Postępy Astronomii nr 4/1986

POS TĘPY

A S T R O N O MI I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J

PTA

TOM XXXIV — ZESZYT 4

PAŹDZIERNIK — GRUDZIEŃ 1986

W A R SZ A W A -ŁÓ D Ź 198?

P O S T Ę P Y

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

T OM XXXIV — ZESZYT 4

PAŹDZIERNIK — GRUDZIEŃ 1986

W A R SZ A W A -ŁÓ D Ź 198?

K O L E G I U M R E D A K C Y J N E R e d a k to r naczelny: Jerzy Stodółkiewicz, W arszaw a

Członkowie:

Stanisław Grzędzielski, W arszaw a Andrzej Woszczyk, T o ru ń

S ekretarz Redakcji: T o m a sz K w ast, W arszaw a

Adres Redakcji: 00-716 W arszaw a, ul. Bartycka 18 C e n tru m A stronom iczne im. M. K o p e rn ik a (PA N )

W ydaw ane z zasiłku Polskiej Akadem ii Nauk

ARTYKUŁY

Postępy Astronomii

Tom XXXIV (1986). Zeszyt 4

PROJEKT MERIT

B A R B A R A K O Ł A C Z E K Centrum Badań Kosmicznych PAN (Warszawa)

IIPOEKT MEPHT E. K o ji a m e k

C o f l e p x a H H e

IIpeACTaBJieHO ijejm, opraHH3amiiD h flocTHxeHHH npoeKTa MEPIT.

PROJECT MERIT S u m m a r y

Purposes, organization and achievements of the Project MERIT (Monitoring Earth Rotation and Intercompare the Techniques of Observations and Analysis) are pre­ sented in the article.

1. WPROWADZENIE

Ruch obrotowy Ziemi jest zjawiskiem bardzo skomplikowanym, bo zależy od wielu procesów geofizycznych zachodzących w głębi Ziemi, na jej powierzchni i w atmosfe­ rze. Toteż ruch bieguna i zmiany szybkości obrotowej Ziemi muszą być wyznaczane na bieżąco obserwacyjnie, gdyż nie można ich ująć w formuły analityczne ani pre­ cyzyjnie ekstrapolować numerycznie.

220 B. Kołaczek

W historii obserwacyjnych wyznaczeń parametrów ruchu obrotowego Ziemi - ERP (skrót angielskiej nazwy: Earth Rotation Parameters), tj. współrzędnych bieguna i czasu uniwersalnego, obejmującej już okres prawie jednego stulecia, Projekt MERIT

(Monitoring of the Earth Rotation and Intercompare Techniques) jest najwięk­

szym przedsięwzięciem naukowym, a zarazem punktem zwrotnym w monitorowaniu ruchu obrotowego Ziemi prowadzonym przez międzynarodowe służby: Międzynarodową Służbę

Szerokości - ILS (International Latitude Service), Międzynarodową Służbę Ruchu

Bieguna - IPMS (International Polar Motion Service), Biuro Czasu - BIH (Bureau In­ ternational de lHeure). W wyniku prac Projektu MERIT od 1 stycznia 19B8 r. roz­ pocznie pracę nowa Międzynarodowa Służba Ruchu Obrotowego Ziemi - IRES (Internation­ al Earth Rotation Service, która prowadzić będzie wyznaczenia ERP tylko z obserwa­ cji prowadzonych nowymi technikami, tj. laserową i radiointerferometryczną.

Projekt MERIT powstał w wyniku rezolucji sformułowanej i przyjętej na Sympo­ zjum MUA Nr 82, "Time and the Earth^s Rotation" (Czas i ruch obrotowy Ziemi), któ­

re odbyło się w San Fernando, Hiszpania, w 1978 r. ( M c C a r t h y i P i ł ­

k i n g t o n 1979).

Rezolucja ta zobowiązywała Komisję 19 i 31 MUA do powołania Grupy Roboczej, której celem miało być: „rozwinięcie nowych technik dla wyznaczania ruchu obroto­ wego Ziemi i przygotowanie propozycji nowego międzynarodowego programu obserwacji i analiz dla dostarczania danych o dużej dokładności zarówno dla celów praktycz­ nych zastosowań jak i fundamentalnych geofizycznych studiów".

Na potrzebę realizacji takiego programu wskazywały już uzyskane dokładności

wyznaczeń parametrów ruchu obrotowego Ziemi, tj. współrzędnych bieguna i prędkoś­ ci obrotowej Ziemi lub czasu uniwersalnego, z laserowych obserwacji SSZ i Księży­ ca oraz radiointerferometrycznych obserwacji, przewyższające dokładności klasy­ cznych astrometrycznych obserwacji i rokujące nadzieję na zwiększenie tej dokład­ ności.

Grupa Robocza spotkała się po raz pierwszy w październiku 1978, w Columbus,

Ohio, w czasie Międzynarodowej Konferencji "Applications of Geodesy to Geodyna­

mics" (Zastosowanie geodezji w geodynamice) ( M u e l l e r 1978) i opracowała

program Projektu MERIT, który został zaakceptowany w 1979 r. przez Kongresy Mię­

dzynarodowej Unii Astronomicznej i Międzynarodowej Unii Geodezji i Geofizyki

( W i l k i n s 1980).

2. CEL, PROGRAM I ORGANIZACJA PROJEKTU MERIT

Głównym zadaniem projektu MERIT było uzyskanie parametrów ruchu obrotowego

opraco-wanie propozycji nowej organizacji międzynarodowej służby ruchu obrotowego Ziemi, jej programu obserwacyjnego i zadań.

W roku 1981 problematyka Projektu MERIT i jego program zostały rozszerzone o problematykę definicji konwencjonalnego fundamentalnego układu współrzędnych ziem­ skich. W wyniku rezolucji Kolokwium MUA Nr 56, „Reference Coordinate Systems for Earth Dynamics" (Fundamentalne układy współrzędnych dla dynamiki Ziemi), które od­ było się w Warszawie w 1980 r. ( G a p o s c h k i n i K o ł a c z e k 1981), powołana została przez MUA i MAG Grupa Robocza COTES - Conventional - Teerrestrial System (Konwencjonalne układy■współrzędnych ziemskich). Jej cel dobrze charaktery­ zuje treść rezolucji Kolokwium, którą.w związku z „tym przytaczamy w całości.

„Uznając, że:

- geodynamika staje się przedmiotem intensywnych międzynarodowych badań w ostatniej dekadzie,

- wspólnym wymogiem wszystkich badań jest konieczność istnienia dobrze zdefi­ niowanego .ziemskiego układu współrzędnych, który obecnie jest niedostępny, - zastosowanie nowych technik, takich jak laserowe pomiary satelity LAGEOS i

Księżyca, radiointerferometria VLBI, astrometria satelitarna, właściwie sko­ ordynowanych, może taki system współrzędnych wyznaczyć i praktycznie reali­ zować, zaleca się:

żeby prezydenci Komisji 4, 19, 31 MUA i prezydent Międzynarodowej Assocjacji Geo­ dezyjnej powołali Grupę Roboczą, której celem będzie przygotowanie propozycji ustanowienia i realizacji Konwencjonalnego Fundamentalnego Układu Współrzędnych Ziemskich. Przewiduje się, że ten system zastąpi ziemskie układy współrzędnych używane dotychczas w badaniach ruchu obrotowego Ziemi, to jest np. zdefiniowany przez CIO - Conventional International Origin (Konwencjonalny Międzynarodowy Po­ czątek) i BIH - zerowy południk, zapewniając zgodność z rezolucjami MUA 1976 i 1979 dotyczącymi astronomicznych stałych i teorii nutacji lub ich modyfikacji oraz z Geodezyjnym Systemem Fundamentalnym MAG, 1980 (IHG - Geodetic Reference System 1980) (Martz, 1980).

Zadania Grupy Roboczej COTES i Projektu MERIT były bliskie, więc postanowiono je realizować wspólnie, a w szczególności wspólnie zaplanować i wykorzystać obser­ wacje prowadzone w ramach zorganizowanych kampanii.

W programie Projektu MERIT przewidziano i zaplanowano dwie międzynarodowe kam­ panie obserwacyjne: jedną trzymiesięczną w okresie sierpień-październik 1980 i drugą roczną w okresie wrzesień 1983 - październik 1984. W obu tych akcjach ucze­ stniczyły wszystkie dostępne instrumenty sześciu technik obserwacyjnych, tj. opty- czno-astrometrycznej, dopplerowskiej, laserowej satelitarnej i księżycowej oraz

222

B. Kołaczek

radiointerferometrycznej VLBI i CERI (radiointerferometria elementów połączonych). Ze względu na trudności instrumentalne laserowych obserwacji Księżyca, w czasie kampanii MERIT przewidziano jeszcze dodatkowe okresy intensywnych obserwacji wszy­ stkich technik już po zakończeniu głównej kampanii, tj. w okresach: maj 23-31, czerwiec 6-14 i 21-29, lipiec 6-14 i 20-28 1985 r.

W czasie kampanii działały tzw. centra operacyjne dla każdej techniki, które zarówno przesyłały stacjom obserwacyjnym efemerydy i informacje niezbędne do obserwacji, jak również stanowiły bank danych obserwacyjnych określonej techniki. Ponadto zadbano także o szybkie opracowanie danych obserwacyjnych i ich analizę, co było prowadzone w centrach operacyjnych 'i specjalnych centrach analizujących. BIH w Paryżu stanowiło centrum koordynujące całą kampanię obserwacyjną. W tab. 1 podano ilościowy udział stacji obserwacyjnych oraz centrów operacyjnych i analizu­ jących w tych kampaniach obserwacyjnych.

T a b e l a 1

Udział stacji obserwacyjnych oraz centrów operacyjnych i analizujących w kampaniach Projektu MERIT ( W i l k i n s i M u e 1 1 e c 1986)

Technika obserwacyjna Lic?ba stacji obserwa-cyjnych centrów krajów ucze­ stni­ czących

opera-cyjnych analizu­jących K a m p a n i a

I II I II I II

Astrometria optyczna 85 61 1 2 2 3 22

Dopplerowskie obserwacje SSZ 31 20 2 2 2 3 12

Laserowe obserwacje LAGEOSA-LALAR 22+9a 27 2 2+2“ 6 8 19 Laserowe obserwacje Księżyca-LLR 2+la 3 1 1 4 3 4 Radiointerferometria VLBI 6+3a 5+3+ 1 1+1+ 3 4+l+ . 5

Radiointerferometria CERI 2 1 2 1 - - 5

I i II oznacza odpowiednio kampanię krótką i główną.

3

Oznacza stacje, których obserwacje były nieliczne i nie zostały wykorzystane do obliczeń i analiz.

+0ddzielna sieć VLBI: Deep Space Network. Oddzielne centrum danych.

Kampanie obserwacyjne Projektu MERIT dostarczyły setki tysięcy danych obser­ wacyjnych o najwyższej dokładności i gęstości w historii badania ruchu

obrotowe-go Ziemi. Po raz pierwszy w ciągu dłuższeobrotowe-go okresu czasu prowadzono jednocześnie wyznaczanie parametrów ruchu obrotowego Ziemi za pomocą kilku technik obserwacyj­ nych, umożliwiając badania ich błędów systematycznych.

Należy podkreślić, że kampanie obserwacyjne Projektu MERIT są też jednymi z największych zorganizowanych kampanii obserwacyjnych w badaniach geodynamicznych.

Stacje obserwacyjne działały w 35 krajach, a centra analizujące w 7 krajach. Wyniki wyznaczeń współrzędnych bieguna i czasu uniwersalnego uzyskane przez poszczególne centra operacyjne i analizujące, jak również wyniki łącznego wyzna­ czenia BIH opartego na wynikach wszystkich technik były publikowane regularnie na bieżąco w miesięcznych Cyrkularzach Projektu MERIT (BIH 1983-1986).

T a b e l a 2

Konferencje robocze i sympozja zorganizowane w ramach projektu MERIT Nazwa konferencji Czas Miejsce Tematyka

I konferencja robocza maj 1981

Grasse Francja

Podsumowanie wyników pierwszej krót­ kiej kampanii obserwacyjnej (Wil­ kins i Feissel 1982)

Kolokwium MUA Nr 63 - "High precision Earth rotation and Earth-Moon dynamics" (Precy­ zyjny ruch obrotowy Ziemi i dynamika układu Ziemia-Księ- życ)

maj 1981

Grasse Francja

Na Kolokwium tym przedstawiono rów­ nież wyniki uzyskane w I kampanii MERIT (C a 1 a m e 1982).

II konferencja robocza maj 1983

Herst-monceux Anglia

Przygotowanie do głównej kampanii obserwacyjnej MERIT ( W i l k i n s 1984).

III konferencja robocza sier­ pień 1985 Colum­ bus Ohio, USA

Podsumowanie wyników głównej kampa­ nii obserwacyjnej MERIT i przygoto­ wanie końcowej rezolucji (W i 1- k i n s 1986).

Międzynarodowa Konferencja "Earth Rotation and the Ter­ restrial Reference Frame" (Ruch obrotowy Ziemi i fun­ damentalny ziemski układ współrzędnych) li­ piec sier­ pień 1985 Colum­ bus Ohio, USA

Prezentacja pierwszych wyników uzy­ skanych w głównej kampanii MERIT ( M u e l l e r 1985 a).

Sympozjum MUA Nr 128 "Earth rotation and reference fra­ mes for Geodesy and Geody­ namics" (Ruch obrotowy Zie­ mi i fundamentalne układy współrzędnych w geodezji i geodynamice) paź­ dzie­ rnik 1985 Waszyng­ ton, Cool-font USA

Prezentacja wyników analiz obserwa­ cji kampanii i Projektu MERIT (W i 1- k i n s i B a b c o c k 1987)

Informacje o postępie prac Projektu MERIT były publikowane na bieżąco w MERIT Letters ( W i l k i n s 1980-1985). W czasie realizacji Projektu MERIT-COTES od­ były się trzy konferencje robocze poświęcone bądź to przygotowaniu, bądź

podsumo-224 B. Kołaczek

waniu wyników kampanii obserwacyjnych oraz trzy międzynarodowe sympozja, na któ­ rych przedstawione zostały osiągnięte rezultaty (tab. 2).

Komitet Naukowy Projektu MERIT-COTES składał się z członków Grupy Roboczej MUA/MAG-COTES i członków Grupy Roboczej MERIT. Koordynatorzy poszczególnych tech­ nik obserwacyjnych i grup studiów specjalnych tworzyli Komitet Sterujący (Steer­ ing Committee). Przewodniczącym Projektu MERIT-COTES był Dr G. A. W i l k i n s z Royal Greenwich Observatory, Herstmonceux, Anglia, Wiceprzewodniczącym - Dr I. I. M u e l l e r z Ohio State University, Department of Geodetic Sciences and Surveying, Columbus, Ohio, USA. Szczegółowy skład Komitetu Naukowego Projektu MERIT-COTES podaje tab. 3.

T a b e l a 3

Komitet Naukowy i Organizacyjny Projektu MERIT Przewodniczący Dr G. A . Wilkins

Wiceprzewodniczący Dr I. ]. Mueller

1 . Komitet Organizacyjny składający się z koordynatorów poszczególnych technik obserwacyjnych i grup studiów specjalnych

Nazwisko koordynatora Technika obserwacyjna lub grupa studiów Boucher C. D. (Francja) Kolokacja dopplerowska

Calame 0. (Francja) Laserowe obserwacje Księżyca Carter W. E. (Francja) Radiointerferometria - VLBI

Dickey J. 0. (USA) Korelacja zmian atmosferycznego momentu pędu ze zmianami parametrów ruchu obrotowego Ziemi Feissel M. (Francja) Centrum Koordynujące kampanii MERIT

Klepczyński W. J. (USA) Radiointerferometria - CERI King R. W. (USA) Porównanie technik

Lefebvre M. (Francja) Dopplerowskie obserwacje SSZ Melbourne W. G. (USA) Standardowe modele i stałe Schutz B. E. (USA) Laserowe obserwacje SSZ Wilson P. (RFN) Kolokacja laserowa i VLBI Withington F. N. (USA) Przesyłanie danych i informacji Yokoyama K. (Japonia) Optyczna astrometria

2. Pozostali członkowie Grupy Roboczej MERIT:

Aardom (Ho(landia), Abałakin V. (ZSRR), Anderle R. J. (USA), Bender P. (USA), Camp­ bell J. (RFN), Coates R. (USA), aElsmore B. (Anglia), Kokurin Y. L. (ZSRR), Ko- zai V. (Japonia), aLatimer J. M. (USA), McCarthy D. D. (USA), Morgan P. (Austra­ lia), aMulholland J. 0. (USA), aNouel F. (Francja), Paquet P. E. (Belgia), b o b ­ bins A. R. (Anglia), Robertson D. S. (USA), Shelus P. (USA), aSilvergerg E. (USA),

tabela 3 cd.

Smith D. E. (USA), Tapley B. D. (USA), Tatevian S. (ZSRR), Vicente R. 0. (Portu­ galia), Jackiw J. S. (ZSRR), Ye S. (Chiny)

3. Członkowie Grupy Roboczej MUA/MAG - COTES

Mueller I. I. (USA) - przewodniczący, E. M. Gaposchkin (USA), B. Guinot (Francja), Kołaczek B. (Polska), Kovalevsky J. (Francja), McCarthy D. D. (USA), Melbour­ ne W. G. (USA), Melchior P. (Belgia), Yokoyama K. (Japonia).

aWycofani.

3. REZULTATY PROJEKTU MERIT

Projekt MERIT ma już poważne naukowe osiągnięcia, a dalsze analizy tysięcy precyzyjnych obserwacji wykonanych w czasie kampanii MERIT dostarczą na pewno je­ szcze nowych informacji o ruchu obrotowym Ziemi. Do najważniejszych osiągnięć Pro­ jektu MERIT zaliczyć można:

- Wzrost dokładności wyznaczeń parametrów ruchu obrotowego Ziemi z radiointerfero- metrycznych (VLBI) i laserowych obserwacji. Dokładności tych wyznaczeń osiągnę­ ły rząd 1-2 milisekund łuku dla pozycji bieguna i 0.1 ms dla czasu UT. W czasie kampanii MERIT globalne wyznaczenia BIH oparte na wynikach wszystkich

dostęp-II

nych obserwacji uzyskały po raz pierwszy dokładności rzędu 0.001 w pozycji bie­ guna i ofoooi w czasie uniwersalnym UT.

- Opracowanie zbioru fundamentalnych stałych, układów współrzędnych oraz standar­ dowych modeli zjawisk geofizycznych i astronomicznych tzw. "MERIT Standards", niezbędnych dla wyznaczeń ERP z wszystkich obserwacji wykonanych różnymi tech­ nikami i uzyskania porównywalnych wyników.

- Zbadanie ścisłej korelacji zmian czasu UT czy długości doby ze zmianami atmos­ ferycznego momentu pędu, co pozwala na próby prognozowania zmian UT i L0D (Length of Day) w oparciu o prognozy zmian atmosferycznego momentu pędu.

- Pierwsze wyznaczenie poprawek do teoretycznych szeregów nutacyjnych W a h r a (1981) z analizy obserwacji radiointerferometrycznych VLBI i pierwsze próby udo­ skonalenia teorii nulacji W a h r a.

- Wykrycie kilku krótkookresowych zmian współrzędnych bieguna i UT1 o okresach za­ wartych pomiędzy 10 a 150 dni, dotychczas nie znanych.

- Pierwsze opracowanie nowego jednorodnego systemu współrzędnych ziemskich - BTS (BIH Terrestrial System) obejmującego 34 stacje laserowe i radiointerferometry- czne, uzyskane z łącznego wyznaczenia ERP, współrzędnych tych stacji i parame­ trów transformacji poszczególnych układów współrzędnych względem BTS.

226 B. Kołaczek

3.1. Wyznaczenie parametrów ruchu obrotowego Ziemi i ich dokładności

Jednym z największych osiągnięć Projektu MERIT-COTES jest rozwój nowych tech­ nik obserwacyjnych (w szczególności laserowej i radiointerferometrycznej) i dos­ tarczenie przez nie setek tysięcy precyzyjnych obserwacji dla wyznaczeń ruchu obrotowego Ziemi, wykonanych po raz pierwszy jednocześnie przez kilka, a co naj­ mniej przez trzy techniki.

Rysunki 1 i 2 przedstawiają odpowiednio ruchy bieguna i zmiany czasu uniwer­ salnego UT 1 wyznaczone przez BIH w czasie kampanii obserwacyjnej MERIT.

. . -

0

.

4

"

Rys. 1. Pozycje bieguna w odstępach pięciodniowych wyznaczone w globalnym rozwiązaniu BIH w czasie kampanii MERIT (BIH 1983-1985)

Dokładność wyznaczeń współrzędnych bieguna i czasu uniwersalnego UT lub dłu­ gości doby dla techniki radiointerferometrycznej VLBI i laserowych obserwacji LAGEOSA-LALAR są odpowiednio rzędu 3-5 cm (0'.'001-0'.'002), 0.2 ms lub 0.06 ms, tj. o rząd więcej niż w przypadku optycznej astrometrii i dopplerowskich obserwacji SSZ, gdzie dokładności te są odpowiednio rzędu 30 cm (O'.'Ol), 1 ms i 0.2 ms.

Tabela 4 podaje typowe standardowe błędy poszczególnych serii wyznaczeń para­ metrów ruchu obrotowego Ziemi-ERP (F e i s s e 1 1985a).

W związku z takim wzrostem dokładności wyznaczeń laserowych i radiointerfero- metrycznych ERP znacznie wzrosły również dokładności wyznaczeń globalnych BIH opartych na wynikach wszystkich technik, co podape tab. 5. Wzrosła też waga no­ wych technik w tym globalnym rozwiązaniu BIH, co schematycznie pokazuje rys. 3.

tech-- 2 0 .5 1 i -- 2 0 .52 --20.53 -- 2 0 .5 4 - • -2 0.55 . . -20. 56 -- 2 0 .5 7 --2 0 -5 8 -■ -2 0 .5 9 -UT1R -T A I 45000) * 0 0 0 1 5 s ♦ k .o n » i« n c/o n aln « p o p ra w k i s« z o n o w «

+

4ata -1

---I90S | X 2 1984 I 5 1905 I 4

Rys. 2. Zmiany czasu uniwersalnego UT1R wyznaczone w globalnym rozwiązaniu BIH w czasie kampanii MERIT (BIH 1983-1985)

T a b e l a 4

Typowe standardowe błędy poszczególnych technik w globalnym rozwiązaniu BIH (F e i s s e 1 1985a)

Szeregi parametrów ruchu obrotowego Ziemi - ERP

Czas uśred­ niania

X

O'.’OOl

Y

0V001 UT1

ofoooi

Radiointerferometria VLBI-IRIS-83R01 ld 1.8 1.3 0.7 Laserowe obserwacje LAGE0SA-LALAR-CSR-84L02 5d 1.8 1.8

Laserowe obserwacje Księźyca-LLR-JPL-84M01

Stacja McDonald (USA) l-8h 9.5a

Stacja Grasse (Francja) l-8h 5.3a

Dopplerowskie obserwacje

SSZ-DMA-77 DOI 2d 14.3 11.6

DMA-79 DOI 2d 17.2 14.0

DMA-82 DOI 2d 9.7 8.5 '

Optyczna astrometria BIH-AST-84A02 5d 13.4 10.4 6.6 aUTO.

IRIS - International Radiointerferometry Service. Obserwacje tej sieci opracowy­ wane są przez National Geodetic Survey (NGS) w Rockwille, Maryland, USA. CSR - Centre for Space Research, Austin, Teksas, USA.

JPL - Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Kalifornia, USA DMA - Deffense Mapping Agency, Pasadena, Kalifornia, USA.

228 B. Kołaczek T a b e l a 5

Dokładności globalnych wyznaczeń BIH parametrów ruchu obrotowego Ziemi (F e i s s e 1 1985b) Rok UT1 X X 1969 0?00120 070132 0'.'0137 1974 0.00087 0.0083 0.0077 1979 0.00072 0.0058 0.0054 1984 (MERIT) 0.00015 0.0013 0.0012 X , Y _R* UT ii o? vo R*. M - CD & S: A - o p ^ i i n o a s t r o m e f a a L - fo te ro w e o bs«rw o < /« LĄ6EOM R - VL 51 O - P o p p lf r o w tlc ie o b t t r w u l ( SiZ M - L a t t r o n r R*- ffei

Rys. 3. Względne wagi poszczególnych technik obserwacyjnych w globalnym roz­ wiązaniu parametrów ruchu obrotowego Ziemi BIH (F e i s s e 1 1985 b) Błędy systematyczne ERP wyznaczonych różnymi technikami charakteryzują różni­ ce współrzędnych bieguna i UT wyznaczonych jednocześnie różnymi technikami. Na rysunkach 4(r 5, 6 pokazane są takie różnice współrzędnych bieguna wyznaczonych technikami: VLBI-IRIS, DMA-67, BIH-ASTR i techniką laserowych obserwacji LAGEOSA- -LALAR-CSR. Różnice te w przypadku astrometrycznych i dopplerowskich wyznaczeń są co najmniej o rząd większe, ale przyczyny tak dużych różnic nie są znane.

20

-8

O X

I if; f

4 -1 -I -I 1 I . H i 1 n i l * I ' ! ,i lp T1 -2 0

-Rys. 4. Systematyczne różnice współrzędnych bieguna wyznaczonych z obserwacji ra- diointerferometrycznych VLBI-IRIS i laserowych LALAR-CSR. Te ostatnie były wyrów­

nane filtrem Kalmana ( S t e p p e i in. 1985)

Dodatkową charakterystykę dokładności techniki VL0I daje nam pierwsze porów­ nanie jednoczesnych wyznaczeń ERP uzyskanych przez dwie niezależne sieci VLBI: VLBI-IRIS i VLBI-CDP-Crustal Dynamie Project (Projekt dynamiki skorupy ziemskiej) pokazane na rys. 7.

Porównanie najdokładniejszych wyników wyznaczeń współrzędnych bieguna i czasu UT w czasie kampanii MERIT podane jest odpowiednio na rys. 8 i 9.

Tak wysoka dokładność laserowej i radiointerferometrycznej techniki wyznaczeń ERP predestynuje je do precyzyjnego monitorowania ERP w organizowanej obecnie no­ wej służbie międzynarodowej ruchu obrotowego Ziemi.

230 B. Kołaczek + OOĄC ♦O'OIO - ocgo -0'osc PMA-66 — O * ' V U y 4S560.0 4SBO.O 4 » < 0 46000 (*7D) BIH-AiTH— C m -O0A& 4SSP O 4SJZ0 _4S860 ĄtOoo (M7D) +o oęo +0&7.0 -do\o _ i _ 45580 45720 45060 4 6ooo (M70) Rys. 5. Systematyczne różnice współrzędnych bieguna wyznaczo­ nych z obserwacji dopplerowskich satelity DMA-66 i laserowych LALAR- -CSR-84L01 wyrównanych filtrem Ga­ ussa z oknem pięciu dni ( K o ł a ­

c z e k i in. 1985) ■*006. *obia_m O-000 " Cro i oP 0 l W .AVTS — C S U

/Vy/y^’

4JS0O 457^0 4S9ÓO 44000 (*70) Rys. 6. Systematyczne różnice współrzędnych bieguna wyznaczo­ nych z obserwacji astrometrycz- nych BIH-Astr i laserowych LALAR- -CSR-84L01 wyrównanych filtrem Ga­ ussa z oknem pięciu dni ( K o ł a ­

c z e k i in. 1985)

-a-O'.'oooi

m i

b

-f

-c-Rys. 7 (a, b, c). Jednoczesne wyznaczenie czasu UT1 (a) i współrzędnych bieguna z dwugodzinnych obserwacji dwu niezależnych sieci VLBI : IRIS-cztery stacje I CDP-

Rys. 8. Porównanie współrzędnych bieguna wyznaczonych z obserwacji VLBI-IRIS i la­ serowych LALAR-CSR w czasie kampanii MERIT. Na rysunku przedstawione są residua od polhodii wyznaczonej z obydwu ciągów współrzędnych bieguna ( R o b e r t s o n

i in. 1985b)

Rys. 9. Porównanie wyznaczeń czasu UT1R uzyskanych z obserwacji VLBI-IRIS, lase­ rowych LALAR-CSR-85L01 i laserowych LLR-JPL (Jet Propulsion Laboratory). Na ry­ sunku pokazane są różnice z danymi BIH wykonanymi w Cyrkularzu D (BIH 1983-1986),

Obecnie nowe techniki prowadzą swoje własne, niezależne od BIH, wyznaczenia ERP. Radiointerferometryczne obserwacje sieci IRIS opracowywane są w NGS (Natio­ nal Geodetic Survey, USA) (IRIS 1984-1987). Laserowe obserwacje LAGEOSA opracowy­ wane są w CSR (Centre for Space Reserches) w USA (S c h u t z 1987). Nadal prowa­

dzone jest wyznaczanie ERP z dopplerowskich obserwacji w DMA (Deffense Mapping

Agency) w USA. Laserowe wyznaczenia czasu UT 1 z laserowych obserwacji Księżyca opracowywane są w JPL (Jet Propulsion Laboratory) w USA i w CERGA (Centre Etudes de la Recherches Geodynamique et Astronomique) we Francji.

00

J

-H3D -o.os

4S*oo 45łoo

IAfO

Rys. 10. Powolne zmiany współrzędnych bieguna x, y wyznaczonych różnymi technika­ mi uzyskane po eliminacji składowej chandlerowskiej i rocznej (obliczonych z tego

234 B. Kołaczek

ASTR ■ B I N

VU3I - I R I S

L A L A R - C S R

— ---d a n e o b s fr '- w o c y / n ę --- k r f ^ w o w y ró w n a n a

Rys. 11. Zmiany długości doby - LODR wyznaczone różnymi technikami obserwacyjnymi ( Z h a o M i n g i in. 1985)

. y 0 " 5 l 0 “5O O*.'29 or28 0.-21 0.-26 O-'25 O". 0 2 O ".03 D o p p l « r D o p p le r 671 A s t r o m * BIH + O .'cm, Aiłro*n«łria IPMS or ot

Rys. 12. Centra krzywej ruchu bieguna - polhodii wyznaczonej różnymi technikami obserwacyjnymi w okresie kampanii MERIT ( M u e l l e r i in. 1985)

Dla uzyskania właściwej oceny wartości obserwacji astrometrycznych i dopple- rowskich dla wyznaczeń ERP, których błędy standardowe są o rząd wyższe od błędów standardowych ERP wyznaczanych techniką laserową i radiointerferometryczną, na­ leży zwrócić uwagę na fakt, że te duże błędy standardowe nie zniekształcają zmian długookresowych ERP. P a q u e t (1985), eliminując ze współrzędnych ruchu bie­ guna wyznaczonych różnymi technikami w czasie kampanii MERIT składową Chandlerow- ską i roczną, uzyskał residua, które wyrównane filtrem Vondraka ze współczynni­ kiem p = 10 ^ wykazują zmiany podobne we wszystkich technikach. Z h a o M i n g i G u Z h e n - n i e n (1985) wyrównując filtrem Vondraka zmiany długości doby (LOD) wyznaczone trzema technikami, pokazali również, że długookresowe zmia­ ny LOD wyznaczone z astrometrycznych obserwacji w czasie kampanii MERIT są podob­ ne do zmian LOD wyznaczonych z obserwacji radiointerferometrycznych - VLBI i lase­ rowych LAGEOSA - LALAR (rys. 10 i 11). Ma to duże znaczenie dla oceny wartości optycznych astrometrycznych wyznaczeń ERP zarówno obecnych, jak i przeszłych. Dłu­ gookresowe zmiany wyznaczane w przeszłości z astrometrycznych obserwacji, gdy przez ponad pół wieku była ona jedyną techniką obserwacyjną dla wyznaczeń ruchu bieguna, są w pełni wartościowe i porównywalne z wynikami, jakie można uzyskać obecnie znanymi technikami precyzyjnymi.

M u e l l e r i W e i Z i q i n g (1985) wyznaczyli położenia centrów pol­ hodii wyznaczonych różnymi technikami obserwacyjnymi w czasie głównej kampanii MERIT wraz z ich standardowymi błędami, co charakteryzuje również systematyczne błędy metod (rys. 12). Wyniki astrometryczne są tu również porównywalne z wynika­ mi nowych technik.

236 B. Kołaczek

3.2. „Project MERIT Standards"

,,Project MERIT Standards", w skrócie "MERIT Standards", zawiera zbiór funda­ mentalnych stałych astronomicznych i geodezyjnych oraz standardowych modeli fun­ damentalnych układów współrzędnych i zjawisk geofizycznych i astronomicznych nie­ zbędnych do uzyskania porównywalnych wyników redukcji tysięcy obserwacji wykona­ nych różnymi technikami w czasie kampanii MERIT - i to porównywalnych na poziomie dokładności 10”®.

Wyznaczanie ERP z obserwacji SSZ wymaga obliczeń precyzyjnych orbit SSZ, a co za tym idzie znajomości pola grawitacyjnego Ziemi, a także precyzyjnych współrzęd­ nych stacji obserwacyjnych. Opracowanie laserowych obserwacji Księżyca na pozio­ mie dokładności centymetrowej wymaga znajomości dokładnej orbity Księżyca, Ziemi i innych planet, a także parametrów definiujących ruch obrotowy Księżyca, tzw. li­ brae ji Księżyca. Wyznaczenia ERP z obserwacji radiointerferometrycznych i astro- metrycznych wymaga znajomości precyzyjnych współrzędnych odpowiednio radioźródeł i gwiazd. Niezbędna jest znajomość teorii precesji i nutacji definiujących tran­ sformację układu ziemskiego i niebieskiego. Ponadto niezbędna jest znajomość mo­ deli pływów ziemskich, struktury gęstości atmosfery, poprawek relatywistycznych w różnych technikach pomiarowych. Nie wspominamy tu już o szeregach parametrów technicznych poszczególnych technik.

Wymieńmy tu nazwy ważniejszych modeli przyjętych w "MERIT Standards". (M e 1- b o u r n e i in. 1983):

- Fundamentalne stałe astronomiczne MUA-1976 i geodezyjne MUGG-1980 z małymi zmianami.

- Efemerydy planet i Księżyca DE 200/LE 200 opracowane w JPL - (Jet Propulsion La­ boratory) z dynamicznymi poprawkami relatywistycznymi.

- Katalog współrzędnych gwiazd i parametry definiujące układ współrzędnych katalo­ gu FK5.

- Katalog współrzędnych radioźródeł JPL (1983-2). - Teoria nutacji astronomicznej Wahra (MUA-1980). - Skala czasu UTC definiowana przez BIH.

- Pole grawitacyjne Ziemi GEM-L2 dla obliczeń orbit satelity LAGEOSA, PGS-1331 dla obliczeń orbit satelity STARLETTE i GRIM-3B-M1 dla dopplerowskich SSZ typu Transit.

- Model pływów skorupy Ziemi dla Ziemi sprężystej podany przez W a h r a dla mo­ delu Ziemi 1066A wraz z modelem przemieszczeń pływowych Wahra.

- Model Swiderskiego pływów oceanów.

- Model gęstości atmosfery Jacchii z 1971 r. przyjęty dla obliczeń oporu atmos­ fery w ruchu SSZ.

- Modele atmosfery Hoppfielda z 1973 r. i Marrini-Murreya z 1975 r. dla obliczeń refrakcji toposferycznej odpowiednio dla dopplerowskich i laserowych SSZ . - Poprawki relatywistyczne odpowiednio dla pomiarów laserowych SSZ i Księżyca, do­

pplerowskich obserwacji SSZ i radiointerferometrii.

Standardy MERIT opracowane dla potrzeb Projektu MERIT stanowią pewien jedno­ rodny system. Będą zapewne'doskonalone i używane w innych badaniach geodynamicz- nych. Niemniej były one pierwszą próbą opracowania takiego systemu, który zapew­ nia porównywalność wyników uzyskanych różnymi technikami obserwacyjnymi, na

po--R ziomie żądanej dokładności 10 .

3.3. Poprawki do teoretycznych szeregów nutacyjnych Wahra

Analiza 5-letniego okresu obserwacji radiointerferometrycznych VLBI sieci IRIS i sieci POLARIS, obejmującego również okres najprecyzyjniejszych i najgęstszych obserwacji w czasie kampanii MERIT, pozwoliła na wyznaczenie poprawek do amplitu­ dy czternastu wyrazów szeregów nutacyjnych Wahra (MUA-1980) o największych współ­ czynnikach z błędami standardowymi rzędu 0.1-0.2 milisekund łuku ( H e r r i n g i in. 1985). Największe poprawki wyznaczone metodą najmniejszych kwadratów mają wyrazy o okresie rocznym i półrocznym i są rzędu 2 milisekund łuku.

Ponadto wykryto istnienie wyrazu wiekowego rzędu OVOOl/rok, który prawdopodob­ nie spowodowany jest poprawką do 18-letniego wyrazu nutacyjnego, ale na rozstrzyg­ nięcie tego problemu trzeba będzie poczekać jeszcze parę lat. Rysunek 13 pokazuje wyznaczone z obserwacji poprawki do nutacji w nachyleniu i długości obliczonej wg teorii Wahra, (MUA 1980). Tak więc pięć lat po opublikowaniu nowej teorii nutacji przez Wahra teoria ta została skonfrontowana z odpowiednio dokładnymi obserwacja­ mi, jakimi są obserwacje radiointerferometryczne VLBI ( H e r r i n g i in. 1985, 1987; E u b a n k s i in. 1985). Autorzy sugerują, że wyznaczone poprawki do amplitud wyrazu rocznego i półrocznego, jak i wykryty dryft, wskazują na istnienie w rzeczywistości znacznie mocniejszego związania płynnego jądra z płaszczem Ziemi niż założył to Wahr w swojej teorii, co wymaga zmiany okresu nutacji swobodnej jądra z 460 dni, przyjmowanych dotychczas, na 430 dni. Podjęto także próbę udosko­ nalenia teorii nutacji Wahra (D a h a n t 1987; Y o d e r 1987).

238

_{______}

B. Kołaczek

✓

Rys. 13. Poprawki do nutacji Wahra w nachyleniu i długości wyznaczone z obserwa­ cji VLBI z okresu pięciu lat ( H e r r i n g i in. 1985)

Od roku 1986 IRIS wyznacza regularnie co pięć dni parametry ruchu obrotowego Ziemi łącznie z poprawkami nutacyjnymi A\p,Ae (IRIS 1986; R o b e r t s o n 1987).

3.4. Korelacja zmian długości doby i ruchu bieguna ze zmianami atmosferycznymi momentu pędu

Jednym z największych osiągnięć Projektu MERIT jest zbadanie ścisłej korela­ cji pomiędzy zmianami długości doby LOD, czy zmianami czasu uniwersalnego UT, i

zmianami atmosferycznego momentu pędu do czego przyczyniły się precyzyjne dane LOD i UT uzyskane w czasie kampanii obserwacyjnych MERIT z obserwacji radiointer- ferometrycznych VLBI ( D u t t o n i in. 1985; E u b a n k s i in. 1985, 1987).

7.1

Ił 1.1 019 a*

SKŁAO O W Ą O S/O W A A T M O S F fR V C Z /V fffO M O M E N T U P Ę D U

7«d.«U: ;

10" K i m ' s ’1

i\

_%

Jk

V-iw

4

P t

El li

_t

u

44

1980

1981

1982

LOD -

864oo +

1983

1984

1985

Rys. 14. Zmiany długości doby-LOD wyznaczone przez BIH i zmiany osiowej składowej atmosferycznego momentu pędu w okresie 1980-1985 ( W h y s a l l i in. 1985)

Ta korelacja pomiędzy zmianami czasu UT wyznaczonymi astrometrycznie, a zmia­ nami atmosferycznego momentu pędu została zauważona w 1977 r. ( H i d e 1980), ale dokładne jej zbadanie umożliwiły kampanie obserwacyjne MERIT.

Na rys. 14 widoczna jest duża zgodność zmian LOD wyznaczonych przez BIH ze zmianami osiowej składowej atmosferycznego momentu pędu w dłuższym okresie czasu. Sezonowe zmiany są tu dominujące. W obu krzywych widoczne jest bardzo wysokie ma­ ksimum w okresie zimy na przełomie 1982/1983. Anomalię tę tłumaczy się występowa­ niem szczególnie silnych zachodnich wiatrów tropikalnych i wysokiej temperatury powierzchni oceanów w obszarze tropikalnym. Odwrotny efekt występuje zimą 1983/1984 (okres kampanii MERIT), gdy wartości obydwu szeregów są niższe niż poprzednio. W tym okresie wystąpiły silne wschodnie wiatry tropikalne. W zmianach długości doby (LOD) jak i atmosferycznego momentu pędu występuje tzw. fluktuacja siedmiotygod- niowa, tj. o okresie 40-50 dni, znana już wcześniej z analiz szeregów zmian UT wyznaczanych z obserwacji astrometrycznych i z laserowych obserwacji Księżyca.

240 B. Kołaczek

W okresie 1983-1985 widoczny jest liniowy trend w zmianach LOD, czego nie można zauważyć w zmianach atmosferycznego momentu pędu. A zatem za tę zmianę LOD odpo­ wiedzialne jest inne zjawisko geofizyczne.

Rys. 15. Zmiany długości doby - LOD wyznaczone z obserwacji VLBI-IRIS i obliczone przy użyciu funkcji ekscytacji ze zmian atmosferycznego momentu pędu ( D u ­

t t o n i in. 1985)

Różnice zmian LOD wyznaczonych z obserwacji VLBI i obliczonych poprzez funk­ cję ekscytacji ze zmian osiowej składowej atmosferycznego momentu pędu nie prze­ kraczają 0.2 ms (rys. 15). Dalsze badania tej korelacji na tym poziomie dokład­ ności pozwoli zapewne uzyskać nowe informacje o powiązaniach zmian ruchu obroto­ wego Ziemi ze zjawiskami geofizycznymi zachodzącymi w atmosferze na powierzchni i w głębi Ziemi.

Obecnie podjęto już próbę prognozowania zmian UT i LOD na podstawie prognozo­ wania zmian atmosferycznego momentu pędu ( R o s e n i in. 1987).

Wpływ zmian momentu pędu atmosfery na ruch bieguna nie wykazuje tak wysokiej korelacji jaka ma miejsce w przypadku zmian UT. Na rys. 16 pokazane jest porówna­ nie polhodii bieguna wyznaczonej przez BIH z polhodią obliczoną za pomocą funkcji ekscytacji ze składowych równikowych atmosferycznego momentu pędu. Duży wpływ na przebieg krzywej ekscytowanej ma przyjęcie punktu początkowego obu krzywych. Prob­ lem wymaga dalszych studiów.

R u c h bie^unq

w o k r e j j f

I1)8 0 .0 - 198?.

S

vwy

* n a c z o n y

_prz«z

d l H

uzy ik o n y

z f u n k c j i ek*<u

fa#//

i momentu pf du

otmosfery

--- --- - n.ę -lo,x10 6rad

Rys. 16. Porównanie ruchu bieguna wyznaczonego przez BIH i obliczonego przy uży­ ciu funkcji ekscytacji z atmosferycznego momentu pędu w okresie 1980.0-1985.5

( D u t t o n i in. 1985)

3.5. Krótkookresowe zmiany parametrów ruchu obrotowego Ziemi

Wzrost dokładności wyznaczeń parametrów ruchu obrotowego Ziemi oraz metod fil­ tracji i analizy spektralnej pozwolił na wykrycie w ERP wyznaczanych różnymi tech­ nikami obserwacyjnymi słabych oscylacji krótkookresowych o okresach zawartych w przedziale 10-150 dni ( C a r t e r i in.1987; F e i s s e l i in. 1985; H a r a i in. 1985; K o ł a c z e k i in. 1985; S c h u h 1987).

Okresy krótkookresowych oscylacji wykrytych w zmianach współrzędnych bieguna wyznaczonych różnymi technikami i w zmianach równikowych składowych atmosferycz­ nego momentu pędu podaje tab. 6 ( K o ł a c z e k i in. 1985 a, b). Ich ampli­ tudy są rzędu 1 milisekundy łuku. Podobne oscylacje występują również w global­ nych zmianach atmosferycznych momentu pędu i czasu UT (S c h u h 1987).

242 B. Kołaczek

T a b e l a 6

Okresy krótkookresowych oscylacji współrzędnych bieguna wyznaczonych różnymi tech­ nikami i równikowych składowych atmosferycznego momentu pędu%,, % 9 w dniach (K

o-ł ą c z e k i in. 1985)

IRIS-VLBI LAGE0S-CSR ASTR-BIH

Moment pędu atmosfery X Y X Y X Y X 1 % 2 12 12 12 12 11 11 12 12 - - - - ₁₃ - - -15 15 15 17 - 15 - 15 - 18 19 - 18 - 20 18 23 - 27 24 24 24 25 21 35 30 30 49 ' 30 30 31 55 45 49 41 52 42 40 65 60 62 62 60 67 60 51 90 - - - 80 75 110 100 100 105 115 92 110 90

3.6. Jednorodny układ współrzędnych ziemskich BIH-BTS

Od roku 1967 w wyznaczeniach ruchu obrotowego Ziemi w BIH stosowany był układ współrzędnych ziemskich zdefiniowany przez przyjęcie astronomicznych współrzęd­ nych geograficznych kilkudziesięciu stacji astrometrycznych. Biegun tego systemu BIH w 1967 r. pokrywał się z Konwencjonalnym Międzynarodowym Początkiem - CIO. Zerowy południk został zdefiniowany przez BIH przez przyjęcie konwencjonalnych długości geograficznych około 50-ciu stacpi astrometrycznych. Zgodnie z reali­ zacją Projektu MERIT-COTES nowe techniki obserwacyjne zwiększyły znacznie swój udział w wyznaczeniach parametrów ruchu obrotowego Ziemi. W 19B1 r.

zdefiniowano więc nowy system współrzędnych ziemskich BTS (BIH Terrestrial System), przeprowadzając łączne wyznaczenie ERP i współrzędnych 34 stacji prowa­ dzących obserwacje dla wyznaczeń ERP przynajmniej dwoma z trzech technik nowo­ czesnych, tj. laserowej, dopplerowskiej i radiointerferometrycznej. Wraz ze współ­ rzędnymi stacji i parametrami ERP wyznaczono siedem parametrów transformacji ukła­ dów współrzędnych realizowanych poprzez poszczególne techniki do układu współrzęd­ nych BTS. Lista 34 stacji obserwacyjnych, których współrzędne definiują nowy jed­ norodny układ współrzędnych ziemskich - BTS, podana jest w tab. 7, a wyznaczone parametry transformacji zamieszczone są w tab. 8 ( B o u c h e r 1985, 1987).

T a b e l a 7

Lista 34 stacji tworzących nowy system współrzędnych ziemskich stosowany w BIH--BST ( B o u c h e r 1985)

Stacja Stacja Technika Technika

American Samoa LC DM Metsahovi LC DM

Arequipa LC DM Mount Hopkins LC DM

Bear Lake LC DM Natal LC DM

Bermuda LC DM Onsala RN

* DM

Chilbolton RN DM Orroral LC RJ DM

Dionysos LC DM Owens Valley LC RN RJ DM

Effelsberg RN DM Pasadena LC DM

Fort Davis LC RN MJ DM Patrick Afb LC DM

Goldstone LC RN RJ DM Quincy LC DM

Grand Turk LC DM Richmond RN DM

Grasse LC MJ DM San Diego LC DM

Graz LC DM Washington LC DM Greenbank RN DM Wettzell LC RN DM Haystack LC RN RJ DM Yaragadee LC DM Herstmonceux LC DM Kootwijk LC DM / Kwajalein Atoli LC DM Madrid RJ DM Maryland Point RN DM Maui LC DM

LC... LALAR-CSR; RN... VLBI-IRIS; RJ... VLBI-JPL; MJ... LLR-JPL DM... DOPPLER-DMA

T a b e l a 8

Parametry transformacji, translacji (T), rotacji (R), i skali (D) układów współ­ rzędnych poszczególnych technik obserwacyjnych względem BST ( B o u c h e r 1985) Sieć stacji Rozwią­_zanie T1_CM T2_{CM CM}T3 D -8 _{10 0.001"}R1 _0.001"R2 _0.001"R3 VLBI-IRIS 83 R 01 165.2 -94.9 47.1 -4.4 -5.2 8.0 -5.7 VLBI-JPL 83 R 05 10.1 -36.8 -15.1 2.8 -8.5 -5.0 -7.8

LLR - JPL 84 M 01 .0 .0 .0 -4.8 2.1 3.3 -8.8

LALAR-CSR 84 L 01 .0 .0 .0 .0 -5.9 -2.6 -3.8

244 B. Kołaczek

Jak widać, zgodność orientacji poszczególnych układów współrzędnych realizowanych w technice laserowej i radiointerferometrycznej jest rzędu 0V01. Jedynie układ współrzędnych realizowany w dopplerowskiej technice obserwacyjnej wykazuje naj­ większe odchylenie. Ha on duże przesunięcie w długości rzędu 0.78, znane już z wcześniejszych wyznaczeń, oraz przesunięcie osi Z rzędu 4.9 m. Współczynnik skali jest w tym przypadku również największy, jak to wykazywały również wcześniejsze wyznaczenia.

Jest to pierwsza próba rozwiązania bardzo skomplikowanego zagadnienia, jakim jest zdefiniowanie jednorodnego fundamentalnego układu współrzędnych ziemskich dla wszystkich technik uczestniczących w wyznaczaniach ERP, a także innych bada­ niach geodynamicznych. Projekt MERIT-COTES umożliwił to pierwsze prowizoryczne rozwiązanie. W 1986 r. do BTS włączono 51 stacji ( B o u c h e r 1987).

3.7. Projekt organizacji Nowej Służby Międzynarodowej Ruchu Obrotowego Ziemi

Jednym z zadań Projektu MERIT-COTES było przygotowanie założeń projektu orga­ nizacji Nowej Służby Międzynarodowej Ruchu Obrotowego Ziemi - IERS (International Earth Rotation Service) na zasadach doświadczeń uzyskanych w czasie jego realiza­ cji. Założenia takie znalazły się w końcowym raporcie Projektu MERIT-COTES przed­ stawionym na XIX Kongresie MUA w New Delhi w 1985 r. ( W i l k i n s i M u e l ­ l e r 1986).

Struktura organizacyjna nowej służby międzynarodowej ma być podobna do struk­ tury organizacyjnej kampanii obserwacyjnych MERIT-COTES i składać się z Central­ nego Biura Koordynacyjnego, centrów koordynacyjnych poszczególnych technik czy grup studiów oraz centrów analizujących i sieci stacji obserwacyjnych. Zespół Dy- rekcyjny będzie pełnił rolę Komitetu Sterującego Projektu MERIT-COTES. Nowa służ­ ba ma być oparta tylko na obserwacjach laserowych i radiointerferometrycznych. Za­ daniem Nowej Służby Ruchu obrotowego Ziemi stanie się monitorowanie parametrów ru­ chu obrotowego Ziemi oraz wyznaczanie orientacji Ziemi w przestrzeni, tj. parame­ trów precesji i nutacji astronomicznej.

Rezolucja MUA-B2 przyjęta przez XIX Kongres MUA w New Delhi zawiera postano­ wienie powołania tej Nowej Służby Ruchu Obrotowego Ziemi. Postanowienie to przyta­ czamy w całości opuszczając pierwszą część rezolucji, zawierającą akceptację osiągnięć Projektu MERIT-COTES i podziękowania uczestnikom, którzy go realizowa­ li.

Międzynarodowa Unia Astronomiczna postanawia:

"1. powołać w konsultacji z MUGG nową Międzynarodową Służbę Ruchu Obrotowego Ziemi w ramach Federacji Astronomicznych i Geofizycznych Służb (FAGS) celem

moni-torowania ruchu obrotowego Ziemi i realizowania konwencjonalnego fundamentalnego układu współrzędnych; nowa służba zastąpi zarówno BIH jak i IPMS od 1 stycznia 1988 r.

2. przedłużyć obserwacje, analizy, porównania i dyskusje rezultatów Programu MERIT-COTES aż do czasu, gdy nowa służba rozpocznie działalność,

3. zaleca zachowanie sieci stacji optycznej astrometrii dla celów szybkiego wyznaczania czasu UT1 tak długo, jak to będzie użyteczne,

4. ustanowić prowizoryczny Zespół Dyrekcyjny celem przyjmowania rekomendacji dotyczących podstawy, struktury i składu nowej służby, a także działania w formie Komitetu Sterującego dla przedłożonych programów MERIT-COTES,

MUA zaprasza Narodowe Komitety Astronomii, Geodezji i Geofizyki do przesyła­ nia propozycji uczestnictwa w nowej służbie narodowych organizacji i obserwato­ riów oraz usilnie zaleca uczestnikom Projektu MERIT kontynuować precyzyjne wyz­ naczenia parametrów ruchu obrotowego Ziemi i układów współrzędnych i przesyłanie tych danych do BIH aż do czasu utworzenia nowej służby.

LITERATURA

B I H , 1983-1986, Project MERIT Circular No. 1-25, Paris, France. B I H , 1986, Project MERIT Circular No. 25.

B o u c h e r C., A l t a m a n i Z., 1985, w: M u e l l e r I. I. (wyd.), 1985a, str. 551-564.

B o u c h e r C., A l t a m a n i Z., 1987, w: W i l k i n s G. A., B a b ­ c o c k A. (wyd.), 1987 (w druku).

C a 1 a m e 0. (wyd), 1982, Proc. of the IAU Colloquium No. 63 on High preci­ sion Earth rotation and Earth-Moon Dynamics, lunar distances and related observations, Reidel Publ. Company.

C a r t e r W.E., R o b e r t s o n D. S., F a l l a n F. W., 1987, w: W i l k i n s G. A., B a b c o c k A. (wyd.), 1987 (w druku).

D e h a n t V., 1987, w: W i l k i n s G. A., B a b c o c k A. (wyd.), 1987 (w druku). D u t t o n C. E., F a l l o n W., 1985 w: M u e l l e r I. I. (wyd.), 1985a, str. 450-468. E u b a n k s T. M., S t e p p e 3. D., S a v e s 0. 3., 1985, w: M u e l ­ l e r I. I. (wyd.), 1985a, str. 326-339. E u b a n k s T., S t e p p e 3., D i c k e y 3., 1987, w: W i l k i n s G. A. B a b c o c k A., (wyd.) 1987 (w druku).

F e i s s e l M., 1985a, Merit Campaigns. Report of the Coordinating Centre of the BIH presented at the IAU General Assembly, New Delhi, 19-28 November 1985

246 B. Kołaczek

F e i s s e l M ., 1 98 5b , The a c t i v i t i e s of the BIH in Earth Rotation 1962- 1984. Report presented at the IAU General Assembly, New D e lh i, 19-28 November 198 5. F e i s s e l M ., 1 9 8 6 , Catalogue of resu lts on Earth rotation and reference sy­

stems. I l l PART of the MERIT Final Report, B IH, P a r is , France.

F e i s s e l M. , N i t s c h e l m C h ., 1 9 8 5 , Annuales G eophysicale, 1 9 8 5 , 3 , 2 .

G a p o s c h k i n E . W ., K o ł a c z e k B . , ( w y d .) , 1 9 8 1 , Proc. of the IAU Colloquium No. 56 on Reference Coordinate Systems for Earth Dynamics, Reidel Pu bl. Company. H a r a T. , Y o k o y a m a K . , 1 9 8 5 , w: Mueller I . I . ( w y d .) , 1 9 8 5 a , s tr . H i d e A. , B i r c h N .N . M o r r i s o n L . U . , S h e a D . J . , W h i t e A . A . , 1 9 8 0 , Nature 2 8 8 , s t r . 114-117. H e r r i n g T . A . , G u i n n C . R . , S h a p i r o 1 . 1 . , 1 9 8 5 , JGR, v ol. 9 0 , s t r . 307-325. H e r r i n g T . A . , G w i n n C . R . , B u f f e t B. , S h a p i r o I . , 1 9 8 7 , w: W i l k i n s G . A . , B a b c o c k A . , 1987 (w dr u k u ).

I R I S - In te rn a tio n al Radio Interferom etrie Surveying Earth Rotation B u l le t in , C a m p b e l l 0 . , C a r t e r W. , K a w a j i r i N . , R o n n a n g B . , Y e S h u H u a , 1984- 1987, N ational Geodetic Survey, NOAA, R ockv ille M d ., USA.

K o ł a c z e k B. , K o s e k W ., 1 9 8 5 , w: M u e l l e r I . I . ( w y d .) , 1985a, s t r . 505-523.

K o ł a c z e k B. , K o s e k W ., 1985b , Report on Short p e r io d ic a l o s c i l l a ­ tions of pole coordinates determined by d if fe r e n t techniques in the MERIT Campaign presented at the IAU XIX General Assembly, November 1 9 8 5 , New D e lh i, I n d ia .

M c C a r t h y D . D . , P i l k i n g t o n K . I . , (w y d .) 1 9 7 9 , Proc. of the IAU Symposium No. 82 on Time and E a r t h 's R otation, Reidel Publ. Company.

M e l b o u r n e i ip . 1 9 8 3 , Project MERIT STANDARDS, U .S . Naval Observatory, C ir cu la r No. 167, Washington D .C . USA.

M o r i t z H . , 1 98 1, The G e o d e r i s t s Handbook, B u ll. Geod. Vol. 5 4 , No 3.

M u e l l e r I . I . , 1 9 7 8 , Ap p lication s of Geodesy to Geodynamics, Proc. of 9-the GE0P Researches C o n f ., Report No. 2 8 0 , Dept, of Geodetic Science nad Survey­ in g , Ohio S tate U n iv e r sit y , Columbus, O h io, USA.

M u e l l e r I . I . ( w y d .) , 1 9 8 5 a , Proc. of the In t e rn . Conference on Earth Rota­ tion and T e r re s tr ia l Reference Frame. I I PART of the MERIT Final Report. Dept, of Geodetic Science and Surveying, Ohio State U n iv e r sit y , Columbus, O hio, USA. M u e l l e r 1 . 1 . , W e i Z i q u i r t g , 1985b , w: M u e l l e r 1 . 1 , ( w y d .) ,

P a q u e t P. , D j u r o v i c 0 . , T e c h y C. , 1 9 8 5 , w: M u e l 1 e r I . I , ( w y d .) , 1 9 8 5 a , s t r . 656- 667.

R o b e r t s o n D . S . , C a r t e r W . E ., 1 98 5a , w: M u e l l e r I .I . (w yd.), 1 9 8 5 a , s t r . 296-306.

R o b e r t s o n D . S . , C a r t e r W . E ., T a p l e y B . D . , S c h u t z B . E . , E a n s R . J . , 1985b , Polar measurements, Subdecimeter Accuracy v e r i fi e d by intercom parison, NOAA -NGS, R o c k v ille , Md. USA.

R o b e r t s o n D . S . , 1 9 8 7 , w: W i l k i n s G . A . , B a b c o c k A. ( w y d .) , 1987 (w dr u k u ). R o s e n R. , S a l s t e i n D. , N e h r k o r n T. , D i c k e y J . , E u- b a n k s T. , S t e p p e J . , M c C a 1 1 a M . , M i l l e r M . , 1 9 8 7 , v i: W i l k i n s G . A . , B a b c o c k A . , (w y d .) 1987 (w d r u k u ). S c h u h H . , 1 9 8 7 , w: W i l k i n s G . A . , B a b c o c k A . , ( w y d . ) , 1987 (w d r u k u ). S t e p p e 3 . A . , E u b a n k s T .M . , S p i e t h M .A ., 1 9 8 5 , w: M u e l ­ l e r I . I . ( w y d .) , 1 9 8 5 a , s t r . 622-637. T a p l e y B . D . , E a n s R . J . , S c h u t z B . E . , 1 9 8 5 , w: M u e l l e r I . I . ( w y d .) , 1 9 8 5 , s t r . 111-125.

W a h r 1 9 8 1 , Geoph. J . Ray. Astr. S o c ., 6 4 , 705-727.

W h y s a l l K i m D . B . , H i d e R. , B e l l M .J . 1 9 8 5 , w: M u e l l e r I . I . , (w y d ., 1 98 5a , s t r . 417- 433.

W i l k i n s G .A ., (wyd)> 1 9 8 0 , A review of the techniques to be used during Project MERIT to monitor the rotation of the Earth, Royal Greenwich Observatory, Herst- monceux, UK and In s t it u t fur Angewandte G eodasie, F ra n k furt, GFR.

W i l k i n s G . A . , 1980- 1985, Project MERIT L e t te r s , No. 1-8, Royal Greenwich Observatory, Herstmonceux UK.

W i l k i n s G . A . , F e i s s e l M ., 1 9 8 2 , Project MERIT. Report on short campaign and Grasse Workshop with observations and r es u lts on Earth rotation during 1980 August-October, Royal Greenwich Observatory, Herstmonceux, UK. W i l k i n s G .A . ( w y d .) , 1 9 8 4 , Project MERIT. Report on the Second MERIT

Workshop and on other a c t i v i t i e s in 1 9 8 3 , Royal Greenwich Obserwatory, H erst­ monceux, UK.

W i l k i n s G .A . M u e l l e r I . I . , 1 9 8 6 a , On the rotation of the t e r r e s t ­ r ia l reference system . Jo int Summary Report of the IA U /IA G Working Groups MERIT and COTES. B u ll. G e o d ., Vol 6 0 . No 1.

W i l k i n s G . A . , ( w y d .) , 1 9 8 6 , Proc. of the Third MERIT Workshop and the jo in t MERIT-C0TES Working Group meetings held on 1985 July 29-30 and August 3 in Columbus, Ohio, USA. PART I of the MERIT f i n a l Report.

248 B. Kołaczek

W i l k i n s G . A . , B a b c o c k A. ( w y d .) , 1 9 8 7 , Proc. of the IAU Symposium No. 1 2 8 . on the Earth Rotation and Reference Frame for Geodesy and Geodynamics, Coo lfon t, V ir g in ia USA, Reidel Pu bl. Company (w dr u k u ).

Y o d e r C. , I v i n s E . , 1 9 8 7 , w: W i l k i n s G . A . , B a b c o c k A. ( w y d .) , 1987 (w d r uk u). Z h a o M i n g , G u Z h e n m i a n , 1 9 8 5 , w: M u e l l e r I . I . ( w y d .) , 198 5a , s t r . 648-656.

/

/

Tom XXXIV (1986). Zeszyt 4

BADANIA RUCHU KOMETY HALLEYA Część II

K R Z Y S Z T D - F Z I O Ł K O W S K I Centrum Badań Kosmicznych PAN (Warszawa)

HCCJIEJIOBAHHH ABlBKEHHfl KOMETU TAJIJIEfl

MacTb II K. 3 H O J I K O B C K H C o ^ e p x a H H e & O f i a o p p a f i o i K a c a io in H x c H o n p e ^ e J i e H H a o p f i a x t j h H C C J ie A O B a H H a a b h s c s h h h K O M e T U r a j n t e n b n p o n u i o M H3J i o * e H b a x o f i ,m a c T H . P a c c M o x p e H a n e p B b i e n o - n U T K H e o e ^ H H e H H H H e C K O JIb K H X

nOHBJteHHft

O flH O tł C H C T e M O ft O J ie M e H T C B O p f i H -

t h, a xaicace n p o6u

H3yqeHHH npeaaieft opÓHTU nyibgM qac^eHHoro

HHierpH-

poBaHHH ypaBHeHHB

A B H x e H H H

KOMexu.

0 6c y * f l a e i C H c p a B H e H H S p e3y j i b x a x o B

nojiyqeBUbix pa3 hljmh

asxopaMH.

INVESTIGATIONS OF THE MOTION OF HALLEY'S COMET Part II

S u m m a r y

The review of works devoted to the determination of orbit and the investiga­ tion of the long-term motion of Hailey's comet is presented in this part. The first efforts to link some apparitions of the comet by one system of orbital elements as well as the attempts to recognize the past orbit by means of numeri­ cal integrations of the equations of the comet's motion are surveyed. The com­ parison of results obtained by different authors is discussed.

250 K. Ziołkowski

Pojawienie się w połowie XX w. nowych możliwości rachunkowych, które niósł rozwój elektronicznej techniki obliczeniowej, zachęciło badaczy orbit kometarnych do ponownego zajęcia się jednym z najciekawszych obiektów, jakim niewątpliwie jest kometa Halleya. Właściwe wykorzystanie szans stwarzanych przez maszyny ma­ tematyczne wymagało jednak oparcia obliczeń na solidnej bazie obserwacyjnej.

Trud wyznaczenia elementów orbity komety Halleya na podstawie wszystkich jej obserwacji wykonanych w latach 1909-1911 pierwsi podjęli astronomowie argentyńscy. Zapowiedź rozpoczęcia tej pracy przez J. B o b o n e ' a ukazała się już w 1938 r. w Cyrkularzu Międzynarodowej Unii Astronomicznej nr 715, ale jej wyniki opubliko­ wał dopiero wiele lat później Z a d u n a i s k y (1966). Według jego informa­ cji B o b o n e zebrał ok. 2800 obserwacji komety Halleya przy czym prawie 2000 z nich poprawił, redukując położenia gwiazd odniesienia na system katalogu Bossa i ruchy własne. Po odniesieniu wszystkich pozycji do epoki równonocy 1910.0 i uwzględnieniu wpływu aberracji i paralaksy utworzył z nich 33 miejsca normalne, a następnie przystąpił do wyznaczania na ich podstawie orbity. Ale nagła śmierć w 1959 r. nie pozwoliła mu dokończyć dzieła. B o b o n e pozostawał jednak w korespondencyjnym kontakcie1 zM. K a m i e ń s k i m , któremu przesłał prowizo­ ryczne elementy orbity poprawione na podstawie pierwszych 11 miejsc normalnych, reprezentujących 1146 obserwacji z okresu od 24 sierpnia 1909 r. do 5 marca 1910 r. Te pośrednie wyniki obliczeń B o b o n e'a umożliwiły S i t a r s k i e - m u (1964) przecałkowanie równań ruchu komety Halleya z uwzględnieniem pertur­ bacji od wszystkich planet dla znalezienia momentu jej przejścia przez peryhelium w 1986 r. Wprawdzie rezultat tej pierwszej próby ścisłego obliczenia momentu naj­ większego zbliżenia komety do Słońca podczas jej kolejnego powrotu nie potwier­ dził przewidywania K a m i e ń s k i e g o , o którym była mowa w poprzedniej części tego artykułu ( Z i o ł k o w s k i 1986), ale - jak się później okazało - był bliski prawdy. Świadczy to o tym, jak dobre elementy orbity uzyskał B o- b o n e i jak wartościowe wyniki badań ruchu komety Halleya przekazał swym na­ stępcom, chociaż nie opublikował na ten temat żadnej pracy.

Spuścizną po B o b o n e zajął się Z a d u n a i s k y (1966). Do wyzna­ czenia orbity komety Halleya wykorzystał ostatecznie 2862 obserwacje wykonane w 63 różnych obserwatoriach w okresie od sierpnia 1909 r. do maja 1911 r. Nie udało mu się jednak w zadowalający sposób przedstawić tych wszystkich obserwacji jednym systemem elementów orbity. Zdecydował się więc na obliczenie dwóch orbit: jednej, wyznaczonej z 12 miejsc normalnych obejmujących 1217 obserwacji wykonanych od sierpnia 1909 r. do marca 1910 r. i pokrywających 185-dniowy łuk toru komety, i drugiej, obliczonej na podstawie 21 miejsc normalnych utworzonych z 1645 obser­ wacji wykonanych od kwietnia 1910 r. do maja 1911 r. i obejmujących 410-dniowy wycinek trajektorii. Obie te orbity różnią się nieco między sobą, np. w momencie

przejścia przez peryhelium odpowiednia różnica wynosi 0.001 dnia, a w średnim ru­ chu dziennym 0V03. Z a d u n a i s k y doszedł do wniosku, że przyczyną tych rozbieżności są jakieś nieznane, dodatkowe siły działające na kometę w pobliżu peryhelium, ale nie zajął się już ich wyznaczeniem i interpretacją przyrodniczą.

Myśl Z a d u n a i s k y ' e g o rozwinął natomiast we wnikliwej analizie S e- k a n i n a (1966, 1967). Opierając się na modelu W h i p p 1 e'a (1950) lo­ dowego jądra komety przyjął, że proces wyrzutu materii z jądra odbywa się nie tyl­ ko w sposób ciągły, ale także na drodze pojedynczych gwałtownych wybuchów, które mogą przejawiać się m.in. w nagłych zmianach orbity. Na podstawie wynikających z obliczeń Z a d u n a i s k y ' e g o różnic elementów orbity stwierdził, że taki hipotetyczny wybuch musiał nastąpić ok. 15 maja 1910 r., nadając jądru komety im­ puls 0.8 m/s w kierunku odchylonym od płaszczyzny orbity o 70°. Za słusznością te­ go wniosku wydawały się przemawiać również wyraźne zmiany różnych cech fizycznych komety, które były obserwowane w tym samym mniej więcej czasie ok. 25 dni po przejściu przez peryhelium.

Inną próbę wyjaśnienia osobliwości znalezionej przez Z a d u n a i s k y ' e g o za­ proponowali S e k a n i n a i V a n y s e k (1967). Stwierdzili mianowicie, że może być ona wynikiem niepokrywania się obserwowanego centrum jasności z rze­ czywistym jądrem komety stanowiącym jej centrum grawitacyjne. Według ich opinii najjaśniejsza część słowy komety może być fragmentem obłoku pyłowego o wyraźnie zwiększonej gęstości, składającego się z drobin o rozmiarach rzędu 10 ^ cm i poruszającego się względem jądra z prędkością rzędu kilku metrów na sekundę.

Kres tym spekulacjom położyła praca B r a d y ' e g o i C a r p e n t e r (1967). Zdołali oni bowiem powiązać jednym systemem elementów orbity wszystkie obserwacje komety Halleya wykonane podczas jej dwóch pojawień się w latach 1910 i 1835. Podstawą ich obliczeń był bogaty materiał obserwacyjny. Zebrali mianowicie 3085 obserwacji wykonanych w 60 obserwatoriach od 24 sierpnia 1909 r. do 23 maja 1911 r. oraz 1517 obserwacji wykonanych w 27 obserwatoriach od 20 sierpnia 1835 r. do 17 maja 1836 r. Metodą najmniejszych kwadratów poprawili następnie elementy orbity niezależnie dla obu pojawień, wykorzystując jednak do tego celu po 1000 obserwacji wyselekcjonowanych z każdego z nich (autorzy nie podają jednak wg ja­ kich kryteriów). Średni błąd pojedynczej obserwacji pojawienia 1910 r. wyniósł ok. 3", a pojawienia 1835 r. ok. 20". Z kolei drogą numerycznego całkowania rów­ nań ruchu komety z uwzględnieniem perturbacji od wszystkich planet, znaleźli w kilku iteracjach takie wartości początkowe elementów orbity oskulacyjnej w wybra­ nej epoce 1911 r., które w zadowalający sposób przedstawiają obserwacje obu po­ jawień. Całkowanie prowadzili metodą Cowella zmieniając krok od 2.5 do 0.3125 dnia. Współrzędne planet zaczerpnęli z odpowiednich tomów „Astronomical Papers for the American Ephemeris" (Vol. VI Part 2, Vol XII, Vol. XIV i Vol. XV Part 3).

252 K. Ziołkowski

Z wyznaczonych w ten sposób elementów orbity, wiążących po raz pierwszy dwa po­ jawienia się komety Halleya, B r a d y i C a r p e n t e r przecałkowali po­ nadto równania jej ruchu w przód stwierdzając, że najbliższe przejście przez pe- ryhelium nastąpi 5 lutego 1986 r. W odrębnej pracy B r a d y (1967) pokazał, że nowe elementy orbity dobrze przedstawiają wszystkie miejsca normalne wykorzy­ stane przez Z a d u n a i s k y ' e g o . Bezzasadny tym samym jest podział prze­ działu obserwacyjnego w 1910 r. na dwie części i nieuzasadnione wydają się wnio­ ski na nim oparte. Wprawdzie B r a d y nie wyklucza realności sugerowanego przez S e k a n i n ę wybuchu w jądrze komety w maju 1910 r., ale uważa, że jego wy­ krycie na podstawie dotychczasowej analizy materiału obserwacyjnego nie jest mo­ żliwe.

Kilka lat później B r a d y i C a r p e n t e r (1971), również stosu­ jąc metodę prób i błędów, powiązali jednym systemem elementów orbity aż cztery pojawienia się komety Halleya. Posiadany materiał obserwacyjny z lat 1909-1911 i 1035-1836 uzupełnili 243 obserwacjami wykonanymi w 8 obserwatoriach od 22 stycz­ nia do 3 czerwca 1759 r. i 13 obserwacjami wykonanymi w jednym obserwatorium (Greenwich) od 19 sierpnia do 9 września 1682 r. Średni błąd pojedynczej obserwa­ cji w tych pojawieniach ocenili na ok. 1'. Zmodyfikowali t.akże procedury oblicze­ niowe całkując numerycznie oprócz równań ruchu komety także równania ruchu planet

perturbujących, dla których dane początkowe wzięli z pracy L i e s k e ' g o (1967) i przyjęli aktualniejsze wartości mas. Mimo tych zabiegów elementy orbity wiążą­ ce pojawienia z lat 1910 i 1835 dawały rozbieżność ok. 4 dni w momencie przejścia przez peryhelium w 1759 r. między wartościami wynikającymi z obserwacji i z precy- zyjnego całkowania równań ruchu. Wydawało się to potwierdzać spostrzeżenie M i- c h i e l s e n a (1968), że czysto grawitacyjne prognozowanie momentów przejść przez peryhelium komety Halleya wymaga wprowadzenia na każdym obiegu poprawki +4.4 dnia, czyli że w jej ruchu występuje wiekowe opóźnienie niegrawitacyjne. B r a d y i C a r p e n t e r uwzględnili ten fakt przez wprowadzenie do rów­ nań ruchu komety parametru £, formalnie charakteryzującego utratę masy komety:

gdzie r oznacza wektor położenia komety w heliocentrycznym układzie współrzędnych prostokątnych, t - czas, k - stałą Gaussa oraz S2 funkcję perturbacyjną. Znalezio-= 1911 październik 16.5 ET oczywiście nie upoważnia do jakiejkolwiek fizycznej interpretacji sił niegrawitacyjnych w ruchu komety Halleya, a jedynie umożliwiła powiązanie jednym systemem elementów orbity jej czterech pojawień się.

(1)

Pozytywny wynik uzyskany dzięki temu prostemu wybiegowi matematycznemu stał

się podstawą obliczenia pierwszej wiarygodnej efemerydy powrotu komety Halleya

do Słońca w 1986 r. B r a d y i C a r p e n t e r znaleźli, że jej przejście

przez peryhelium nastąpi w momencie T = 1986 luty 9.39474 ET oraz przedyskutowali warunki widoczności komety podczas oczekiwanego pojawienia się. Dokonali też pier­

wszego ścisłego całkowania jej równań ruchu wstecz do roku 141, na co pozwoliło

posiadanie dobrych - jak się wydawało - warunków początkowych. Porównanie uzyska­

nych rezultatów z danymi C o w e l l a i C r o m m e l i n a omówionymi i

przytoczonymi w poprzedniej części ( Z i o ł k o w s k i 1986), które można by­

ło poniekąd traktować jako dane obserwacyjne, potwierdziło wcześniejsze przypusz­

czenia o występowaniu jakichś efektów niegrawitacyjnych w ruchu komety Halleya.

Okazało się bowiem, że odchylenia obliczonych w ten sposób momentów przejść przez

peryhelium od odpowiednich wartości znalezionych przez C o w e l l a i C r o m ­

m e l i n a są znacznie mniejsze wtedy, gdy uwzględnia się w równaniach ruchu

parametr e i startuje z elementów orbity wiążących cztery pojawienia. Maksymalna różnica wyniosła bowiem 51 dni (w 141 roku), podczas gdy w przypadku całkowania równań nie zmodyfikowanych wprowadzeniem parametru e i w oparciu o elementy po­ czątkowe wiążące dwa pojawienia się komety była równa 170 dni (w 218 roku).

Warto w tym miejscu wspomnieć, że omówione dotychczas prace B r a d y ' e g o

i C a r p e n t e r , a także S e k a n i n y i Z a d u n a i s k y ' e g o

były już na tych łamach prezentowane przez S i t a r s k . i e g o (1968, 1972).

Niewątpliwy sukces powiązania jednym systemem elementów orbity czterech poja­ wień się komety Halleya, chociaż osiągnięty w niezupełnie ścisły matematycznie spo­

sób, był jednak wyraźnym krokiem naprzód w badaniach jej ruchu. Zachęcił też do

dalszych dociekań i interpretacji uzyskanych dzięki niemu wyników. W szczególno­

ści B r a d y (1972) przeprowadził numeryczny eksperyment usiłując wykazać,

że różnice momentów przejść przez peryhelium obliczonych za pomocą całkowania rów­

nań ruchu i wynikających z obserwacji podczas siedmiu pojawień się komety od

1910 do 1456 r. można w 93% wyjaśnić czysto grawitacyjnym oddziaływaniem hipote­ tycznej planety transplutonowej. Powinna ona mieć masę trzykrotnie większą od ma­ sy Saturna i obiegać Słońce w okresie 464 lat po orbicie kołowej, leżącej w pła­ szczyźnie nachylonej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 120°. Wiarygodność tego

przypuszczenia B r a d y weryfikował ponadto na kometach P/Olbersa i P/Ponsa-

-Brooksa o okresach obiegu wokół Słońca podobnych do okresu komety Halleya. Hipoteza ta spotkała się natychmiast z bardzo ostrym sprzeciwem. Przede wszy­

stkim F o s s , S h a w e-T a y l o r i W h,i t w o r t h (1972) oraz K 1 e-

m o l a i H a r l a n (1972) donieśli o negatywnym wyniku obserwacyjnych po­

szukiwań dziesiątej planety w miejscu na niebie wskazanym przez B r a d y'e g o.

254 K. Ziołkowski

że wpływ takiej planety na ruch Jowisza, Saturna, Urana, Neptuna i Plutona nie mógłby pozostać dotychczas niezauważony. I wreszcie G o l d r e i c h i W a r d (1972) zbadali dynamiczne konsekwencje ewentualnego istnienia hipotetycznej pla­ nety wykazując, że nie można jej działaniem wyjaśnić przebiegu residuów stwier­ dzonego w ruchu komety Halleya, który - jak z kolei pokazał K i a n g (1973) - może znaleźć teoretyczne uzasadnienie na gruncie ograniczonego zagadnienia trzech ciał Słońce-Jowisz-kometa. Podobnie jak parę lat wcześniej B r a d y obalił swy­ mi rachunkami wnioski S e k a n i n y zbyt pochopnie wyciągane z rezultatów ob­ liczeń Z a d u n a i s k y ' e g o , tak teraz sam padł ofiarą przedwczesnej i za słabo uargumentowanej interpretacji faktów, nie będących jeszcze przecież wyni­ kiem ścisłej analizy matematycznej pełnego materiału obserwacyjnego. Ciekawe, że w analogiczną pułapkę przesadnej wiary w realność tworzonego modelu ruchu komety Halleya wpadnie później jeszcze jeden wnikliwy jej badacz, ale o tym będzie już mowa w następnej części niniejszego opracowania.

Przedstawione prace wieńczą jak gdyby wstępny etap komputerowych badań ruchu komety Halleya, charakteryzujący się fascynacją nowymi możliwościami obliczenio­ wymi, ale równocześnie brakiem dostatecznego krytycyzmu i ostrożności. Dalszy po­ stęp w tej dziedzinie rozpoczyna współczesna próba weryfikacji i ściślejszego opracowania materiału obserwacyjnego komety, która jest już przecież śledzona od ponad dwóch tysięcy lat. Jak w połowie zeszłego wieku H i n d , a na początku obecnego stulecia C o w e l l i C r o m m e l i n , których dokonania były omówione w poprzedniej części, tak obecnie K i a n g (1972) poddał głębokiej i szczegółowej analizie różne zapiski dawnych kronikarzy - przede wszystkim chiń­ skich, ale także japońskich, koreańskich i, oczywiście, europejskich - dotyczące prawdopodobnych pojawień się komety Halleya. Wynikiem jego żmudnej, ale jakże owocnej, pracy było wyznaczenie - z największą dokładnością jaką udało się osią­ gnąć - wszystkich momentów jej przejść przez peryhelium poczynając od roku 240 przed Chr. z wyjątkiem powrotu w roku 164 przed Chr., o którym nie znaleziono żadnych informacji. Rezultaty tych dociekań zostały zebrane w tab. 1. (Wszystkie daty w tym artykule podawane są w kalendarzu juliańskim do 1582 r. i w kalendarzu gregoriańskim po 1582 r.). Dodajmy jeszcze,- że wartości pozostałych elementów orbity, niezbędnych do wiarygodnej identyfikacji komety w każdym jej pojawieniu się, K i a n g uzyskał obliczając metodą wariacji elementów perturbacje pocho­ dzące od dziewięciu planet w całym okresie obserwacyjnym, tzn. od roku 1910 do 240 przed Chr. Ważnym wnioskiem tej pracy było ponadto stwierdzenie wydłużania się okresu orbitalnego średnio o 4.1 dnia na obieg, które potwierdzało wcześniej­ sze doniesienia o występowaniu efektów niegrawitacyjnych w ruchu komety.

W krótkim streszczeniu swych dotychczasowych badań w tym zakresie K i a n g (1974) zwrócił także uwagę na ciekawą konsekwencję systematycznego wzrostu