Show publication content!

PRACE IN ST Y T U T U GEODEZJI I K A R TO G R A FII
Т о т X X I I I , Z e s z y t 2(53), 1976
JULIAN RADECKI
[528.77:53:629.785](98/99)
Badanie przemieszczeń bieguna geograficznego na mocy
dopplerowskich obserwacji sztucznych satelitów Ziemi
W latach sześćdziesiątych w am erykańskim N aval W eapons L aborato­
ry, w D ahlgren w stanie V irginia, opracow ano m etodę w yznaczania po­
łożenia biegunów geograficznych na m ocy dopplerow skich obserw acji
sztucznych satelitów Ziemi. W krótce zorganizow ano stałą służbę, noszącą
nazw ę D ahlgren Polar M initoring Service (DPMS). O bserw ow ane są sa­
telity naw igacyjne. Ich w ykaz zaw iera tablica 1.
Tablica 1
1967—034 A
1967—048 A
1967—092 A
1968—012 A
1970—067 A
Data
uruchomienia
IV. 14
V. 18
IX. 25
III. 2
VIII. 27
Nachylenie
orbity
OO
Oznaczenie
90
89
90
90
Okres obiegu
w minutach
107
107
107
107
107
Uwagi
Oscar 6
Pierw sze publikacje, zaw ierające dosyć skąpe inform acje o technologii
pom iarów i redukcji, a za to szczegółowe zestaw ienia w yników końco­
wych w postaci w spółrzędnych bieguna, ukazały się w roku 1970 [1], [2].
Podano w spółrzędne otrzym ane z dw udobow ych cykli obserw acyjnych
dwóch satelitów oraz błędy standardow e.
S atelity naw igacyjne [3] em itują fale o wysoce stabilnej częstotliw ości
w zakresie od 100 do 1000 MHz. O statnio w program ach astronom icznych
b y ły stosow ane dwie częstotliwości, a m ianowicie: 150 i 400 MHz. Na
stacjach naziem nych za pomocą zestaw u dopplerow skiego (antena, gene­
rato r, odbiornik, zegary) m ierzy się wielkość zm iany częstotliw ości, w y ­
nikającą z prędkości zbliżania się lu b oddalania satelity od a n te n y u rzą ­
dzenia odbiorczego. Jeżeli dla chw il pom iaru znane są w spółrzędne i p ręd ­
kość satelity, to m ożna obliczyć drogą rozw ażań czysto geom etrycznych
w spółrzędne środka fazowego a n te n y odbiorczej. W spółrzędne satelity są
odniesione do pewnego układu w spółrzędnych bieguna, z reg u ły do OCI.
20
Julian R a d eck i
W spółrzędne an ten y natom iast, obliczone na mocy dopplerow skich da­
nych pom iarowych, są to chwilow e w spółrzędne geocentryczne. Zmiany
tych w spółrzędnych w czasie są prostym i funkcjam i zm ian w spółrzędnych
bieguna względem początku układu, do którego były odniesione współ­
rzędne satelity.
W m odelu dynam icznym w yrów naniu poddaje się dane obserw acyjne
z wielu przejść satelitów nad szeregiem stacji. W ynikiem w yrów nania są
w spółrzędne stacji i satelitów oraz w spółczynniki rozw inięć opisujących
pole graw itacyjne Ziemi. W m odelu półdynam icznym oblicza się od razu
w spółrzędne stacji n a podstaw ie wyznaczonych już uprzednio w spółrzęd­
nych satelitów .
Pojedyncze w yznaczenie w spółrzędnych bieguna jest w ynikiem obser­
wacji satelitów w ykonanych w ciągu 48 godzin przez 13 stacji. P om iary
są prow adzone dzień i noc, przy każdej pogodzie.
Na dokładność wyznaczenia decydujący w pływ m ają następujące gru­
py błędów:
1 ) błędy w spółrzędnych satelity,
2 ) błędy znajom ości w pływ u refrak c ji w jonosferze i troposferze,
3) błędy instrum entalne.
Istnieją dwa rodzaje w spółrzędnych satelitów : precyzyjne i robocze,
..żyli operacyjne. Dokładność pierw szych zaw iera się w granicach od 1
do 3 m, drugich — od 20 do 30 m. Od kw ietnia 1975 roku efem erydam i
precyzyjnym i dysponuje am erykańska agencja kartograficzna (U.S. De­
fence M apping Agency). W yznacza je sieć stacji TRÄNET drogą śledze­
nia za satelitą na 48-godzinnym łu k u orbity. E fem erydy [4] dotyczą tylko
jednego lub dwóch satelitów i zaw ierają zestaw ienia w spółrzędnych za­
okrąglonych do jednego m etra oraz prędkości zaokrąglonych do jednego
m ilim etra na sekundę. A rgum entem jest uniw ersalny czas koordynow a­
ny TUC, a in terw ał a rg u m en tu wynosi jedną m inutę. E fem erydy odnie­
sione są do początku układu w spółrzędnych bieguna OCI, a podaw ane
post factum z opóźnieniem dochodzącym naw et do jednego m iesiąca.
Efem erydy robocze [5] pow stają w w yniku śledzenia za satelitam i na
36-godzinnych łukach orbit przez cztery stacje am erykańskie, położone na
terytorium następujących stanów : M aine, M innesota, K alifornia i na H a­
wajach. Są one ekstrapolow ane na 16 godzin naprzód i w prow adzane do
pamięci każdego satelity naw igacyjnego dwa raz y dziennie, a przekazy­
wane użytkow nikom autom atycznie drogą radiow ą. E fem erydy robocze są
podaw ane w postaci zestaw ień param etró w orbit oskulacyjnych i p e rtu rbow anych na żądaną epokę.
Błędy w spółrzędnych satelitów są następstw em nie tylko błędów to­
w arzyszących obserw acjom , ale rów nież konsekw encją niedoskonałej zna­
jomości pola graw itacyjnego.
B adan ie p r z e m ie s zc ze ń bieguna geograficznego
21
Błędy in strum entalne — to przede w szystkim zmienność opóźnień ap a­
r a tu ry odbiorczej, zmienność położenia środka fazowego an ten y odbior­
czej, zmienność częstotliwości em itow anych przez satelitę sygnałów , nie­
stałość chodu zegara i częstotliwości generatora naziemnego, a także nie­
dokładna znajomość czasu koordynow anego.
W roku 1972, w w yniku przeprow adzonego we F ran cji eksperym entu
TRAPO L [6], okazało się w praktyce, że obserw acje dopplerow skie jed ­
nego satelity o orbicie prostopadłej do rów nika ziemskiego, w ykonyw ane
na jednej tylko stacji, pozw alają na w yprow adzenie z dobrą dokładnością
zm ian szerokości i długości geograficznych tej stacji, o ile znane są p re ­
cyzyjne w spółrzędne satelity. W następnym roku została zainstalow ana
w Cerga koło Grasse, w Prow ansji, około 15 km na północ od Cannes,
a p a ra tu ra dopplerows'ka i w listopadzie rozpoczęto regularne obserw acje
[7]. Do m arca 1974 roku obserw ow ano satelitę 1967— 092 A, a od kw iet­
nia ] 974 roku satelitę Oscar 6.
Dotychczasowe w yniki wyznaczeń szerokości i długości geograficznych
stacji Cerga układ ają się w pasach wzdłuż w yrów nanych krzyw ych: ro z ­
rzut pierw szych zam yka się w granicach 0,03", drugich zaś nie przekracza
0,08”. Ponadto przejaw iają się okresow e odchylenia w yników od danych
BIH i DPMS, m ające swe źródło najpraw dopodobniej w niedokładnej
znajomości pola graw itacyjnego.
M iędzynarodowe Biuro Czasu w P aryżu rozpoczęło w ykorzystyw ać
dane DPMS od 1972 roku [8], początkowo dla w yprow adzenia współczyn­
ników rozw inięcia różnic w spółrzędnych bieguna w obu system ach, a od
1973 roku do bieżących wyznaczeń w spółrzędnych bieguna i p odtrzym a­
nia układu odniesienia.
W spółrzędne bieguna x oraz y są uw ażane za w ahania szerokości geo­
graficznej dwóch stacji fikcyjnych położonych na rów niku, których dłuTablica 2
x DP MS
X BI H
w 0,001
1967,00-И 967,95
1968,00 h- 1968,95
1969,00-H 969,95
1970,00 +1970,95
1971,00-=-1971,95
1972,00-i-1972,95
1973,00 h- 1973,95
1974,00-H 974.95
a
b
+ 69
+ 52
- 7
-2 3
- 3
- 13
- 10
- 9
+ 51
+ 40
+ 12
+ 15
+ 20
+ 12
+ 6
+ 17
УDP MS
"
w
с
d
e
Cl
18
- 11
-1 2
-3 3
- 4
-2 8
-1 2
- 11
+ 29
— 5
+ 4
- 9
- 6
-1 3
- 8
+ 12
+ 4
-1 4
+ 1
_ -)
-7 2
-7 7
+ 57
+ 1
- 13
- 3
-1 0
- 8
+
_
9
0
0
+ 7
УB I И
0,001
(
-2 6
+ 35
+ 3
- 5
- 12
0
+ 4
+ 4
— 30
+ 25
+ 2
+ 2
-1 2
- 6
1
0
"
d
-2 4
+ 22
+ 6
+ 14
- 8
+ 5
+ 1
0
\
+
4
+
+
3
7
5
17
10
4
0
0
Julian R a d e ck i
22
gości geograficzne wynoszą odpowiednio 0° i + 9 0 °. W yniki dw udobo­
w ych pom iarów tra k tu je się na rów ni z obserw acjam i g rup gwiazd i tak
samo red u k u je do dat co 0,05 roku. Różnice w spółrzędnych ( ^ d p m s - ^ b i h )
oraz ( î / d p m s - У в ш ) , analogicznie do obserw acji astrom etrycznych, są roz­
w ijane w szereg następujący:
(DPMS —BIH) = a + b sin 2 jit +
c cos
2 лт + d sin 4 m + e cos 4 ят.
W spółczynniki [8] podano w tablicy 2.
Od początku roku 1969 dane DPMS opierają się na now ym system ie
w spółrzędnych NWL9 na elipsoidzie o następujących param etrach [9]:
a = 6 378 145 m;
= 298,25.
O
dużej dokładności rezultatów DPMS łatw o przekonać się porów ­
n ując zmienność w spółczynników z tablicy 2 ze zm iennością w spółczyn­
ników klasycznych obserw acji astrom etrycznych. Dla przykładu zestaw io­
no w tablicy 3 współczynniki dla dwóch czołowych obserw atoriów służby
szerokości [8].
Tablica 3
Paris Astrolabium
R w 0,001"
Herstmonceux PZT
R w 0,001 "
Okres czasu
1967,00--1967,95
1968,00- -1963,95
1969,00--1969,95
1970,00--1970,95
1971,00--1971,95
1972,00--1972,95
1973,00--1973,95
1974,00--1974,95
a
b
с
d
e
a
b
с
d
e
+ 368
+ 369
+ 3 .3
+ 362
+ 362
+ 370
+ 369
+ 350
+ 19
+ 29
+ 19
+ 11
-1 1
+ 33
- 4
+ 16
+ 3
- 2
- 8
-1 2
-1 7
- 9
-1 9
- 4
+ 1
+ 4
+ 10
0
-1 2
- 4
-1 2
- 3
-1 8
- 7
-1 1
-1 1
-2 4
-1 8
- 6
-3 6
+ 7
+ 9
+ 29
- 4
-1 0
- 6
- 4
+ 35
0
+ 9
0
+ 30
+ 14
+ 23
+ 17
-1 2
+ 40
+ 46
+ 32
+ 41
+ 43
+ 51
+ 57
+ 70
- 6
- 4
-1 4
+ 12
- 7
0
0
-2 6
-2 5
- 7
+ 12
- 2
- 5
0
- 6
+ 8
W spółczyniki z tablicy 2 w ykazują większą stałość niż te z tablicy 3.
Toteż BIH p rzyjm uje do w yrów nania ostatecznych w artości w spółrzęd­
nych bieguna w yniki DPM S (x ) z wagą 150, DPMS (y) z w agą 200, a re ­
zu ltaty obserw atorium grynickiego i paryskiego z wagam i 99. W yniki sta­
cji Cerga są jeszcze w fazie dostosow yw ania do system u BIH.
M ożna sądzić, że znaczenie obserw acji dopplerow skich będzie stopnio­
wo rosło, choć klasyczne m etody astrom etryczne długo jeszcze będą de­
cydowały с stałości układu odniesienia. M etoda D opplera daje w yniki
o charak terze różnicowym , które m uszą być dow iązyw ane i dostosow y­
w ane do system u tworzonego przez rez u lta ty bezpośrednich obserw acji
klasycznych.
B a d an ie p rz e m ie s z c z e ń biegun a geograficznego
23
BIBLIOGRAFIA
[1] A n d e rle R.J., Beuglass L .K . : D oppler S a te llite O bservations of P olar M otion.
B u lletin G éodésique, nr 96, P aris 1970.
[2] A n d e rle R.J.: P o le p osition based on D oppler S a tellite O bservations. NW L
T echnical R eport TR-2432, D ah lgren 1970.
[3] W ells D.E., K o u b a J.: S em i-d y n a m ica l D oppler sa te llite p osition in g. G eneral
A ssem b ly of the IAG, G renoble 1975.
[4] S im s T.: The NW L precise ephem eris. NW L T ech n ical R eport TR-2872, D a h l­
gren 1972.
[5] P iscane V.L., Holland B.B., Black H.D.: R ecent im p rovem en ts in the N a v y
N avigation S a tellite S ystem . N av ig a tio n nr 20, 1973.
[6] Capitaine N.: R ésultats de l ’ex p érien ce TRAPOL. D éterm in ation du p ôle par
des observations D oppler en un e seu le station. B u lletin GRGS nr 9, 1973.
[7] Capitaine N., S a in t-C rit L.\ V ariation of la titu d e and lon gitu d e of station of
C erga from D oppler sa tellite tracking and p recise sa tellite ephem eris. G eneral
A ssem b ly of the IAG, G renoble 1975.
[8] B ureau Intern ation al de lTIeure: R apports A n n u els du B IH pour 1967-M974.
Paris.
[9] W e ig h tm a n J.A.: D oppler T ies to E uropean D atum and the E uropean Geoid.
C om m onw ealth S u rv ey O fficers C onference 1975.
R ece n zo w a ł doc. d r hab. inż. Jan u sz S led z iń sk i
R ę k o p is złożono w R e d a k c ji w sty c zn iu 1976 r.
ЮЛИ А Н РА ДЕ Ц К И
ИССЛЕДОВАНИЕ ПЕРЕМ ЕЩ ЕНИ И ГЕОГРА Ф ИЧЕСКОГО ПОЛЮ СА
С ПОМОЩ ЬЮ ДО ПП ЛЕРОВСКИ Х Н А БЛЮ ДЕН И Й
ИСКУ ССТВЕН НЫ Х СПУТНИКОВ ЗЕМ Л И
Рез юме
Ц елью этой работы является указан ие на основе новейш ей литературы н а ­
правления, в котором развиваю тся в настоящ ее время методы наблю дений п е­
ремещ ений геогр аф и ч еск и х полюсов.
В ш естидесяты х годах введено в D ah lgren м етод определения п ол ож ен и я
полюса на основе доппл еровских наблю дений искусствен ны х спутников Зем ли
и вскоре организована бы ла сл у ж б а под названием D ah lgren P olar M onitoring
S ervice. Н а точность о п р едел ен и я реш аю щ ее знач ение имеют ош ибки координат
спутника, недостаточное знание влияния реф р ак ц и и в ион осф ер е и тропосф ере,
а такж е инструментальны е ошибки.
Э ксперимент TRA PO L показал, что допплеровские наблю дения одного сп у т ­
ника, проводимые в одной только станции, разреш аю т ввести с хорош ей точностью
изм енении географ ической ш ироты и долготы этой станции, насколько являю тся
известны е точные эф ем ер и ды спутника. В 1973 году начаты в Cerga регулярны е
исследования перем ещ ений полю сов этим методом.
B ureau In tern ation al de l ’H eu re в П ар и ж е начано использовать результаты
спутниковы х определений. Р езул ьтаты полученны е с помощ ью D PM S, оказались
точнее, чем определ ение полученны е классическим и методами. Эти последние,
однако ещ е долгое время будут реш ать о постоянстве системы отнесения.
JULIAN RADECKI
INVESTIGATION OF POLAR MOTION USING DO PPLER
OBSERVATIONS OF THE ARTIFICIA L EARTH SA TELLITES
Summary
T he aim of this paper is to show , on the basis of the current literature, the
direction in w h ich m ethods of polar m otion in vestigation s developed now adays.
In th e six ties in D ahlgren a m ethod o f determ ination of the pole p osition on
th e basis o f the A rtificial E arth S a tellites D oppler observations w as d ev elo p ed and
soon after that regular service called D ahlgren Polar M onitoring S erv ice w as set
up. Errors of sa tellite coordinates, in ex a ct k n ow led ge of the refraction in flu en ce in
the ionosphere and troposphere as w e ll as the in stru m en tal errors have the essen tia l
in flu en ce on the accuracy of determ ination.
In the course o f TRAPOL exp erim en t it w as show n that D oppler observations
c f one n avigation satellite, carried on only from one station allo w to d eterm ine
changes in th e latitu d e and lon gitu d e of such a station w ith proper precision, pro­
v id in g that accurate sa tellite ephem erides are know n. In 1973 in Cerga regular
an alyses of the pole d isp lacem en ts w ere started.
B ureau International de PHeure in Paris has begun to apply the resu lts of
sa tellite determ ination. The resu lts obtained by DPM S cam e to be m ore precise that
the ones that w ere determ ined by con ven tion al m ethods. Though, the lastm en tion ed
m ethods w ill decide about stab ility of the referen ce system for a lon g tim e.