Postępy Astronomii nr 1/1978

0

/

₁₇₉

? ?

P O S T Ę P Y

A S T R O N O M I 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 XXVI — ZESZYT 1

STYCZEŃ — MARZEC 1978

W A R S Z A W A - Ł Ó D Ź 1978

PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE

I

SPIS TREŚCI

tomu XXVI (1978)

t

ZESZYT 1

A R T Y K U Ł Y W. B a r a n , S ta n a k tu a ln y o ra z k ie ru n k i ro z w o ju g e o d e z ji s a t e l i t a r n e j ... 3 E. R y b k a , P ro b le m y s ta n d a rd ó w w sz ero k o p a sm o w ej f o to m e tr ii U B V ... 19 B. P a c z y ń s k i , D y s k i a k r e c y j n e ... 31 A . K r a s i ń s k i , M. P e r k o w s k i , , P ro g ram y k o m p u te ro w e d o s y m b o lic z n y c h p rz e k s z ta łc e ń

a lg eb raiczn y ch . C z ę ść II. Z asto so w an ia i p e r sp e k ty w y ... 33 M. O s t r o w s k i , Z n a c z e n ie n e u tr in w kosm o lo g ii ... 51

Z P R A C O W N I 1 O B S E R W A T O R I Ó W

N au k o w e o śro d k i a s tro n o m ic z n e w k raju ... ... 59

K R O N I K A

D. Z a r e m b a , S p ra w o z d a n ie z W alnego Z e b ra n ia P olskiego T o w a rz y stw a A s tro n o m ic z n e g o , F ro m b o r k , 2 2 w rz e śn ia 1 9 7 7 r ... 61 K. R u d n i c k i , J. S t o d ó ł k i e w i c z , S p ra w o z d a n ie z d z ia ła ln o ś c i Z a rz ą d u G łó w n e g o P o l­

skiego T o w a rz y stw a A s tro n o m ic z n e g o za o k re s o d 17 w rześn ia 1 9 7 5 r. d o 22 w rześn ia 1 9 7 7 r. . . 63

ZESZYT 2

A R T Y K U Ł Y Z. S t r u g a l s k i , P o d sta w y e k s p e ry m e n ta ln e a s tro n o m ii g a m m a ... 7 3 W. T k a c z y k , In te rp r e ta c ja n ie k tó ry c h o b se rw a c ji a s tro n o m ii g a m m a . C z ę ś ć I ... 9 5 W. I w a n o w s k a , C h e m ic z n a i d y n a m ic z n a ew o lu c ja G a la k ty k i ... 117 K. R u d n i c k i , G ro m a d y o b ie k tó w p o z a g a la k ty c z n y c h a ic h g r o m a d z e n i e ... 1 2 9 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

N a u k o w e o śro d k i a s tro n o m ic z n e w k raju ... 143

K R O N I K A

M. D e m i a ń s k i , A. M i c h a l e c , S tru k tu r a W szech św iata w d u żej skali (7 9 S y m p o z ju m M ię d z y n a ro d o w e j U nii A s tro n o m ic z n e j, T a llin , 1 2 - 1 6 w rześriia 1 9 7 7 ) ... 145 A . M i c h a l e c , 1 0. E u ro p e js k a K o n fe re n c ja M ło d y c h R a d io a s tro n o m ó w (Y E R A C ), H av elte

(H o la n d ia ), 7 - 1 1 sie rp n ia 1 9 7 7 r ... 149 J

Z E S Z Y T 3

A R T Y K U Ł Y

W. J a k ś, Wyznaczanie ruchu bieguna z dopplerowskich obserwacji sztucznych satelitów Ziemi . . 157

B. K o ł a c z e k , Zastosowanie laserowych obserwacji Księżyca i sztucznych satelitów Ziemi do wyznaczeń ruchu bieguna i czasu uniwersalnego ... ... 167

J. S m a k , Ultrakrótkookresowe układy podwójne ... 177

A. O p o l s k i , Jasności powierzchniowe i promienie cefeid klasycznych ... 185

W. T k a c z y k , Interpretacja niektórych obserwacji astronomii gamma. Część U ... 195

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W M. H ł o n d, Fotom etr rentgenowski do rakiety geofizycznej W ertykał 5 ... ... 201

[B . K u c h o w i c z ~ | , Nutrina ze Słońca, zanieczyszczenie Galaktyki produktam i nukłeosyntezy w gwiazdach a ery lodowe na Z ie m i...209

W. S z y m a ń s k i , Wskaźnik zmienności plamowej cyklu s ło n e c z n e g o ... .... 219

R E C E N Z J E R.K. S a c h s , H.W u: General Relativity fo r Mathematicians. (M. H e 11 e r ) ... 225

Z E S Z Y T 4 A R T Y K U Ł Y J. S i k o r s k i , Problem głębokości powstawania linii widmowych w atmosferze Słońca ... 233

B. R u d a k, Gwiazdy symbiotyczne ... 245

H. K o r p i k i e w i c z, Spadki meteorytów i kratery meteorytowe ... 257

|B . K u c h o w i c z ! , Ekstremalne stany materii w astrofizyce. Część V. Składniki materii hadrono-wej w gwiazdach neutronowych: leptony i b a r io n y ... ... 265

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W T. C i u r 1 a, B. M u s i e 1 o k, Nowy teleskop Obserwatorium Wrocławskiego ... 285

G. S ę k , Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych ... ... 289

|B . K u c h o w i c z ! , Z. S t r u g a l s k i , Antymateria w laboratoriach i w kosmosie ...293

A. L i s i c k i , Obserwatorium astronomiczne M.N. Wolfa w Gdańsku ... 301

Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju ... 303

C O flE P)K A H H E T E T P A flH 1 C T A T b M B. E a p a h, CobpeMeHHoe cocTOHHHe h HanpaBjieme paaBHiMfl cnyTHHKOBoił reone3HH... 3

E. P u 6 k a, IlpoGneMbi-craHflapTOB b umpoKononocHoft 4>°T0MeTpHH U B V ... 19

E. r i a H H H b C K H , AKpeiUlOHHbie flH CKM ... 31

A. K p a c H H Ł C K H , M. I I s p K O B C K H , CHMBOJDMecKHe ajire6paimecKHe nporpaMMti a n a błi-■mcjiHTejibHbix MaiiiHH. MacTŁ II. IlpHMeHeHHe h nepcneKTHBu... 33

Spis treści 5

H 3 J l A B O P A T O P H f ł M O B C E P B A T O P H H

Hay>mbie acrpoHOMHqecKHe y^pe>KjieHHa b CTpaHe... ₅₉ X P O H M K A

H. 3 a p e m ₆ a,0-rqe'T ₀₆ 06meM Co₆paHHH FIonbCKoro AcrpoHOMHMecKoro 06mecrBa,®poM6opK, 22 ceHTflBpa 1977 r ... 61 K. P y f l H H U K H , E. C f o f l y j i K e B H M , OneT o fle>rreJibHOCTH DiaBHoro ynpaBjjeHH« IlojibCKO-

ro AcrpoHOMHqecKoro 06mecTBa c 17 ceHTKSps 1975 r. no22 cenaSpa 1977 r... 63

CO flEP)K A H H E TETPAflM 2 C T A T b H

3. C r p y r a m c K H , 3KcnepHMeHTanbHbie ochobłi raMMa-acTpoHOMHH... ... 73

B. T k a 1 h k, MHTepnpeTaLWH HeKOTopbix HafijiioneHMtł H3 oSjiacro raMMa-acrpoHOMHH. Macrb 1 . . 95 B. H s a H O B C K a . XHMHiecKaa h nHHaMH>iecKas sbojiiouhh TajraKTOKH... ... 117 K. P y « H H U K H , CKormeHHH BHeranaKTHMecKHX oSieKTOB h hx CKarumBaHMe... 129

H 3 f l A E O P A T O P H f i M O E C E PB A T O PM d

HayMHbie acrpoHOMHMecKMe yqpeweHHfl b CTpaHe... 143 X P O H M K A

M. . f l eMHHbCKH, A. M n x a n e u,CrpyKTypa BceneHHofl b ₆oJibiuoM MacuiTa₆e (79 CHMno₃HyM MejKAyHapoaHOft AcrrpoHOMHMecKoft Yhhh, TajuiHH, 12-16 ceHraSpH 1 9 7 7 )... 145 A. M h x a n e u, 10 EBponefłcKas KOH<J>epeHUHH iohux paflH₀acTp₀H₀M₀B (YERAC), TaBenre

(ronJiaHHHH), 7-11 aBrycra 1977 ... ... 149

CO flE P)K A H H E TETPAJ1M 3 C T A T b M

B. SI k, c b, Onpefle/ieime hbhjkbhhh ncmioca Ha ocnoBe nomuiepoBCKHX Ha6iiK>nei[nii HCKyccnieH-Hbix cnyTHHKOB 3eMJiH... 157 B. K o n a m e k, npHMeHeHHe Ha₆nioncHHft JlyHbi h MCKycctbCHHbix cnyTHHKOB 3eMJiH,

np0H3B0AH-Mbix npn 110M01UH na3epoB, o th onpeneneHHH ^bhxcchhh nonioca h yHHBepcajibHoro bpcmchh . . 167 K). C m a k, yjrrpaKpaTKonepHofflMecKHe UBottHŁie CHcreMbi... 177

A. O n o n b C K H , IloBepxHOCTHbie apKOCTH h pajmycbi KnaccHMecKHX ue(j)eHn... 185 B.

T

k a m H k, MHTepnpeTaima HeKOTopbix

Ha6jiiofleHMft raMMa -

acrpoHOMHH

.

Ma erb

I I

... 195

M 3 J I A E O P A T O P H f t H O B C E P B A T O P H ft

M. X ji o h a, CoJiHeMHbtfl peHTreHOBCKHft (J)OTOMeTp nnx M H iK o ił ofwiacTH H3JiyqeHHfl... ....201 |Ep. K y x o bhm],Coi]HCłHbie HeiłrpHHo 3arp»3HeHHe ranaKTHKH npoflyKTaMH 3Be3HHoro

HyKJieo-CHHTC3Hca h jieflHHKOBbie snoxH Ha 3einne... ....209 B. U l H M a u b C K H , JleTCpMHHaHT H3MeHHeMOCTH n«TeH b Teqerae cojiHe<raero im icna...219

P E U E H 3 M H

CO,0EP)KAHHE TETPAflH 4 C T A T b H

E. C H K o p c K H , r i p o S n e i n a m y 6 H H bi 0 6 p a 3 0 B aH H a c n e K T p a jib H b ix j i h h h H b a T M o a J ) e p e C o j i m i a 2 3 3 B . P y a a k, C w u B H o T H ie c K H e 3B e'3f l b i ... 2 4 5 X . K o p n H K e B H H , I l a f l e u H a M c re o p H T O B h M eT e o p H T H b ie K p a t e p u ... ' . ... 2 5 7

B. K y x o b hw , 3KCTpeManbHwe c o c t o h h h hM a tep ra b ac T p o (J)H 3 H K e . Macrb V . CocraBJiaiomHe

a a p o H i i o ń M aT cpH H b H eftT p o H H b ix 3Be'3flax: n e n T O H b i h 6 a p H 0 H b i...265

H 3 J I A E O P A T O P H B H O E C E P B A T O P M f t T. U K) p n a, B. M y c e n e k , HoBbrtł T e n e c K o n BpounaBCKoił 06cepBaTopHH... ....285

T. C 3 h k , f lp H M o ń peracrpaTop p e 3 y n b T a T 0 B UHcJjpoBbix H 3 M e p e H M ft... ...289

B. K y x o B H M , 3 . C i p y r a j i b C K H , AHTOBeujecTBo b jiaSopaTopHax h b K ocM oce... 293

A. J1 H C H U K H , A crpO H O M H M eC K aH 0 6 c e p B a T O p H H M. H. B o ilb f jia B T n a H b C K e... 301

HayiHbie acTpoHOMHiecKHe yMpe*neHMa b c rp aH e ... 303

CONTENTS NUMBER 1 A R T I C L E S W. B a r a n , Present S tate and Courses o f D evelopm ent o f the Satellite Geodesy ... 3

E. R y b k a , Problem s o f S tandards in Wide-Band U B V P h o t o m e t r y ... 19

B. P a c z y ń s k i , A ccretion Discs ... 31

A. K r a s i ń s k i , M. P e r k o w s k i , Sym bolic Algebraic C om puter Programs. Part II. A pplications and Perspectives ...| ... ... ... 34

M. O s t r o w s k i , Significance o f N eutrinos in Cosmology ... 51

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S S cientific A stronom ical C entres in Poland ... 5 9 C H R O N I C L E D. Z a r e m b a , R ep o rt o n Plenary Meeting o f the Polish A stronom ical Society, F ro m b o rk , Septem ber 2 2 , 1 9 7 7 ... J . ... 61

K. R u d n i c k i , J. S t o d ó ł k i e w i c z , R eport o n the Activity o f th e Executive Council o f th e Polish A stronom ical Society fo r th e Period from Septem ber 17, 1975 to S eptem ber 2 2 , 1 9 7 7 . . 63

NUMBER 2 A R T I C L E S Z. S t r u 'g a 1 s k i, E xperim ental Basis o f G am m a A stronom y ... 7 3 W. T k a c z y k , In terp re ta tio n o f Som e G am m a A stronom y O bservations. Part I ... 95

W. I w a n o w s k a , Chem ical and D ynam ical E volution o f the G alaxy ...117

Spis treści

7

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

Scientific Astronomical Centres in Poland ... 1 4 3

C H R O N I C L E

M. D e m i a ń s k i, A. M i c h a l e c , Large Scale Structure o f the Universe (79 Symposium o f the

International Astronomical Union. Tallin, September 1 2 - 1 6 , 1 9 7 7 ) ... 145

A. M i c h a l e c , 10th Young European Radio-Astromers Conference (YERAC), Havelte, (Holland), August 7 - 1 1 , 1977 ... I ... 149

NUMBER 3

A R T I C L E S W. J a k Ś, Estimation o f the Polar Motion from Doppler Observations of the Artificial Earth’s Satellites ... ... 157

B. K o ł a c z e k , Application of Lunar Laser Ranging and Laser Observations o f Artificial Satellites to Determination of the Polar Motion and o f the Universal Time ... 167

J. S m a k , Ultrashortperiod Binary Systems ... 177

A. O p o ' l s k i , Surface Brightness and Radii of the Classical C e p h e id s ... 185

W. T k a c z y k , Interpretation of Some Gamma Astronomy Observations. Part I I ... 195

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S M. H l o n d , Solar X-ray Photometer ... ...201

B. K u c h o w i c z ] , Neutrions form the Sun, Pollution of the Galaxy by the Products of Stellar Nucleosynthesis and the Terrestrial Ice A g e s ... 209

W. S z y m a ń s k i , Solar Spot Variability Index o f the Solar C y c le ... 219

B O O K R E V I E W S R.K. S a c h s , H. W u: General Relativity fo r Mathematicians. (M. H e l l e r ) . . ... 225

NUMBER 4

A R T I C L E S J. S i k o r s k i , Problem of the Depth o f the Spectral Line Formation in Solar Atmosphere . . . 233

B. R u d a k, Symbiotic Stars ... 245

H. K o r p i k i e w i c z, Meteoritic Falls and C r a t e r s ... 257

IB. K u c h o w i c z |, Extremal States of Matter in Astrophysics. Part V. Components o f Hadronie Matter in Neutron Stars: Leptons and Baryons ... 266

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S T. C i u r 1 a, B. M u s i e l o k , New Telescope of the Wrocław Observatory ... ....285

G. S ę k , Simple Recorder of Digital Measurement Results ...289

1 B. K u c h o w i c z 1, Z. S t r u g a l s k i , A ntim atter in Laboratories and in the U n iv e r s e ...293

A. L i s i c k i , M.N. Wolf’s Astronomical Observatory in G d a ń s k ... ... ....301

IN D E K S Zeszyt Strona

B a r a n W., Stan aktualny oraz kierunki rozwoju geodezji satelitarnej ... 1 3 C i u r 1 a T., M u s i e 1 o k B., Nowy teleskop Obserwatorium Wrocławskiego ... 4 285 D e m i a ń s k i M., M i c h a l e c A., Struktura Wszechświata w dużej skali (79

Sympozjum Międzynarodowej Unii Astronomicznej, Tallin, 1 2 -1 6 września 1977) . . 2 145 H e l l e r M, patrz R.K. Sachs ... 3 225 H ł o n d M., Fotom etr rentgenowski do rakiety geofizycznej W ertykał 5 ... 3 201 1 w a n o w s k a W., Chemiczna i dynamiczna ewolucja Galaktyki ... 2 117 J a k ś W., Wyznaczanie ruchu bieguna z dopplerowskich obserwacji sztucznych satelitów

Ziemi ... 3 157 K o ł a c z e k B., Zastosowanie laserowych obserwacji Księżyca i sztucznych satelitów

Ziemi do wyznaczeń ruchu bieguna i czasu u n iw e rs a ln e g o ... 3 167 K o r p i k i e w i c z H., Spadki meteorytów i kratery meteorytowe ... 4 257 K r a s i ń s k i A., P e r k o w s k i M., Programy komputerowe do symbolicznych

przekształceń algebraicznych. Część II. Zastosowania i perspektywy . . .*... . 1 33 i K u c h o w i c z bT~] , Neutrina ze Słońca, zanieczyszczenie Galaktyki produktam i

nukle-osyntezy w gwiazdach a ery lodowe na Z i e m i ... 3 209 |K u c h o w i c z Bj, Ekstremalne staijy materii w astrofizyce. Część V. Składniki materii

hadronowej w gwiazdach neutronowych: leptony i bariony ... 4 265 I K u c h o w i c z b71 , S t r u g a l s k i Z., Antymateria w laboratoriach i w kosmosie . . 4 293 L i s i c k i A., Obserwatorium astronomiczne M.N. Wolfa w Gdańsku . . ( ... 4 3Q j M i c h a l e c A., D e m i a ń s k i M., Struktura Wszechświata w dużej skali (79 Sym­

pozjum Międzynarodowej Unii Astronomicznej, Tallin, 1 2 -1 6 września 1977) ... 2 145 M i c h a l e c A., 10. Europejska Konferencja Młodych Radioastronomów (YERAC),

Havelte (Holandia), 7 -1 1 sierpnia 1977 r... 2 149 M u s i e l o k B., C i u r l a T., Nowy teleskop Obserwatorium Wrocławskiego ... 4 285 Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju ... j 5 9 Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju ... 2 143 Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju ... 4 3 0 3 O p o l s k i A., Jasności powierzchniowe i promienie cefeid klasycznych ... 3 185 O s t r o w s k i M., Znaczenie neutrin w kosmologii ... 1 5 1 P a c z y ń s k i B., Dyski a k r p c y j n e ... 1 3 1 P e r k o w s k i M. , K r a s i ń s k i A., Programy komputerowe do symbolicznych prze­

kształceń algebraicznych. Część II. Zastosowania i perspektywy ... 1 3 3 R u d a k B., Gwiazdy symbiotyczne ... 4 245 R u d n i c k i K. , S t o d ó ł k i e w i c z J., Sprawozdanie z działalności Zarządu G łów ­

nego Polskiego .Towarzystwa Astronomicznego za okres od 17 września 1975 r. do

22 września 1977 r... ... 1 5 3 R u d n i c k i K., Gromady obiektów pozagalaktycznych a ich g ro m a d z e n ie ... 2 129 R y f c k a E., Problemy standardów w szerokopasmowej fotom etri UBV ... 1 1 9 S a c h s R.K., W u H: General R elativity fo r Mathematicians. (M. H e 11 e r ) ... 3 225 S ę k G., Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych ... 4 289 S i k o r s k i I., Problem głębokości powstawania linii widmowych w atmosferze S ło m a . 4 233 S m a k J., Ultrakrótkookresowe układy podwójne ...3 1 7 7 S t o d ó ł k i e w i c z J., R u d n i c k i K., Sprawozdanie z działalności Zarządu G łów ­

nego Polskiego Towarzystwa Astronomicznego za okres od 17 września 1975 r. do

22 września 1977 r... ... , ... ...1 63 S t r u g a l s k i Z., Podstawy eksperymentalne astronomii g a m m a ...2 73 S t r u g a l s k i Z .,1 K u c h o w i c z B.| Antymateria w laboratoriach i w kosmosie . . . 4 293 S z y m a ń s k i W., Wskaźnik zmienności plamowej cyklu słonecznego ...3 219 T k a c z y k W., Interpretacja niektórych obserwacji astronomii gamma. Część I ...2 95 *T k a c z y k W., Interpretacja niektórych obserwacji astronomii gamma. Część I I ...3 195

W u H., patrz R.K. Sachs ... ... ...3 225 Z a r e m b a D., Sprawozdanie z Walnego Zebrania Polskiego Towarzystwa Astronomicz­

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

PO STĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

T OM XXVI — ZESZYT 1

ST Y C Z E Ń -M A R Z E C 1978

W A R S Z A W A - Ł Ó D Ź 1978

Redaktor naczelny: Jerzy Stodótkiewicz, Warszawa

Członkowie:

Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń

Sekretarz Redakcji: Andrzej Sottan, Warszawa

Adres Redakcji: 00-478 Warszawa, Al. Ujazdowskie 4

Obserwatorium Astronomiczne UW

W Y D A W A N E Z ZASIf.K U P O L SK IE J A K A D E M II NAUK

Printed in Poland

Państwowe W ydawnictwo Naukowe O ddział w Łodzi 1977

W ydanie I. Nakład 674 + 106 cgz. Ark. wyd. 6,00. Ark. druk. 4 6/16. Papier offset, kl. 111,70 g, 70x 100. Oddano do składania w grudniu 1977 r.

Podpisano do druku w kw ietniu 1978 r. Druk nkończono w maju 1978 r. Zani. 76/78. W-18. Cena zł 10,—

Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź, ul. Żwirki 2

A R T Y K U Ł Y

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVI (1978). Zeszyt 1

STAN AKTUALNY ORAZ KIERUNKI ROZWOJU GEODEZJI SATELITARNEJ*

W Ł O D Z I M I E R Z B A R A N Instytut Geodezji i Fotogrametrii ART (Olsztyn)

C O B P E M E H H O E C O C T O f l H M E H H A11PABJ1E H H E P A3B M T H A CnyTHMKOBOfl rEO^E3HM

B. E a p a h C o a e p i a H H e

A b t o p o m npeA C T aB Jieubi reoMeTpHHecKHe h flHuaM HwecKHe Meroflhi cnyTHHKOBOH reoAe- 3HH.

ripH

n O M O U J H r e O M C T p H W e C K M X M e T O f l O B O n p e a e J l H e T C H IipOCTpaHCTBeHHaH CeTb T p w a H - ryjiH U H H , co3flaHH aH n a 6 jir o fla ie ji bHbiMH c t 3 h u h h m h Ha n o B e p x H o c r a 3 c m jih . H o c ra ra e T C H TOMHOCTb n O p H A K a HeCKOJIbKHX M eT pO B. H n n a M M ie C K H e M eT O A bI T.e. aH ajlH 3 OBH>KeHHH c n y T H H K O B , A enaioT B03M0>KHbiM o n p e fle n e H H e H eoflH opoA H oeT H rp aB H T auH O H H o ro it o jih 3e M JiH . CoBpeMeHHbie H a6jiio,aeH H ji jje jia io T b o 3 m o 5 k h łim onpejienenne K03(j)<J)HUHeHT0B b 'u ie H a x n o p a o K a o k . 30 np H pa3Jiox<eHHH rp aB H T auH O H H o ro noT eH U H ajia b p a a c c ^ e p H n e c K H x 4>yHKUHH.

PRESENT STATE AND COURSES OF DEVELOPMENT OF THE SATELLITE GEODESY

A b s t r a c t

Geometrical and dynamical methods o f the satellite geodesy are presented. With geometrical methods one can determine the space triangulation net formed of the observational stations

“Referat wygłoszony na X V III Zjeździe PTA w Olsztynie, 21 września 1977 r. [3]

--- v

---located on the E arth ’s surface. Accuracy is the order of few metres. Dynamical methods or satellite motion analysis make possible to determine the inhomogeneities of the E arth’s gravita­ tional field. Present observations make possible to determine the coefficients of the order of about 30 in the expansion of the gravitational potential into series of spherical functions.

1. WSTĘP

Geodezja satelitarna lub kosmiczna, to dział geodezji, w którym rozwiązywanie jej podsta­ wowych zadań wiąże się z wykorzystaniem pozaziemskich obiektów. Do zadań geodezji sa­ telitarnej należy wyznaczenie zewnętrznego pola grawitacyjnego i kształtu Ziemi oraz badanie ich zmian w czasie i przestrzeni, a także wyznaczenie położenia punktów w układzie odnie­ sienia sztywno związanym z Ziemią.

Pierwsze prace teoretyczne i eksperymentalne z geodezji kosmicznej przeprowadzono na wiele lat przed umieszczeniem na okołoziem skich orbitach sztucznych satelitów Ziemi. Autorami tych prac, obok geodetów, byli astronomowie. Zapoczątkowali oni badania nad wykorzystaniem obserwacji naturalnego satelity Ziemi — Księżyca do określenia figury Ziemi. Od dawna znane b y ły dwie drogi rozwiązania tego zadania: pierwsza, czysto geometryczna, polegająca na pomiarach paralaksy Księżyca i druga — dynamiczna, oparta na wykorzystaniu związku między obserwowanymi perturbacjami w ruchu Księżyca a kształtem Ziemi.

Jak stwierdzają B e r r o t h i H o f m a n n (1960) ideę wyznaczenia w spółrzędnych punktu obserwacyjnego i określenia figury Ziemi na podstawie obserwacji Księżyca należy zawdzięczać J . E u l e r o w i . Już w 1768 r., w rozprawie opublikowanej w „Pracach Mona­ chijskiej Akademii Nauk” rozważał on możliwość wyznaczenia równania elipsy południkowej na podstawie obserwacji Księżyca, dokonywanych z punktów położonych na południku.

Możliwościami geodezyjnego wykorzystania obserwacji Księżyca, obserwacji zaćmień oraz zakryć gwiazd przez Księżyc zajmowali się również: H e 1 m e r t (1884), B a n a c h i e w i c z (1929), L a m b e r t (1928), B o n s d o r f f (1944), L a m b e r t (1949). Trudności w pro­ wadzeniu obserwacji Księżyca spowodowane dużą jasnością i nierównościami brzegów jego tarczy sprawiły, że dokładności pierwszych pomiarów b y ły niewielkie, a ich przydatność geodezyjna znikoma. Pierwsze wyniki o dokładnościach spełniających wymagania prac geo­ dezyjnych uzyskane zostały przez B a n a c h i e w i c z a, K o r d y l e w s k i e g o i A n d r u s z k i e w i c z a w czasie obserwacji całkowitego zaćmienia Słońca w 1927 r.

Zasadnicza poprawa dokładności wyznaczenia pozycji naturalnego satelity Ziemi, a więc i dokładności wyznaczanych za ich pośrednictwem geocentrycznych w spółrzędnych miejsca obserwacji, nastąpiła po wprowadzeniu w 1952 r. przez M a r k o w i t z a obserwacji foto­ graficznych, za pomocą specjalnie skonstruowanej do tego celu kamery. Obserwacje Księżyca zostały włączone w ramy badań Międzynarodowego Roku Geofizycznego. W iatach 1957-1958 były one prowadzone regularnie przez 20 obserwatoriów. Opracowaniem m ateriału obserwacyjnego zajm owało się US Naval Observatory. O kazało się, że błąd średni wyznaczenia pozycji Księżyca z pojedynczej obserwacji (pomiar pary klisz) wyniósł 0,"15. Wielkość ta jest równoważna błędow i wyznaczenia geocentrycznej pozycji obserwatora wynoszącemu 200 m. Uwzględnienie wyników uzyskanych w czasie rocznego cyklu obserwacyjnego pozwala określić położenie punktu na powierzchni Ziemi z błęd em ok. 40 m (M a r k o w i t z 1958).

Geodezja satelitarna 5 Interesujące prace eksperymentalne w zakresie trójwymiarowej geodezji przeprowadzono w 1946 r. w Finlandii. Powtórzono je w 1959 r. Były to badania nad możliwością wykorzystania dla potrzeb geodezji tzw. triangulacji astronomicznej. Podstawy teoretyczne tej m etody stw orzył V a i s a 1 a (1946). W metodzie tej fotografuje się równocześnie, z dwóch odległych punktów , specjalne sygnały świetlne, umieszczone na tle gwiaździstego nieba. Jak wykazały wyniki przeprowadzonych eksperymentów ( V a i s a l a i O t e r m a 1960), zastosowanie triangulacji astronomicznej pozwala na wyznaczenie orientacji linii łączącej punkty odległe o kilkaset kilom etrów z b łęd e m średnim pojedynczej obserwacji równym ok. 2".

2. GEOMETRYCZNE METODY GEODEZJI SATELITARNEJ

Umieszczenie na okołoziem skich orbitach sztucznych satelitów Ziemi stało się istotnym czynnikiem przyspieszającym rozwój geodezji i zwiększającym skalę możliwości rozwiązywania podstawowych jej problemów o charakterze zarówno dynamicznym, jak też czysto geome­ trycznym .

• Istotą m etod geom etrycznych geodezji satelitarnej jest utworzenie trójwymiarowej prze­ strzennej triangulacji. Punktami jej są obserwowane obiekty oraz stacje obserwacyjne na po­ wierzchni Ziemi.

Sieć przestrzennej triangulacji umożliwia wyznaczenie położenia wszystkich stacji we wspólnym, geocentrycznym lub quasi-geocentrycznym, układzie w spółrzędnych. Wyznaczenie w spółrzędnych stacji możliwe jest dzięki uzyskiwanym z pomiarów topocentrycznym kie­ runkom łączącym stacje z satelitą oraz dzięki mierzonym odległościom topocentrycznym do satelity. Do wyznaczania kierunków wykorzystywane są przeważnie obserwacje fotograficzne, polegające na rejestracji położenia obiektu na tle gwiazd, zaś do pomiaru odległości — dal­ mierze laserowe.

Analizując możliwości wykorzystania wyników obserwacji sztucznych satelitów Ziemi do wyznaczania położenia stacji obserwacyjnych, należy brać pod uwagę dwa następujące, ogólne przypadki:

1) w spółrzędne geocentryczne obserwowanego obiektu znane są w każdym momencie czasu; obiekt spełnia wówczas rolę tzw. punktu oporowego,

2) położenie obserwowanego obiektu w przestrzeni nie jest znane; spełnia on wówczas wyłącznie rolę sygnału.

Realizacja pierwszego przypadku wymaga dokładnej znajomości orbity obserwowanego obiektu, co jest już zagadnieniem o charakterze dynamicznym.

W przypadku kiedy orbita sztucznego satelity nie jest znana, stosuje się jednoczesne (synchroniczne) obserwacje obiektu. Pozwalają one na określenie wzajemnego położenia na­ ziemnych punktów sieci triangulacji satelitarnej. Wykonując zatem synchroniczne obserwacje sztucznego satelity na punktach należących do dwóch różnych quasi-geocentrycznych układów geodezyjnych, można uzyskać wzajemne powiązanie obu układów .

Aparat m atem atyczny niezbędny do rozwiązywania zadań geometrycznych geodezji sateli­ tarnej jest prosty. Poza w stępnym opracowaniem wyników obserwacji, gdzie zachodzi potrzeba stosowania m etod astrom etrycznych, bazuje on głównie na geometrii analitycznej. W przypad­ ku znajomości orbity obserwowanego obiektu, geocentryczne położenie stacji P{ (rys. 1) moż­ na np. wyznaczyć z następującego równania:

Si

Rys. 1. Zasada w yznaczania geocentrycznego po ło żen ia stacji. O znaczenia:

Pj

- stacja,

-

satelita,

O

- p oczątek u k ła d u w sp ó łrzęd n y ch

Rys. 2. Zasada w yznaczania w zajemnego po­ łożenia dw óch stacji. Oznaczenia:

Pj

- sta­ cja - stacja

K, S.

- satelita,

O -

początek

u k ła d u w s p ó łrz ęd n y c h

Rów nie prosty zw iązek zachodzi przy w yznaczaniu w zajem nego p o ło ż e n ia dw óch pu n k tó w sieci przy za ło ż e n iu , że z obu tych p u n k tó w z o s ta ły do k o n an e jednoczesne obserw acje pozycji i odległości do sztucznego satelity (rys. 2). Zw iązek ten ma p o sta ć:

1A'

r. — .

1( A i ( 2 )

Przy za ło ż e n iu , że z dw óch stacji d okonane z o s ta ły ty lk o obserw acje fotograficzne satelity (bez pom iaru odległości) istnieje m ożliw ość w yznaczenia kierunku cięciw y łączącej naziem ne stacje obserw acyjne.

Dla przy p ad k u przedstaw ionego na rys. 2 m ożna np. u tw o rzy ć następ u jące rów nanie p ła s z ­ czyzny przechodzącej przez p u n k ty P., P ^ , S

1 A I

(T

K

( ;A. * '7,) =

0

. (3)

D okonując synchronicznych obserw acji innego satelity (lub fo tografując inne p o ło ż e n ie tego samego o b ie k tu ) m ożna uzyskać rów nanie drugiej p łaszczy zn y . W .wyniku rozw iązania u k ła d u rów nań uzyskuje się w ielkości k ąto w e, określające orientację w przestrzeni k raw ędzi przecięcia się p łaszczy zn . Z esp ó ł ta k w yznaczonych linii łączących stacje obserw acyjne tw orzy naziem ną, przestrzenną sieć triangulacyjną.

W ypada p o d k reślić, że m im o dużej p ro sto ty podstaw ow ych zależności g eom etrycznych m iędzy elem entam i sieci triangulacji satelitarnej, opracow anie dużych sieci stanow i z ło ż o n y proces obliczeniow y.

Geodezja satelitarna 7

Inna z geometrycznych metod geodezji satelitarnej oparta jest na jednoczesnych pomiarach odległości do sztucznego satelity, dokonywanych z kilku stacji. W iatach 1 9 6 0 -1 9 7 0 realizo­ wany b y ł system SECOR oparty na tej w łaśnie zasadzie. Zgodnie z założeniam i programu SECOR (Sequential Collation o f Range) określenie w spółrzędnych wyznaczanego punktu następuje drogą wielokrotnych wyznaczeń odległości od czterech stacji naziemnych do satelity. Wśród tych czterech stacji położenie trzech jest znane.

Zasada wyznaczania wzajemnego położenia punktów oparta na synchronicznych obser- wacjach sztucznych satelitów Ziemi staje się zawodna przy znacznym oddaleniu od siebie stacji obserwacyjnych. W takim przypadku zachodzi konieczność wykorzystania wyników obserwacji satelity nie tylko do wyznaczenia w spółrzędnych stacji, lecz także do określenia elementów orbity. Oblicza się je na podstawie wyników obserwacji dokonanych przez stacje o znanym położeniu, a następnie określa się w spółrzędne obiektu na te m om enty, w których b y ł on obserwowany ze stacji wyznaczanej. Mając w spółrzędne obiektu, można określić położenie stacji w tym samym układzie odniesienia. Przedstawiona zasada wyznaczania w spółrzędnych w ystępuje w literaturze pod nazwami m etody: orbitalnej, półdynam icznej, geometryczno- -dynamicznej, krótkich (długich) łuków (T a t e v i a n 1967; B r o w n 1968).

3. NIEKTÓRE WAŻNIEJSZE WYNIKI

UZYSKANE METODAMI GEOMETRYCZNYMI GEODEZJI SATELITARNEJ Pierwsze prace doświadczalne związane z zakładaniem triangulacji satelitarnej na terenie Europy Środkowej i Wschodniej przeprowadzono w 1961 r. w Związku Radzieckim ( P a - ^ n o \ a , F i r a g o , S c e g o l e v 1962). Eksperyment polegał na wyznaczeniu w spółrzędnych

prostokątnych obserwatorium charkowskiego za pomocą synchronicznych obserwacji satelity Echo 1, dokonywanych ze stacji: Pułkow o, Taszkient, Nikołajew i Charków. Uzyskane wartości b łęd ó w średnich w spółrzędnych prostokątnych zawierały się w granicach od 70 m do 86 m. Do stacji radzieckich uczestniczących w tym eksperymencie wkrótce przyłączyły się stacje innych krajów europejskich, a wśród nich stacja Obserwatorium Astronomicznego Uniwersy­ tetu Adama Mickiewicza w Poznaniu.

Wiele cennych prac teoretycznych i kilka oryginalnych projektów prezentowanych przez ZSRR na forum m iędzynarodowym wiąże się z nazwiskiem Ż ą g o ł o w i c z a ,k tó ry jest m.in. autorem jednego z dwóch istniejących projektów globalnej sieci triangulacji satelitarnej ( Ż ą g o ­ ł o w i c z 1965). W trakcie realizacji znajduje się obecnie opracowany przez niego projekt tzw. wektorowego poligonu satelitarnego Arktyka-A ntarktyda o długości 16 900 km (rys. 3).

W Europie Zachodniej największą aktyw ność w prowadzeniu prac z zakresu geodezji sateli­ tarnej wykazuje Francja, która posiada m.in. duże osiągnięcia w dziedzinie konstrukcji aparatury laserowej do pomiaru odległości. Pierwsze eksperymenty w tej dziedzinie zostały przeprowadzone już w 1962 r. W 1968 r. Francja zorganizowała eksperyment mający na celu zbadanie możliwości powiązania stacji europejskich ze stacjami położonym i na kontynencie afrykańskim. W eksperymencie tym , znanym pod nazwą EURAFRYKA, uczestniczyła również stacja poznańska. W innym programie realizowanym w 1968 r. uczestniczyło 13 stacji euro­ pejskich, w tym 2 wyposażone w aparaturę laserową. B łędy położenia wyznaczonych stacji w yniosły 3,5 m (C a z e n a v e i in. 1972).

Dużym przedsięwzięciem realizowanym przez stacje Republiki Federalnej Niemiec, Szwecji, Norwegii, Islandii b y ły prace związane z założeniem zachodnioeuropejskiej sieci triangulacji satelitarnej. Autorem projektu sieci b y ł K n e i s s 1.

Największym z dotychczasowych m iędzynarodow ych programów satelitarnych jest ISAGEX (International Satellite Geodetic Experim ent), zainicjowany w 1969 r. i koordy­ nowany przez Centre National d’Etudes Spatiales. W programie b rało udział 60 stacji z 29 krajów. Oprócz stacji fotograficznych obserwacje prow adziło 15 stacji laserowych. Wstępne opracowanie wyników eksperym entu wskazuje na możliwość wyznaczenia w spółrzędnych prostokątnych stacji z błędam i średnimi równymi 5 m. Dla niektórych fragmentów sieci dokładność ta okazała się jednak niższa niż początkowo zakładano ( M a r s h , D o u g l a s i W a l l s 1975).

Badaniami geodezyjnymi w Stanach Zjednoczonych zajmuje się szereg instytucji cywilnych i wojskowych, takich jak Smithsonian Astrophysical Observatory, NASA, National Geodetic Survey, Defense Mapping Agency i inne. Wielkim przedsięwzięciem National Geodetic Survey b y ło założenie światowej sieci triangulacji satelitarnej, zaprojektowanej przez S c h m i d a (rys. 4). Średni b łąd pojedynczego kierunku tej sieci, wyznaczonego za pomocą synchro­ nicznych obserwacji fotograficznych, w yniósł 0,"24. Wielkość ta pozwala określić położenie stacji z b łęd em średnim 4,1 m (S c h m i d 1972).

Rys. 4. Światowa sieć tringulacji satelitarnej ( M u e l l e r i in. 1973) G eo de zja sa tel ita rn a

Poważnym zadaniem realizowanym przez Ohio State University, na zlecenie NASA, są prace naci stworzeniem globalnej sieci triangulacyjnej ( M u e l l e r i in. 1973). Celem pracy jest wyznaczenie w spółrzędnych prostokątnych wszystkich stacji (w liczbie 138), biorących udział we wcześniej realizowanych programach geodezyjnych.

4. METODY DYNAMICZNE GEODEZJI SATELITARNEJ

Istota metod dynamicznych geodezji satelitarnej opiera się na badaniu współczynników rozwinięcia potencjału grawitacyjnego Ziemi w szereg funkcji sferycznych. Współczynniki te wyznaczane są w oparciu o uzyskiwane z obserwacji zmiany elementów orbit. Zależności między zmianami elementów orbity i wielkością potencjału zakłócającego R wyrażają znane równania różniczkowe Lagrange’a:

dii

bR

'

0

cosec

/

0

0

>

0

dr

dii

yJjM

\Ja(

1 - e 2

)

U

di

dR cosec

1

0

ctg

i

0

0

0

di

3

i

y/fM J u (\ - e 2 )

sJfM s/a(\ - e 2)

du>

dR

0

ctg

i

0

o

0

dt

t)w

JjM

\Ja(

1

- e2

)

da

dl

dR

ba

0

0

0

0

0

2

\Ja~

y fW

dc

dR

0

n

₀

₀

_-

I - c 2

dl

de

s/fM \/a~e

\fjM \Ja e

dMo

dR

0

0

0

s U

1 - e 2

0

dt

m a

_{\[jM \fa e}

V(4

Jak wiadomo, największe zakłócenia orbity keplerowskiej spowodowane są niejedno­ rodnością pola grawitacyjnego Ziemi. Potencjał zakłócający, spowodowany niejednorodnością pola, wyraża się następującym wzorem:

R = V - f M JM

G eo d ezja saTeliTarna

11

gdzie:

J w sp ó łczy n n ik i h arm onik zonalnych,

C'nk- Sn/. - w sp ó łc zy n n ik i harm o n ik se ktorow ych i tesseralnych.

P oczątkow o cele geodezji satelitarnej b y ły skrom ne. W szystkie w zasadzie w y siłki k o n c e n ­ tro w a ły się na w yznaczeniu spłaszczenia Ziem i, którego w arto ść , rów ną 1 /2 9 8 ,3 , określono po u p ły w ie zaledw ie kilku m iesięcy od um ieszczenia na około ziem sk iej orbicie pierw szego sztucz­ nego satelity Ziemi. W krótce w yznaczono tę w arto ść z w iększą d o k ła d n o ścią, a n astęp n ie przy stąp io n o do określania w sp ó łc zy n n ik ó w w yższych stopni rozw inięcia g eo p o ten c jału .

Duże zasługi w opracow anie m e to d y k i w yznaczania p arz y sty ch w sp ó łc zy n n ik ó w harm onik zonalnych w nieśli m .in.K o z a i , K i n g — H e l e,C o o k.W o sta tn ic h latach pro b lem aty k a ta b y ła p rzed m io tem badań C a z e n a v e i W a g n e r a , z a jm o w a ło się nią rów nież szereg innych auto ró w . Cechą ch arak tery sty czn ą są duże rozbieżności w yników m ię d zy poszcze­ gólnym i w yznaczeniam i. R ozbieżności te przekraczają w artości, jakie w ynikają z wielkości b łę d ó w w sp ó łczy n n ik ó w . Jedną z przyczyn ta k ich rozbieżności m oże b y ć w p ły w zaniedby­ w anych h arm onik w yższych rzędów . Ważną rolę odgryw ają w ty m przy p ad k u rów nież b łę d y w yznaczenia elem entów o rb it. N ajw iększy w p ły w b łę d y te w yw ierają na określenie J 2 . Pom im o w ym ienionych ograniczeń w arto ść w sp ó łc zy n n ik a J 2 znana je st obecnie z b łę d e m w zględnym 0,01% , podczas gdy m etodam i klasycznym i b y ła określana z b łę d e m 0,1%.

H arm oniki nieparzyste pow odują, ja k w iadom o, dług o o k reso w e zm iany elem entów e, i,SI oraz co. W p rak ty ce je d n a k do w yznaczenia w sp ó łc zy n n ik ó w ty c h h arm o n ik w y korzystuje się zazwyczaj zm iany m im ośrodu, k tó re m ogą b y ć określane n ajd o k ład n iej.

W o sta tn ic h latach d o k o n an o szeregu w yznaczeń harm o n ik zonalnych. A u to rzy o sta tn ic h w yznaczeń mogli w y k o rz y sta ć precyzyjne obserw acje dużej liczby (2 0 —27) o b iek tó w oraz u d oskonaloną te o rię ruchu sztucznego satelity Ziemi.

Zestaw parzy sty ch i niep arzy sty ch w sp ó łc zy n n ik ó w h arm o n ik zonalnych p o d an o w tab . 1. Przy w yznaczaniu w sp ó łc zy n n ik ó w harm o n ik sektorow ych i tesseralnych w oparciu ‘o analizę p erturbacji o rb it sztu czn y ch satelitów , zachodzi p o trze b a uw zględnienia nie ty lk o zm ian elem entów o rb ity , lecz rów nież w sp ó łrz ę d n y c h stacji obserw acyjnych. W zw iązku z tym p roblem analizy w yników pom iarów je st bardziej skom plikow any niż p rzy w yznaczaniu h arm onik zonalnych. Z uwagi na dużą liczbę określanych p aram etrów zachodzi konieczność dok o n y w an ia wielu z ło ż o n y c h obliczeń.

Pierwsze p ró b y określenia harm o n ik tesseralnych z o s ta ły p o d ję te w 1961 r. przez K a u 1 ę i I z s a k a. N ajdokładniejsze w artości w sp ó łc zy n n ik ó w harm o n ik tesseralnych o trzy m an o w okresie o sta tn ic h k ilk u lat, kiedy to p o w sta w a ły m odele pola graw itacyjnego Ziemi: Sm ithsonian S tandard E arth ( S S E I - V ) , G oddard E arth M odel (GEM 1 - 8 ) , GRIM 2. Z w łaszcza o sta tn io w yznaczone m odele w yróżniają się d łu g im i szeregami w sp ó łczy n n ik ó w . GRIM 2 zaw iera np. w sp ó łc zy n n ik i harm o n ik zo n aln y ch do 23 stopnia w łąc zn ie oraz w szystkie harm oniki tesseralne do 30 stopnia i rzę d u w łączn ie. Wraz z w artościam i 94 9 harm o n ik , rep rezen tu jący ch g e o p o ten c jał, określone z o s ta ły rów nież w sp ó łrz ę d n e 38 stacji obserw a­ cyjnych (B a 1 m i n o, R e i g b e r i M o y n o t 1976).

Przy w yznaczaniu m odeli GEM 2 i GEM 4 —8, SSE I1-V oraz GRIM 2, op ró cz obserw acji satelitarnych stosow ane b y ły naziem ne dane graw im etryczne, obejm ujące swym zasięgiem ok. 70% pow ierzchni Ziem i. N iektóre w yniki w yznaczeń w sp ó łc zy n n ik ó w h arm o n ik sek to ro w y ch i tesseralnych p rzy to c zo n o w tab. 2.

Wielkości w sp ó łc zy n n ik ó w d ynam icznych fM, Cnk, S nk pozw alają, ja k w iadom o, je d n o ­ znacznie o kreślić takie param etry ch arakteryzujące figurę Ziem i, ja k dłu g o ści p ó ło si elipsoidy

T a b e l a 1

W aitości w spółczynników harm onik zonalnych J fj • 10^ ( S i m b i r e v 1975, S c h w a r z 1975)

A u t o r z y

n Cazenave

K ozai Wagner Kozai Schwarz i jn. 197.1 1971 1972 1973 1975 2 1082,637- 1082,638 1082,635 1082,637 1082,639 3 -2 ,5 4 3 -2 ,5 4 7 -2 ,5 4 1 - 2 ,5 4 1 - 2 ,5 4 0 4 - 1 ,6 1 9 - 1 ,6 2 3 - 1 ,6 0 0 - 1 ,6 1 8 -1 ,6 1 5 5 - 0 ,2 2 6 -0 ,2 2 2 - 0 ,2 3 0 -0 ,2 2 8 - 0 ,2 3 0 6 0,558 0,567 0 ,530 0,552 0,558 7 -0 ,3 6 5 - 0 ,3 5 0 -0 ,3 6 4 - 0 ,3 5 2 -0 ,3 4 4 8 - 0 ,2 0 9 -0 ,2 2 0 - 0 ,2 0 0 -0 ,2 0 5 - 0 ,2 2 0 9 -0 ,1 1 8 - 0 ,1 5 5 -0 ,0 8 1 -0 ,1 5 4 - 0 ,1 6 2 10 - 0 ,2 3 3 • -0 ,2 1 3 -0 ,2 2 4 -0 ,2 3 7 -0 ,2 4 5 11 - 0 ,2 3 6 0,335 0,137 0,315 0,317 12 - 0 ,1 8 8 -0 ,2 0 8 - 0 ,2 0 8 - 0 ,1 9 2 - 0 ,1 9 3 13 -0 ,2 0 2 ł - 0 ,3 4 0 -0 ,1 0 1 - 0 ,3 3 3 - 0 ,3 3 6 , 14 0,085 0,105 0,166 0,105 0,105 15 - 0 ,0 8 1 0,139 - 0 ,0 7 2 0,105 0,103 16 0,048 0,022 0,003 0,034 0,023 17 -0 ,0 2 7 - 0 ,2 5 2 -0 ,2 0 4 - 0 ,2 2 0 - 0 ,2 2 5 18 -0 ,1 3 7 - 0 ,1 1 8 -0 ,0 8 6 - 0 ,1 0 2 - 0 ,1 0 6 19 - 0 ,1 1 2 0,081 0,047 0,099 0,082 20 -0 ,0 8 7 - 0 ,0 8 7 -0 ,0 8 5 - 0 ,1 1 9 -0 ,1 4 9 21 0,106 - 0 ,0 4 0 0,015 - 0 ,0 8 3 - 0 ,0 6 8

ziem skiej,'spłaszczenie biegunowe oraz spłaszczenie równikowe, parametry charakteryzujące asymetrię półkuli północnej i południow ej, a także odchylenie powierzchni quasi-geoidy od powierzchni elipsoidy.

Przy bardzo dokładnych wyznaczeniach pola grawitacyjnego oraz geoidy zachodzi konieczność uwzględniania zmian orbit sztucznych satelitów spowodowanych odstępstw em Ziemi od pojęcia twardego, równomiernie obracającego się ciała. Aktualne możliwości nie pozwalają jeszcze na dokładne opisanie zmian prędkości obrotu Ziemi, można natom iast z dużą dokładnością oceniać zmiany orientacji osi obrotu. Tor ruchu bieguna względem bieguna średniego posiada promień równy ok. 10 m. W związku z tym , że położenie sztucznego satelity Ziemi jest obecnie określane z b łęd em średnim 1 - 2 m, ruch chandlerowski jest w pełni zauważalny. Badania takie są prowadzone już od 1969 r. Wykorzystywane są do tego celu obserwacje prowadzone przez stacje systemu TRANSIT.

Ciekawy eksperyment został przeprowadzony w 1970 r. przez Goddard Space Flight Center. Eksperyment p‘olegał na pomiarze ruchu bieguna w oparciu o śledzenie ruchu satelity przez dwie, blisko położone stacje, wyposażone w dalmierze laserowe. Stwierdzono, że m etoda ta pozwala na uzyskanie wysokiej dokładności określenia położenia bieguna (dokładniej niż 1 m) oraz wyznaczenie odległości m iędzy stacjami z błęd em średnim 2 5 - 3 0 cm (S m i t h, K o 1 e n- k i e w i c z i D u n n 1972). Metoda pozwala również na ujawnienie zm ia n 'p o la grawita­ cyjnego spowodowanych pływ am i skorupy ziemskiej.

♦

T a b e l a 2

U norm ow ano wartości w s p ó łczy n n ik ów harm o nik sektorowych i , tesseralnych <S i m b i t e v 1975)

Cnk

«>6

Snk •

106

n k

SSE 1 SSE 11 GEM 11 GEM III GEM IV

n *

SSE 1 SSE 11 GEM U GEM 111 GEM IV

2 2 2,38 2,41 2,42 2,43 2,42 2 2 -1,35 -1,36 -1,38 -1,39 -1,39 3 I 1,94 1,97 1,99 2,02 2,02 3 1 0,27 0,26 0,24 0,25 0,25 3 2 0,73 0,89 0,92 0,91 0,92 3 2 -0,54 -0,63 -0,62 -0,62 —0,63 3 3 0,56 0,69 0,69 0,72 0,71 3 3 1,62 1,43 1,46 1,42 1,42 4 1 0,57 0,53 -,0,53 -0,53 -0,53 4 1 -0,47 -0,49 -0,46 -0,44 -0,46 4 2 0,33 0,33 0,34 0,35 0,35 4 2 0,66 0,71 0,68 0,66 0,67 4 3 0,85 0,99 0,98 0,98 0,97 4 3 -0,19 -0,15 -0,21 -0,22 -0,22 4 4 0,05 0,08 0,17 -0,18 -0,18 4 4 0,23 0,34 0,31 0,31 0,32 5 1 0,08 0,05 0,07 -0,07 -0,07 5 J -0,10 -0,10 -0,09 -0,08 -0.08 5 2 0,63 0,66 0,66 0,66 0,66 5 2 -0,23 -0,35 -0,31 -0,32 -0,31 5 3 0,52 0,43 0,47 -0,47 0,46 5 3 0,01 -0,09 -0,18 -0,28 -0,25 5 4 0,26 0,27 0,25 -0,32 -0.31 5 4 0,06 0,08 -0,04 0,03 0,03 5 5 0,16 0,13 0,20 0,15 0,17 5 5 -0,59 -0,60 -0,67 -0,67 -0,68 G eo de zja s a te lit a rn a

5. KIERUNKI ROZWOJU GEODEZJI SATELITARNEJ

W okresie ostatnich kilku lat nastąpiło nie tylko udoskonalenie dotychczas stosowanych w geodezji satelitarnej metod i technik pomiarowych, lecz pojaw iły się też nowe koncepcje, oparte na całkowicie odm iennych założeniach. Do nowych metod badawczych należą: altimetria satelitarna, gradiometria, obserwacje satelita-satelita, interferom etria długich baz. Perspektywy rozwoju geodezji satelitarnej należy również wiązać z rozwojem techniki po­ miarów dopplerowskich oraz z udoskonalaniem laserowych pomiarów odległości do satelity.

Metoda pomiarów dopplerowskich została zastosowana przez G u i e r a i We i f f e n - b a c h a już w 1957 r. do wyznaczenia elementów orbity pierwszego radzieckiego sztucznego satelity Ziemi. Szeroki rozwój zastosowań tej m etody w geodezji datuje się jednak dopiero od 1967 r., kiedy to udostępniony został służbom cywilnym system TRANSIT, znany również pod nazwą US Navy Navigation Satellite System (NNSS). System ten opiera się na 4 -6 sate­ litach, poruszających się po orbitach biegunowych. Dzięki odpowiedniemu rozmieszczeniu orbit istnieje możliwość nawiązywania stosunkowo częstej łączności satelity z dowolnym punktem na powierzchni Ziemi. Do odbioru informacji nadawanych przez satelity (dwie stabilne częstotliwości 162 i 324 MHz, sygnały czasu, elementy orbity) konstruow ane są specjalne przenośne instrum enty, z których największe zastosowanie znalazł GEOCEIVER. Przy obserwacji przejść 1 2 -1 5 satelitów istnieje możliwość wyznaczenia pozycji stacji z błęd em średnim każdej współrzędnej prostokątnej, wynoszącym 3 m. Obserwacja 35—40 przejść pozwala zwiększyć tę dokładność do 1,5 m. Godny podkreślenia jest fakt. że przy wykorzystaniu metody Dopplera każdy punkt naziemny wyznaczany jest niezależnie. Nie występuje tu zatem problem przenoszenia się b łęd ó w , znany w klasycznych sieciach geodezyjnych.

W ślad za systemem TRANSIT opracowana została koncepcja nowego, udoskonalonego systemu nawigacyjnego tzw. Globalnego Systemu Pozycyjnego NAVSTAR. Do jego realizacji przystąpi się w 1979 r. System ten wymaga umieszczenia na kołow ych orbitach o promieniu ok. 20 000 km, 24 sztucznych satelitów. Dzięki odpowiedniemu ich rozmieszczeniu każdy użytkownik systemu, w każdym .m om encie będzie m iał łączność z czterema obiektami. Globalny System Pozycyjny NAVSTAR ma zapewnić b łąd określenia pozycji stacji w trójwymiarowej przestrzeni, wynoszący 1 lub 2 m. Przeprowadzone badania modelowe wskazują na możliwość uzyskania jeszcze wyższej dokładności (R u t s c h e i d t 1977).

W ostatnim okresie nastąpił duży postęp w rozwoju laserowych technik pomiaru odległości. Dalmierze większości spośród 20 czynnych obecnie stacji laserowych pozwalają m ierzyć odległości do sztucznych satelitów Ziemi i do Księżyca z błęd am i rzędu decymetrów. Insta­ lowane obecnie lasery neodymowe typu YAG umożliwiają pomiar odległości do satelitów z błędam i średnimi rzędu centym etrów ( W i l s o n , S e e g e r , N o t t a r p 1976).

Nowa m etoda geodezji kosmicznej - altim etria satelitarna polega na pomiarze wysokości satelity nad powierzchnią morza. Pomiar dokonywany jest za pomocą dalmierza radarowego umieszczonego na sztucznym satelicie. Wysokości mierzone są w trakcie przelotu satelity w równych odstępach czasu. Dzięki zastosowaniu orbity biegunowej możliwe są pomiary o zasięgu globalnym.

Wprowadzenie nowej techniki pomiarów wysokości nad geoidą za pomocą altimetru za­ początkowane zostało w kwietniu 1975 r., po umieszczeniu na orbicie satelity GEOJj-3. Altimetr umieszczony na tym satelicie zdolny b y ł do pomiaru odległości m iędzy satelita i powierzchnią oceanu z b łęd em 60 cm i umożliwiał określenie topografii powierzchni oceanu z b łęd em bezwzględnym równym 2 m ( R u t s c h e i d t 1977).

Geodezja satelitarna 15 W 1978 r. planowane jest umieszczenie na orbicie satelity SEASAT-A, na którym ma być zainstalowany jeszcze dokładniejszy altimetr. Przewiduje się, że pozwoli on zwiększyć zarówno dokładność jak i zagęszczenie pomiarów wysokości nad powierzchniami oceanów. Planowane jest uzyskanie dokładności pomiaru wysokości wynoszącej 10 cm ( R u t - s c h e i d t 1977).

Jednym z głów nych powodów, które sk ło n iły geodetów i geofizyków do zapoczątkowania badań za pomocą altim etrii satelitarnej b y ła chęć wyznaczenia geoidy na obszarze oceanów. Istota metody polega na tym , że w oparciu o dane położenia satelity oraz pomierzoną jego wysokość można uzyskać w spółrzędne punktu podsatelitowego na geoidzie. Wykorzystując równanie geoidy w rozwinięciu w szereg funkcji sferycznych, dla każdego pomiaru altime- trycznego można utw orzyć równanie, w którym niewiadomymi będą w spółczynniki roz­ winięcia geopotencjału C k i S k . Przy odpowiednio dużej liczbie pomiarów zadanie roz­ wiązuje się m etodą najmniejszych kwadratów.

Do wyznaczenia przebiegu geoidy na obszarze lądów opracowana została nowa m etoda zwana gradiometrią satelitarną. Dotąd stosowane m etody wyznaczania wartości w spółczyn­ ników rozwinięcia potencjału pola grawitacyjnego Ziemi w szereg funkcji sferycznych, oparte na analizie perturbacji orbit sztucznych satelitów oraz naziemnych obserwacji grawimetrycz­ nych pozw alały na budowanie modeli do w spółczynników C30 30 5 J0 w łącznie (GRIM 2). Wyznaczanie dalszych w spółczynników , charakteryzujących bardziej subtelną strukturę pola nie-było możliwe. Gradiometria, poza omawianą już altimetrią satelitarną i pomiarami dopple- rowskimi jest tą m etodą, która rokuje nadzieje na wyznaczenie współczynników harm onik sfe­ rycznych do rzędu i stopnia 75 (F o r w a r d 1972). Metoda polega na pomiarze drugich po­ chodnych geopotencjału za pomocą specjalnie skonstruowanych przyrządów — gradiometrów. Mając rozwinięcia tych pochodnych w szereg funkcji sferycznych, można wyznaczyć wartości współczynników C S n/[. Ważną zaletą gradiometrii jest globalny zasięg pomiarów. Przy

zastosowaniu orbity biegunowej można uzyskać w ciągu kilku dni dane dotyczące całej Ziemi. Nową oryginalną m etodą badawczą są pomiary odległości i względnej prędkości m iędzy dwoma, satelitami. Oczekuje się, że nowa m etoda umożliwi wyznaczenie w spółczynników harm onik tesseralnych stopnia i rzędu 90 (S c h w a r z 1972).

Technika pomiarowa zwana interferom etrią długich baz została zapoczątkowana w 1967 r. w radioastronomii. Wkrótce okazało się, że może ona być zastosowana w geodezji i geofizyce. Pierwszy dokładny pomiar odległości tą m etodą został wykonany przez zespół Massachusets Institute o f Technology w 1972 r. Wyznaczono wówczas długość bazy z b łęd em ok. 1 m. W innej serii dziewięciu eksperymentów przeprowadzonych przez ten sam zespół wyznaczona została długość bazy między Goldstone i Haystack (ok. 390 km) z b łęd em 20 cm (M o - r a n 1974).

Interferom etria długich baz może również znaleźć zastosowanie przy wyznaczaniu zmian UT-1. Potwierdziły to badania przeprowadzone przez zespół Massachusets Institute of Techno­ logy i Goddard Space Flight Center.

Zakłada się, że jeszcze przed rokiem 1980 za pomocą nowej techniki obserwacyjnej można będzie określać długości baz z b łę d e m ok. 10 cm. Z tym samym b łęd em można będzie również wyznaczać położenie bieguna (M o r a n 1974).

Dobrą ilustracją aktualnych możliwości geodezji satelitarnej i perspektyw jej rozwoju są dane przedstawione w tab. 3.

Tak znaczny postęp, jaki przewiduje się w ocenie parametrów zjawisk geofizycznych, umożliwi badanie nawet bardzo subtelnych zmian pola grawitacyjnego Ziemi.

T a b e l a 3

Dane o niektórych zjawiskach geofizycznych ( K o ł a c z e k i W e i f f a n b a c h 1974) Zjawisko Aktualna znajomość Uwagi Zamierzenia na przyszłość ---- — .7... Uwagi Ruch bieguna 0,5 m Wszystkie

systemy (BIH.IPMS, DPMS); ok. 5 dni 10 cm; Doppler 2 cm; laser sat. 2 cm; laser Księż-5 cm; VLBI ok. 7 dni ok. 1/2 dnia (12—15 stacji) ok. 1 dzień (6 8 stacji) ok. 1 dzień UT 1 1,0 msec ok. 5 dni 0,1 msec; laser Księż.

0,1 msec; VLBI 0,3 msec; PZT ok. 1 dzień (6-8 stacji) ok. .3 godz. (1 stacja) Położenie stacji 1-5 m układ

globalny

2 cm układ

globalny

L I T E R A T U R A

B a I rp i n o , G., R e i g b e r. Ch., M o y n o I, B., 1976, Further Evaluation o f the GRIM 2 Earth Gravity

Field Model, 3rd Intern. Symp. Geodesy and Physics o f the Earth, Weimar, October 1976.

B a n a c h i e w i c z , T., 1929,Com pt. Rend. Comm is. Ceod. Daltique, Helsinki, 161—164. B e r r o t h, A., H o f m a n n , W., 196(1, Kosmische Geodasie, G. Braun, Karlsruhe.

B o ń s d o r f f , I., 1944, Activ. Commis. Geod. Baltique, pendant les annes 1942—1043, Helsinki 5 ,1 2 —16. B r o w n , D. C., 1968, Short Arc Optical Survey o f the GEOS North American Tracking Network.

NASA/GSFC X-550- 68-439, Greenbelt, Maryland.

C a z e n a v e. A., D a r g n i e s. O., H a l m i n o , G., I, e f e b v r e, M., 1972, Use Artif. Satellites Geod., Washington D, C., 43—48.

F o r w a r d , R.,L., 1972, Use Artif. Satellites Geod., Washington D. C., 239—243.

H e 1 m e r t, F. R., 1884, Die mnthematischen und physikalischen Theorien der hóheren Geodasie , Teil U, Leipzig, 451 —459.

K o ł a c z e k , B., W e i f f e n b a c h , G., 1974, Summ. o f Proc. I AU Colloqium No 26 On Reference

Coordinate Systems for Earth Dynamics, Toruń, 28.

L a m b e r t, W. D„ 1928, Astron. J „ 38,181-185. L a m b e r t, W. D„ 1949, Bull. Geod., 13, 274-292. M a r k o w i t W., 1958, Bull. Gćod., 49, 41—49.

M a r s h, J. G., D o u g I a s, B. C., W a l l 8, D. M., 1975, Geodetic Results from ISAGEX data, Bull. Gdod., 116.

M o r a n , J. M., 1971, Proc. I AU Colloqium No 26 On Reference Coordinate Systems for Earth

Dynamics, Toruń, 269—292.

M u e l l e r , I. I., K u m a r , M., R e i l l y , J. P., S a x e n a , N., S o l e r , T., 1973, Global Satellite

Triangulation and Trilateration for the National Geodetic Satellite Program (Solution WN I 2 , l i and 16), Reports o f the Department o f Geodetic Science, Report No 199, The Ohio Stale University, Columbus.

R u t s c h e i d t, E. H., 1977, Proc. XV International Congress o f Surveyors, Stockholm, 34—35. S c h m i d, H. H., 1972, Proc. Intern. Symp. Satellite and Terrestrial Triangulation, Fart II, Graz, 23—34.

Geodezja satelitarna 17

S c h w a r z, C. R., 1972, Use Artif. Satellites Ceod., Washington I). C., 133—138.

S c h w a r z , K. F„ 1975, /.o na te Kugelfunktionskoeffizienten aus Satellitenilalen tturch Kollokation,

Deutsche Geod. Konwi, bei der Bayerisihen Akademie der Wissenschaften, Reilie C: Dissertntionen. Heli

Nr 209, MUnchen.

S m i I h, D. E., K o 1 e n k i e w i c z, R., I) u n n, P .,)., 1972, Use Artif. Satellites Geod., Washington f). C., 187-196.

S i m b i r e v, B. P., 1975, Teoria figury Zemli, Ncdra, Moskva.

S 1 e d z i ń s k i, J., 1971, Geodezja satelitarna, Wydawnictwa Politechniki Warszawskiej, Warszawa. T a 1 e v i a n, S. K„ 1967, Nabl. 1SZ Nr 7, Sofia, 35-48.

V a i s a I a V., 1946, Sitzungsber. Finn. Akad. Wissensch., Helsinki, 99—107. V a i s a 1 a, V., 0 L C r ni a, 1,., 1960, Kcriiff. Finn. Ceod. Insi., 53.

W i l s o n , P., S e e g e r, H., N o t t a r p , K., 1976, The New Nd-YAG f.aser ranging System Jor the Satellite Observation Station al Welzelt 3rd Intern. Sym/i. Ceodesy and Physics o f thś Earth, Weimar.

October 1976.

Ż ą g o ł o w i c z , J., 1965, Geod. i Karlogr., T. XIV, z. 4.

Tom X X V f (1978). Zeszyt I

PROBLEMY STANDARDÓW W SZEROKOPASM OW EJ FOTOMETRII UBV*

E U G E N I U S Z R Y B K A

O bserw atorium A stronom iczne Uniwersytetu Jagiellońskiego (K raków )

nP O B JlEM bl CTAHflAPTOB B UIMPOKOnOJlOCHOM (POTOM ET PMM UBV

E. P bi 6 ka C o a e p * a H H e

B CTaTbe npeocTaBJieHO onpeAejienne ({)OTOMeTpHiiecKHx CTaHflapTOB, npoK iie Bcero b c h-

d e M e UBV. IIpeacTaBneiihi 6H6jiHorpa4>H>iecKHe naiiHbie caMbix Ba>KHbix paGor, KacaiouiMX- CH (J)OTOMeTpHMeCKHX CTaHflapTOB UBV.

PROBLEMS OF STANDARDS IN WIDF.-BAND UBV PHOTOMETRY A b s t r a c t

In the article the generation of the photometric standards is described, especially lor the case of the UBV system. Bibliographic data of the most important papers concerning URV photometric standards are given.

1. WSTĘP

Prowadząc badania z fotometrii gwiazdowej nawiązujemy zwykle do w zorcow ych gwiazd z

wyznaczonymi dokładnie w określonym systemie fotometrycznym wielkościami gw iazdow ym i

"R eferat w y głoszony na X V III Z jeździe PTA w Olsztynie 21 września 1977 r.

20

E. Rybka

i wskaźnikami barwy. Celem niniejszego referatu jest danie obrazu, jak pow stawały wzorce czyli standardy w ogólnie przyjmowanej obecnie szerokopasmowej fotom etrii, oznaczanej trójką liter UBV. Olbrzymia literatura naukowa, jaka nagromadziła się w okół podstawowych parametrów fotom etrycznych systemu UBV, nie pozwala mi w krótkim referacie przeglą­ dowym na przeanalizowanie wszystkich katalogów i wykazów fotom etrycznych, zawierających standardy z tego zakresu. Ograniczę się przeto do przedstawienia zasadniczych etapów, przez które przechodził problem tych standardów, opierając się przede wszystkim na znanych mi dobrze dyskusjach i uchw ałach Komisji 25 (Fotom etria gwiazdowa) Międzynarodowej Unii Astronomicznej z lat 1 9 5 2 -1 9 7 0 , kiedy to problem standardów w systemie UDV należał do podstawowych tem atów posiedzeń Komisji.

Rozpocznę od ścisłej definicji standardów fotom etrycznych. Otóż standardem gwiazdowym danego układu fotom etrycznego nazywamy odpowiednio dobrany zespół gwiazd, których wielkości gwiazdowe i wskaźniki barwy znane są z wysoką dokładnością przy jednoczesnym spełnieniu wymogów, stawianych przez postulat zachowania jednorodności uk ład u ( N i k o ­ n o v 1973). Często wszakże mówimy o gwiazdach-standardach, dla których dobrze są znane podstawowe parametry fotom etryczne w jednorodnym system ie,i w tym ostatnim znaczeniu Stosować b ęd ę dalej pojęcie standardów.

Parametry fotom etryczne we współczesnych nam systemach fotom etrycznych pow stały w wyniku postępu technicznego w konstruowaniu nowoczesnej aparatury obserwacyjnej. Za­ sadnicze wszakże pojęcia, związane z nowymi standardami, rozw inęły się na drodze ewolu­ cyjnej z pojęć i osiągnięć poprzednich rodzajów fotom etrii gwiazdowej; dla należytego przeto rozumienia sprawy powstania standardów w systemie fotom etrycznym UBV należy cofnąć się nieco myślą ku przeszłości.

2. STANDARDY WIZUALNE 1 FOTOGRAFICZNE

Koncepcję wielkości gwiazdowych oraz ich punktu zerowego zawdzięczamy P t o l e ­ m e u s z o w i , który w swym katalogu 1022 gwiazd oceniał ich blask z dokładnością rzędu l / 3 m . Katalog ten rozszerzony nieco przez astronom ów arabskich, z niewielkimi zmianami b y ł powtarzany aż do XVI w. włącznie. W katalogach gwiazdowych, jakie pow staw ały po wy­ nalazku lunety, stosowano nadal pamięciową skalę Ptolemeusza, oznaczając blask gwiazd niewidocznych gołym okiem liczbami większymi od 6 i zadowalając się aż do połow y XIX w. podawaniem wielkości gwiazdowych do l / 3 m . Dopiero A r g e l a n d e r w drugiej połow ie XIX w. w Bonner Durchmusterung notow ał wielkości gwiazdowe do OJ111, przy czym błąd średni ocen wielkości gwiazdowych w B. D. równy jest ±0f127.

Nowoczesna fotom etria wizualna gwiazd datuje się od wprowadzenia ok. 1850 r. logaryt­ micznej skali fótom etrycznej, obowiązującej dotychczas, w której stosunkowi natężeń równemu 100 odpowiada różnica 5 wielkości. W drugiej połow ie XIX w. w dwóch obserwa­ toriach (Cambridge USA i Potsdam Prusy) przystąpiono do obserwacji fotom etrycznych jasnych gwiazd za pomocą fotom etrów polaryzacyjnych. W wyniku tych obserwacji na początku XX w. ukazały się dwa fundam entalne katalogi fotom etryczne: Revised Harvard

P hotom etry ( P i c k e r i n g 1908) i Photometrische Durchmusterung des Nórdlichen Himmels

(M l i ! I e r, K ę m p f 1907), z których pierwszy zawierał wielkości 9110 gwiazd z m < 6,5, a drugi wielkości 14 199 gwiazd z m < 7,5. D ostarczyły one pierwszych standardów fotome- trycznych, z których następnie rozw inęły się podstawowe standardy XX w., w tym i standardy

fotoelektryczne. W szczególności zdefiniowany został punkt zerowy wizualnej fotom etrii gwiazdowej w ten sposób, że dla 100 gwiazd fundam entalnych fotom etrii lianardzkiej i dla 144 fundam entalnych gwiazd fotom etrii potsdamskiej wielkość fotom ętryczna m iała być równa średniej wielkości tychże gwiazd wg ocen A r g e l a n d e r a w S . f l Zarówno w jednej jak i w drugiej fotom etrii wybierano gwiazdy fundamentalne nie różniące się wiele blaskiem od 6 m .

W latach 1 9 1 0 -1 9 1 2 pow stała w Getyndze fotom etria fotograficzna dla przeszło 3500 gwiazd z m vjs < 7™5 w pasie równikowym (0 ° < 6 < + 20°) ( S c h w a r z s c h i l d 1912) nosząca nazwę G ottinger A ktinom etrie i analogiczna praca w obserwatorium Yerkesa (USA), obejmująca fotom etrię fotograficzną ok. 700 gwiazd" z m vjs < 7 m5 w pobliżu bieguna (5 > 7 3°), nosząca nazwę Yerkes A ctin o m etry ( P a r k h u r s t 1912). Nowością tej drugiej fotom etrii b y ło wprowadzenie przez P a r k h u r s t a wielkości fotowizualnych zamiast wizualnych oraz wskaźników barwy, będących różnicą m iędzy wielkością fotograficzną a fotowizualną.

W pierwszej dekadzie XX w. z inicjatywy P i c k e r i n g a wybrano w sąsiedztwie bieguna północnego nieba 96 gwiazd, które utw orzyły podstawowy wzorzec fotom etryczny, noszący nazwę Północnego ciągu biegunowego (po ang. North Polar Sequence, w skrócie NPS). Do wzorca tego nawiązała współczesna nam fotom etria UBV, System NPS, udoskonalony przez S e a r e s a w drugim dziesięcioleciu XX w., został zalecony przez uchw ałę l-Kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Rzymie w 1922 r. jako obowiązujący wzorzec wielkości fotograficznych i fotowizualnych, oznaczonych odpowiednio przez / i / . Wzorźec

NPS zawierał wielkości / dla 96 gwiazd do 20™ 1 i wielkości I/Iv dla 78 gwiazd do 17,m 5. Wielokrotne obserwacje kontrolne, wykonywane w latach 1922—1938 w ykazały, że skala foto- metryczna u gwiazd NPS w zakresie od 6m do 13m ściśle odpowiada regule Pogsona, przy czym średnia wartość b łę d u średniego wielkości gwiazdowej w tym zakresie wynosi ±0™024. Na­ tomiast dla gwiazd jaśniejszych od 6m w ykryto istotne odchylenia w porównaniu ze skalą Pogsona. Wykazały to obserwacje fotoelektryczne ok. 1938 r. Najpoważniejszą wszakże wadą układu NPS b y ło to, że wielkości / , uzyskiwane bez stosowania filtrów odcinających

promie-o ,

niowanie o długości fal krótszych od 3800 A, zawierały nie dający się określić strumień światła w ultrafiolecie, obejmujący skok w serii Balmera, co spraw iło, że tego rodzaju wielkości gwiazdowe nie daw ały się transform ować na inne systemy fotom etryczne. Natomiast w systemie wielkości / nie natrafiono trudności przy transformacji.

Aby uwolnić się w fotom etrii fotograficznej gwiazd od wspomnianego defektu, K r o n (1951) zaproponow ał zastąpić system / i / systemem, który oznaczył przez (P, V), przy czym wielkości P odpow iadałyby układow i wielkości / z NPS, a wielkości F otrzym yw ało

9

się stosując filtr niebieski, odcinający promieniowanie krótsze od długości fali 3600 A. System

P, V nadawał się zarówno do obserwacji fotograficznych jak i fotoelektrycznych. W związku

zaś z odchyleniami wielkości gwiazd NPS jaśniejszych od 6m od skali pogsonowskiej, K r o n zaproponow ał, aby za punkt zerowy fotom etrii P, V przyjąć wielkości / 9 gwiazd w zakresie 6 m4 -12',n 5, gdzie skala pogsonowska jest należycie zachowywana. W szczególności przyjęto za

wyjściowe standardy wielkości / gwiazd oznaczonych w wykazie Searesa NPS numerami: 6, 10, 13, 16, 19 oraz z grupy gwiazd późniejszych klas widmowych gwiazdy 2r, 4r, 8r i 12r. Dla tych 9 gwiazd zrewidowano fotoelektrycznie wielkości V i barwy P-V (S t e b b i n s et al. 1950). Wielkości / tych 9 gwiazd przyjęto następnie za punkt zerowy dla całei przyszłej fotom etrii UBV J o h n s o n a . W ten sposób nowa szerokopasmowa fotom etria foto- elektryczna związana została z m iędzynarodowym układem NPS.