Короткі історичні відомості

Супутникову геодезію прийнято вважати новою галуззю геодезичних знань тому, що вона почала швидко розвиватися тільки після запуску в СРСР (4 жовтня 1957 р.) першого штучного супутника Землі. Але насправді її ідеї і зачатки її методів виникли задовго до початку епохи досліджень космічного простору за допомогою штучних супутників Землі і космічних літальних апаратів. Це було пов'язане з розробкою теорій і методів розв'язання основних наукових проблем геодезії за результатами спостережень Місяця як природного супутника Землі.

Ще в 1768 р. Йоган Ейлер, син Леонарда Ейлера, уперше розробив теорію визначення параметрів земного еліпсоїда по одночасних вимірюваннях зенітних відстаней Місяця на ряді пунктів земної поверхні, що лежать на одному меридіані і що мають відомі астрономічні координати. Він правильно оцінив також достоїнства і недоліки свого методу, зазначивши, що його метод не дає надійних результатів через велику віддаленість Місяця від Землі. У той же час він писав, що якби Місяць був значно ближчим до Землі або поблизу Землі було б інше небесне тіло, доступне спостереженню з різних точок даного меридіана, то запропонований ним метод визначення фігури Землі був би точніший і зручніший, ніж градусні вимірювання методом тріангуляції. Безсумнівно, що робота І. Ейлера містила елементи геометричних методів супутникової геодезії і показувала переваги спостережень навколоземних небесних тіл для вирішення наукових задач геодезії.

У 1767 р. німецький астроном Тобіас Майер за результатами своїх спостережень відкрив нерівність в екліптичній довготі Місяця, але залишив його без пояснення. Пізніше Лаплас теоретично показав, що це явище викликається впливом сплюснутості Землі на орбітальний рух Місяця. Він знайшов також відповідне обурення і в широті Місяця, яке, як потім з'ясувалося, визначається з спостережень трохи точніше, ніж обурення в її

довготі.

Лаплас встановив залежність обурень в широті і довготі Місяця від полярного стиснення земного еліпсоїда і по них навіть визначив цей важливий параметр фігури і гравітаційного поля Землі поклавши тим самим початки динамічних методів супутникової геодезії. Він навіть заявив, що астрономи можуть визначати фігуру Землі, не виходячи з обсерваторії, тобто не проводячи градусних вимірювань і вимірювань сили тяжіння. Однак по спостереженнях обурень в орбітальному русі Місяця все ж важко отримати надійні дані про фігуру Землі знов-таки через велику відстань між цими тілами в порівнянні з їх розмірами.

Згадані вище методи використання спостережень Місяця для рішення наукових задач геодезії в минулому віці були детально розглянуті і розвинені Гельмертом. Надалі вони розглядалися багатьма астрономами і геодезистами, якими були з'ясовані можливості і запропоновані нові методи спостережень Місяця в геодезичних цілях. Так, було з'ясовано, що спостереження моментів покриття зірок Місяцем дозволяє визначити фігуру Землі і паралакси Місяця. Якщо звернути задачу, то по тих же спостереженням можна визначити і геоцентричні координати місця спостереження. Найбільш точні результати у визначенні радіуса земного екватора і паралакса Місяця по спостереженнях покриттів зірок отримали в 1949-1950 рр. в США О'Кіф і Андерсон. Вони проводили фотоелектричні спостереження покриттів одних і тих же зірок з двох пунктів, що мали досить точний геодезичний зв'язок між собою і вибраних так, щоб зірка, що спостерігається заходила за Місяць в одному і тому ж місці неосвітленого краю її диска. Якби по цих спостереженнях визначалася відстань між вибраними пунктами при заданому паралаксі Місяця то помилка відстані склала б усього лише біля десяти метрів

Давно було зрозуміло, що спостереження моментів повного сонячного затемнення в двох точках земної поверхні і знання швидкості руху місячної тіні дозволяють визначати відстань між ними. Швидкість руху місячної тіні може бути обчислена виходячи з досить добре відомих законів обертання Місяця навколо Землі. Цей метод вимірювання відстаней уперше розробивши і випробував польський астроном Т. Банахевич під час повного сонячного затемнення 1927 р., причому він застосував кіноматографування контактів видимих дисків Місяця і Сонця, відмічаючи моменти зйомки кожного кінокадру.

У окремих випадках смуга повного сонячного затемнення починається на одному материку і, перетинаючи океан, закінчується на іншому. Звідси виникла ідея про використання такого сонячного затемнення для вимірювання відстані між двома пунктами, що лежать на різних континентах, і встановлення геодезичного зв’язку між ними. Однак, як показали досліди середини поточного сторіччя, цим методом надто важко і навіть неможливо отримати результати необхідної високої точності.

Недоліки і труднощі спостережень покриттів зірок Місяцем, а також і сонячних затемнень пов'язані з впливом місячного рельєфу на точність реєстрації моментів настання цих явищ. Щоб ослабити ці труднощі, давно був запропонований метод фотографування Місяця на фоні зоряного неба. Але з'ясувалося, що отримати хороші зображення зірок і Місяця на одному і тому ж знімку важко через велику швидкість руху Місяця і її велику яскравість в порівнянні із зірками. Удосконалюючи фотографічний метод, А. А. Михайлов в Пулковській обсерваторії і В. Марковітц в Вашингтонській обсерваторії створили свої місячні фотографічні камери з особливими пристроями, що дозволяють компенсувати рух Місяця і ослабляти його яскравість.

За результатами своїх фотографічних спостережень в період Міжнародного геофізичного року Марковітц визначив положення центра видимого диска Місяця відносно опорних зірок на фотопластині з помилкою 0,15". Звідси він прийшов до висновку, що шляхом багаторазових фотографічних спостережень Місяця на одному і тому ж пункті можна визначити його геоцентричні координати з помилкою біля 30-40 м. Представляється, що подальше підвищення точності фотографічних спостережень надто важке і навіть навряд чи можливе.

Методи використання спостережень Місяця і сонячних затемнень в поточному сторіччі розглядалися В. Ламбертом, А. А. Михайловим , В. Марковітцем, В. М. Амеліним і інш. Вони особливо детально описані в монографіях А. Беррота і В Хофмана і І. Меллера .

Хоча методи спостережень Місяця і теорії використання їх в геодезичних цілях були доведені до досконалості, відповідні практичні роботи не отримали розвитку. Оцінивши ці методи і теорії, А. А. Михайлов прийшов до висновку, що вони поки не можуть дати результатів необхідної точності. Разом з тим він висловив надію, що в майбутньому Місяць, можливо, замінить штучний супутник, який буде рухатися по близькій до Землі орбіті і спостереження якого дозволять більш успішно вирішувати задачі геодезії .

З настанням епохи штучних супутників Землі методи геодезичного використання Місяця дещо відсунулися на другий план, але не втратили свого наукового значення. У зв'язку з успіхами космічної ракетної техніки з'явилася можливість доставляти на Місяць стаціонарних і рухомих кутових відбивачів світла, а також радіотехнічні пристрої, що можуть передавати на Землю ту або іншу вимірювальну інформацію. Спостереження кутових відбивачів світла лазерними методами і отримання радіотехнічної вимірювальної інформації з поверхні Місяця по наперед заданій програмі дозволить вирішувати ряд важливих геодезичних і селенодезичних задач, які не можуть бути вирішені іншим шляхом з необхідною точністю. Крім того, спостереження Місяця є поки одним з основних методів визначення эфемеридного часу і вивчення нерівномірності обертання Землі навколо осі.

У геодезії здавна існувало прагнення можливо вище підняти візирні цілі і тим самим встановлювати безпосередні геодезичні зв'язки між можливо більш віддаленими пунктами земної поверхні. На початку 60-х років поточного сторіччя грецький геодезист Г. Афанасіадіс для встановлення геодезичного зв'язку між островом Кріт і Африкою запропонував використати світлові візирні цілі, підняті літаком і аеростатом на значну висоту . Дійсно, якщо на двох заданих і двох взаємно видимих пунктах, що визначаються синхронно виміряти горизонтальні кути між напрямами на ці суміжні пункти і на високо підняту світлову візирну ціль при двох різних її положеннях, то можна обчислити координати обох пунктів, що визначаються. Так виникла ідея про побудову тріангуляції за допомогою рухомих візирних цілей, але вона не отримала практичного застосування через деякі чисто технічні труднощі.

У 1946 р. фінський геодезист Ю. Вяйсяля розробив принципи побудови тріангуляції шляхом фотографування спалахів світла на фоні зірок . При цьому передбачалося, що джерело світла буде підняте на значну висоту літаком, газовим балоном або ракетою і давати короткочасні спалахи по команді з Землі. Астрофотограметрична обробка знімка світлового спалаху на фоні зірок з відомими координатами дозволяє визначати компоненти напряму на джерело світла в пункті фотографування. Якщо ж в двох пунктах земної поверхні виконати синхронне фотографування двох і більше за спалахи світла в різних вертикальних площинах, то можна обчислити компоненти напряму відповідної земної хорди в зоряній системі координат. З таких земних хорд можуть бути побудовані послідовно пов'язані між собою трикутники і обчислені координати їх вершин.

Описаний метод побудови тріангуляції Вяйсяля назвав астрономічним методом, а потім він став називатися зоряною тріангуляцією. Перші ж досліди його застосування показали, що він може бути одним з раціональних і високоточних методів побудови тріангуляції з великих трикутників . Цей метод в останні роки став застосовуватися в Фінляндії для побудови її нової тріангуляції зі сторонами трикутників біля 200 км.

Метод фотографування джерела світла на фоні зоряного неба був основою фотографічних спостережень штучних спутников. Він отримав широке застосування для спостережень супутників з метою побудови супутникових тріангуляцій і вивчення фігури і гравітаційного поля Землі. Однак оптичні методи, до яких відносяться фотографічний і лазерний методи спостережень, можуть бути застосовні тільки в нічний час і тільки при ясному небі. Тому велике значення мають розроблені в останні роки і різні радіотехнічні методи спостережень супутників, що вже застосовуються, оскільки вони можуть бути застосовні в будь-який час діб і при будь-яких метеорологічних умовах.