первого искусственного

спутника Земли в Советском Союзе положил начало нового

этапа в развитии теории и практики астрономии. В настоящее

время астрономические наблюдения производятся с околозем

ных и дальних космических аппаратов, и недалек тот день,

когда станут возможны наблюдения с поверхности Луны и

Марса. Выход человека с астрономической аппаратурой за пре

делы плотной атмосферы Земли означает новый качественный

скачок в развитии всех отраслей астрономии.

В качестве одного из небесных тел астрономия изучает

также и нашу Землю. При этом она тесным образом связана

с такими науками о Земле, как геология, геофизика, метеоро

логия, геодезия и картография.

Для инженеров-картографов наиболее существенным явля

ются, конечно, вопросы приложения астрономических наук

к геодезии и картографии. Эти вопросы и рассматриваются гео

дезической астрономией.

Геодезическая астрономия — специальный раздел астромет

рии, в котором рассматриваются теория и практика астрономи

ческих определений географических координат точек земной по

верхности и азимутов направлений из наблюдений небесных

светил в интересах геодезии, топографических и инженерных

съемок.

Для определения широты, долготы и азимута необходимо

знать точное время момента наблюдения небесных светил; по

этому установление точного времени в полевых условиях также

рассматривается в геодезической астрономии. Точка земной по

верхности, широта и долгота которой найдены из астрономиче

ских наблюдений, называется астрономическим пунк

том.

Точка на земной поверхности, широта и долгота которой оп

ределены как из геодезических измерений, так и из астрономи

ческих наблюдений, называется астрономо-геодезиче-

скимпунктом.

Астрономо-геодезический пункт, на котором определен и ази

мут, называют пунктом Лапласа. При этом азимут, полу

ченный из астрономического азимута путем исправления его за

уклонение отвеса от нормали к поверхности референц-эллипсо-

ида, называют геодезическим азимутом. Геодезический

азимут, определенный на пункте Лапласа, называют азиму

том Лапласа.

Астрономические работы на пунктах государственной геоде

зической сети СССР и других социалистических стран играют

весьма важную роль при решении научных и практических за

дач геодезии.

Астрономические определения широт и долгот на соответст

вующих геодезических пунктах позволяют проводить деталь

ное изучение фигуры Земли. Именно сопоставление астроно

мических и геодезических координат и вывод отсюда уклане-

ний отвесных линий обеспечивает астрономо-гравиметрическое

нивелирование высот квазигеоида над референц-эллипсоидом,

иначе говоря, доставляет данные для изучения фигуры Земли.

Астрономические измерения дают исходные данные для на

чального пункта геодезической сети, от которого вычисляют

координаты всех последующих пунктов. Астрономические ко

ординаты позволяют осуществлять ориентировку референц-эл-

липсоида в теле Земли и решать задачу редукции геодезиче

ских измерений в единую систему координат.

Азимуты Лапласа, определенные на пунктах государствен

ной геодезической сети СССР, контролируют угловые измере

ния, обеспечивают ориентировку триангуляции и полигономет-

рии, повышают точность координат пунктов.

Астрономические определения дают возможность устанав

ливать координаты точек земной поверхности при геодезичес

ком обеспечении топографических съемок в мелких масштабах.

Сферическая астрономия рассматривает расположе

ние и движение светил в таком виде, в каком они представля

ются наблюдателю, находящемуся на Земле. Основным мате

риалом исследований, имеющих целью изучение взаимного

расположения небесных тел, являются результаты измерений

направлений, по которым свет от небесных тел доходит до наб

людателя.

Вообразим наблюдателя где-нибудь на Земле и сфериче

скую поверхность произвольного радиуса, центр которой совпа

дает с точкой стояния наблюдателя. Очевидно, каждая прямая

линия, соединяющая наблюдателя и небесное светило, пересечет

сферическую поверхность в точке. И теперь если каждую та

кую точку отметим символом, обозначающим то светило,

которому она соответствует, то мы получим наглядную модель

небесного свода в момент наблюдения.

Смысл введения и использования такой вспомогательной сфе

рической поверхности заключается в том, что нагляднее изучать

взаимное расположение точек на сфере, изображающих небес

ные светила, чем взаимное расположение направлений, идущих

к светилам из реального места наблюдения. В общем случае

вспомогательная сфера произвольного радиуса с центром в про

извольной точке пространства, на поверхности которой изоб

ражены положения небесных светил так, как они видны на небе

в момент наблюдения из данной точки пространства, называ

ется небесной сферой.

Небесная сфера дает значительные упрощения при уста

новлении соотношений между направлениями на небесные све

тила, сведя сложные пространственные представления к более

простым фигурам на поверхности сферы; с этим связано и само

название «сферическая астрономия».

Таким образом, определение взаимного расположения тех

направлений, по которым небесные тела видны наблюдателю,

и изучение изменения этих направлений с течением времени за

меняются изучением взаимного расположения изображений све

тил на небесной сфере.

Поэтому в курсе сферической астрономии изучают системы

тех сферических координат, при помощи которых можно опре

делить положение точки на сфере, и принципы их установле

ния. Общий принцип установления системы сферических коор

динат заключается в следующем. Избирается направление, ко

торое характеризуется определенными свойствами, например

направление отвесной линии или направление, параллельное

оси вращения Земли. Точки пересечения выбранного направле

ния с небесной сферой принимаются за полюсы. Геометрическое

место точек на небесной сфере, отстоящих от полюсов на 90°,

образует основную окружность. Обозначим полюсы (рис. 36)

буквами Я и Я7, а центр сферы буквой О; нанесем основную

окружность, на которой отметим некоторую точку В, опреде

ляемую как начало отсчета координат по основному кругу.

Положение любой точки С на сфере теперь будет определено

однозначно. Для этого достаточно через точку и полюсы Р

и[ Р' провести дугу большого круга, и тогда положение точки

С определяется двумя величинами: длиной дуги большого

круга PC, измеряемой от полюса Р и считаемой от 0 до 180°, и

длиной дуги BD, измеряемой в определенном направлении, на

пример, как указано на рис. 36, и считаемой от 0 до 360°; эти

дуги PC и BD и есть сферические координаты точки С.

После установления систем координат необходимо решить

и задачу преобразования координат, т. е. зная числовые значения

координат какой-либо точки на сфере в одной системе, найти

числовые значения ее координат в другой.

Установление целесообразных систем координат и решение

задачи перехода из одной системы координат в другую состав

ляет начало сферической астрономии.

Расположение светил в пространстве меняется с течением

времени, поэтому изменяются и сферические координаты каж

дого светила; для изучения этих изменений нужно установить

принципы измерения промежутка времени между двумя эпо

хами или явлениями и установления на

чала счета и масштаба времени. Изуче

ние этих вопросов составляет следую

щую задачу сферической астрономии.

Наблюдение небесных тел нами про

изводится с поверхности Земли, которая

обладает двоякого рода движением,

а именно вращательным вокруг своей оси

и поступательным вокруг Солнца. К то

му же центр масс Солнечной системы

движется в направлении яркой звезды

Денеб в созвездии Лебедя со скоростью

250 км/с. Поэтому перемещение небес

ных светил по небу в основном объяс

Рис. 36. Принцип от

счета сферических ко

ординат

няется этими движениями. Следовательно, для изучения взаим

ного положения небесных светил в пространстве мы должны

различать наблюдаемые положения светил на небе с поверх

ности движущейся Земли от их положений, которые они зани

мали бы на небе в том случае, если бы Земля была непод

вижна.

Причинами некоторого изменения положения светил явля

ются конечная скорость распространения света в пространстве

и преломление светового луча в различных слоях земной ат

мосферы.

Отметим также, что несмотря на то, что радиус Земли по

величине мал по сравнению с расстояниями до небесных тел,

им нельзя пренебречь при высокоточных измерениях. Положе

ния небесных тел с различных точек земного шара оказываются

различными. Поэтому и наблюдения с различных точек земной

поверхности являются неоднородными. Такие наблюдения дол

жны быть приведены к одной точке. Такой общей точкой счи

тается центр Земли.

Известно, что направление оси вращения Земли не посто

янно; оно меняется с течением времени, вследствие чего меня

ется место полюса и основной плоскости этой системы. По

этому сферические координаты светила, относящиеся к разным

моментам, несопоставимы между собой, так как система коор

динат изменялась с течением времени. Следовательно, необхо

димо изучить явления, вызывающие изменения системы коорди

нат, и вывести формулы, по которым при известных координатах

светил на эпоху Т0 можно будет предвычислить их коор

динаты относительно новой системы координат на эпоху Т.

Наконец, звезды имеют собственные движения, т. е. они

движутся в различных направлениях мирового пространства

с разными скоростями. Очевидно, из-за большой удаленности

звезд от земного наблюдателя эти движения малозаметны;

однако при высокоточных измерениях надо учитывать влияние

собственных движений звезд на изменения их координат.

Решение всех этих вопросов относится к теории редукции

положений небесных светил, на основе которой по наблюдае

мым положениям небесных светил выводят их истинные поло

жения относительно системы координат, установленной на не

которую начальную эпоху. Эта теория является основным со

держанием сферической астрономии.

Для целей геодезии (для определения широт и долгот ме

ста наблюдения и азимутов направлений) решается обратная

задача, а именно: по истинным координатам небесных светил,

определенных на начальную эпоху, предвычисляют видимые их

координаты на различные эпохи, результаты которых привО'

дятся в Астрономических ежегодниках.

§ 36. ЗВЕЗДНОЕ НЕБО И СОВРЕМЕННОЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЕ

О ВСЕЛЕННОЙ

В ясную темную ночь невооруженным глазом можно увидеть лишь 5— 6 тыс.

звезд, т. е. одновременно над горизонтом на одной половине небосвода

видно всего 2—3 тыс. наиболее ярких звезд. Но уже в бинокль их видно

не менее 50 тыс., а в крупнейший из существующих телескопов — несколько

миллиардов.

Звезды — это наиболее распространенные во Вселенной физические тела,

в которых сосредоточено более 98 % массы космического вещества. Осталь

ная часть последнего рассеяна в межзвездном пространстве.

Еще 2000 лет назад греческий ученый Гиппарх разделил все видимые

звезды по яркости на шесть звездных величин. При этом самые яркие он от

носил к звездам первой величины, следующие по яркости — ко второй

и т. д. Уменьшение яркости при переходе от одной величины к другой про

исходит в 2,5 раза.

В настоящее время при помощи телескопов удается различить звезды

20-й и выше величины, а в крупнейший из телескопов с диаметром зеркала

6 м — до 26-й звездной величины. Наиболее же яркие звезды относят к ну

левой или даже отрицательной звездной величине. Так, например, самая

яркая звезда нашего неба — Сириус имеет — 1,6 звездной величины. Отрица

тельную звездную величину имеют и планеты Марс (— 1,9), Юпитер (—2,2),

Венера (—4,1). Луна (в полнолуние) имеет — 12,6 звездной величины,

а Солнце —26,7*. Древними учеными все видимые звезды были объединены

в группы, называемые созвездиями. Созвездия получали названия по во

ображаемому сходству с фигурами людей, предметов, животных или мифи

ческих существ. В настоящее время деление звездного неба на созвездия

сохранилось с той только разницей, что под последними понимают не группы

звезд, а определенные участки неба, условно разделенного на 88 частей. Для

их обозначения и нахождения на небе создаются специальные карты звезд

ного неба.

Внутри созвездий отдельные звезды обозначают буквами греческого ал

фавита. При этом первые буквы алфавита присваивают наиболее ярким

звездам (в порядке убывания яркости). Очень слабые звезды (после исполь

зования всех букв греческого алфавита) обозначают буквами латинского ал

фавита или цифрами. Некоторые из наиболее примечательных по своему

блеску, цвету или положению на небосводе звезд имеют еще и собственные

названия, как, например, Полярная из сЪзвездия Малой Медведицы (а),

Мицар — из Большой Медведицы (£), Сириус— (а), Большого Цса,

Вега — (а) Лиры и т. д.

Знание главнейших созвездий необходимо для того, чтобы уметь пра

вильно ориентироваться на местности и производить простейшие наблю

дения.

Знакомство с созвездиями Северного полушария следует начинать

с Большой Медведицы, семь ярких звезд которой напоминают ковш (рис. 37).

Соединив мысленно две первые звезды ковша Большой Медведицы (а и Р)

прямой и отложив на ее продолжении пять отрезков, равных расстоянию

между указанными звездами, мы обнаружим Полярную — самую яркую

звезду созвездия Малой Медведицы, семь звезд которой также напоминают

ковш, но повернутый в обратную относительно ковша Большой Медведицы

сторону. Полярная находится в конце рукоятки ковша Малой Медведицы.

В противоположной стороне от созвездия Большой Медведицы и примерно

на таком же расстоянии от Полярной находится созвездие Кассиопеи, пять

звезд которой образуют характерную букву W.

* Для сравнения отметим, что звездная величина свечи, находящейся

на расстоянии 1 км от наблюдателя, равна + 0,8.

&■

Полярная

Между созвездиями Большой и

Малой Медведицы начинается при

чудливо изгибающееся созвездие

Дракона, а на дугообразном продол

жении ручки ковша Большой Мед

ведицы можно заметить блестящую

красноватую звезду Арктур или а

созвездия Волопаса, рядом с кото

рым видны шесть звезд созвездия

Северной Короны. Звездные карты

и атласы создаются для различных

участков неба северного и южного

полушарий.

Звезды находятся на таком

большом расстоянии от Земли (до

ближайших звезд 396-10й км), что,

несмотря на огромные скорости их

собственного движения и перемеще

ния Земли и Солнца, они за всю

историю человечества почти не из

менили своего взаимного положения

на небесном своде. В отличие от

них планеты довольно быстро пере

мещаются относительно звезд, пере

ходя из одного созвездия в другое

(в переводе с греческого планеты —

это блуждающие звезды).

Все окружающие нас звезды и

небесные тела принадлежат к огром

ному скоплению звезд, называемому

Галактикой или звездной системой

Млечного Пути* (gala по-гречески означает молоко). В нашу Галактику

входит 100— 150 миллиардов звезд. Она относится к так называемым спи

ральным галактикам и имеет чечевицеобразную форму с двумя или тремя

основными спиралями. Размеры Галактики огромны. Достаточно сказать,

что свету, распространяющемуся со скоростью около 300 000 км/с, потребу

ется около 100 000 лет, чтобы пересечь ее большой диаметр.

Галактика со всеми звездами вращается вокруг общего центра, находя

щегося в направлении созвездия Стрельца. Наша Галактика — не единствен

ная во Вселенной. К настоящему времени открыто несколько десятков ты

сяч таких же больших звездных скоплений. Полагают, что вокруг нашей

Галактики можно насчитать несколько миллиардов таких же галактик. Вся

эта совокупность галактик называется Метагалактикой.

Расстояния между галактиками очень велики. Например, от ближайшей

к нам галактики — спиральной туманности в созвездии Андромеды — свет

доходит за 750 000 лет, от других же галактик он идет миллионы и даже

несколько сотен миллионов лет **.

Галактики обычно образуют группы — скопления и сверхскопления,

объединяющие от нескольких десятков до сотен и тысяч галактик. Наша

Галактика входит в состав так называемой местной группы, в которой

кроме нее находится еще две громадные спиральные галактики — туманность

Рис. 37. Созвездия Большой и Малой

Медведицы

* В отличие от Галактики, образующей систему Млечного Пути, осталь

ные галактики пишутся со строчной буквы. Млечным Путем называют слабо

светящуюся полосу неправильной формы, хорошо видимую на ночном небе

и опоясывающую северное и южное его полушария почти по большому

кругу.

** Расстояние, проходимое светом в течение года, принимается в каче

стве одной из единиц измерения расстояний между звездами. Один свето

вой год равен 9,4 ■ 1012 км.

Андромеды и туманность в созвездии Треугольника и около 15 карликовых

эллиптических и неправильных галактик (крупнейшие из них — так называе

мые Магеллановы Облака).

Все пространство между звездами внутри галактик и между галакти

ками заполнено материей, состоящей из атомов водорода, космических лу

чей, пыли, газов, магнитного и гравитационного полей.

Галактики и звезды кроме света излучают радиоволны, имеющие тепло

вое происхождение, когда часть кинетической энергии частиц превращается

в энергию электромагнитного поля, излучающуюся в виде волн различной

длины, в том числе и радиоволн. Однако помимо обычных галактик суще

ствуют радиогалактики с очень сильным радиоизлучением нетеплового про

исхождения, являющегося следствием торможения электронов, движущихся

со скоростями, близкими к скорости света, магнитным полем галактик.

Примерно !/з всех звезд нашей Галактики — двойные (хорошо видимой

двойной звездой является Мицар или £ Большой Медведицы). Многие

звезды имеют слабо светящиеся или темные спутники.

В состав Галактики входят также светлые и темные туманности, состоя

щие из огромного скопления разреженных газов и космической пыли.

Солнечной или планетной системой называют совокупность кос

мических объектов, основными из которых являются Солнце — центральное

и главное тело системы и девять известных нам больших планет: Меркурий,

Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон (перечислены

в порядке их удаления от Солнца), движущихся вокруг Солнца под дей

ствием его тяготения.

Солнце является рядовой звездой скопления звезд, входящих в Галак

тику, и находится на ее периферии — дальше от центра, чем до ближайшей

границы (примерно в 30 000 световых лет от центра). Вместе с группой близле

жащих звезд Солнце участвует в общем вращении Галактики, двигаясь во

круг ее центра со скоростью 250 км/с и совершая полный оборот за

190 млн. лет.

Солнце — это раскаленный газовый шар, диаметр которого составляет

1 390 000 км (в 109 раз больше диаметра Земли). Объем его в 1 300 000,

а масса в 330 000 раз больше объема и массы Земли и соответственно в 600

и 745 раз больше объемов и массы всех планет, вместе взятых. 99,86 % всей

массы Солнечной системы сосредоточено в Солнце.

Температура на поверхности Солнца около 6000 °С, внутри него дости

гает 13 млн. градусов. Источником громадных количеств энергии, излучае

мых Солнцем с удивительным постоянством на протяжении всей геологиче

ской истории Земли, служат термоядерные реакции, непрерывно происходя

щие в его недрах. Средняя плотность Солнца 1,41 г/см3 (в 1,4 раза больше

плотности воды) и составляет всего 0,26 средней плотности Земли, однако

в его недрах давление и плотность далеко превосходят все земные условия.

Сила тяжести на поверхности Солнца в 28 раз больше, чем на Земле.

Солнце вращается вокруг своей оси с запада на восток, причем разные его

широтные пояса вращаются с различной скоростью. Близэкваториальные об

ласти Солнца совершают полный оборот примерно за 25, а вблизи полю

сов — за 30 сут.

Среднее расстояние от Земли до Солнца принимается за астрономиче

скую единицу (а. е.) при измерении расстояний в пределах Солнечной си

стемы, оно равно 149 597 870 км*. Свет проходит это расстояние за 8,3 мин.

Для сравнения отметим, что от ближайшей к нам звезды из созвездия Цен

тавра свет доходит до нас за 4,2 года.

Планеты обращаются вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, лежа

щим вблизи одной плоскости, называемой плоскостью эклиптики.

В одном из фокусов описываемых ими эллипсов находится Солнце. В на

правлении с запада на восток происходит вращение планет вокруг своих

осей (кроме Венеры и Урана). Большинство планет имеют один или

* Эта величина утверждена в 1976 г. Международным астрономическим

союзом в качестве фундаментальной астрономической постоянной.

ТАБЛИЦА

о я

!> я ю

« Iм о

* ^ as

ЕГ с

со

СП

о о

сч

СП

Оз

сч

’ — I

'чГ'

ю <о

С0‘

о "

оо"

С П

СО

со

СЧ -н

с? О

С *

o '

со со

сч сч

сч

о о о

о_

o '

со

СП

°1

o '

л J

w ы

я с*

ато S

оаа

a as

За

оо

<->

(-3

(Т)

сч

Г-)

0 0 со

сч

0 3

с >

СП

с •>

0 3

С ■>

со

0 3 ю г~> г^.

0 3

а ;

СО

сч

СО

со

СО

»-н

t"-

СП

со

сч

со

сч

J- U

У ^

2 ^

* *

Л Q

ч д

« 5J

Н к g

* 5°

я *

* £

о £

еС л

О Р.

о. л

0 3

я а:

Ё_

я я

я 5

я Я

> .

2 г

Е-

>»

СО

г -

оз

со

тГ

со

П«

СГ

ЕГ V

сч

СО

r f

сч

СП

О О

Я СО

* Я

£ «

3 ч

оз О

CWJ

'О ,

к о.

2 й

V о

Си «

F-

>»

>•»

оо

сч

га

СО

t=t

t=C

г-

СО

CJD с£»

о>

1-Н

СЧ

СЗ

S3*-

и _

« О

0, rt

o '

Г-

o '

СЧ

1Л

СЧ

СП o '

оз

СО

а ,

си

Еч

а .

1=3

В условных ед иницах.