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恒星三角測量は、地球の幾何学的形状を測定するために使用される測地学およびそのサブ分野である宇宙測地学の手法です。この目的で恒星が初めて使用されたのは、1959 年にフィンランドの天文学者ユルヨ・ヴァイサラによってで、ヴァイサラは2 つの観測所とその間に置かれた照明付き気球探査機で夜空の天体測定写真を撮影しました。
この最初のステップでさえ、この方法の可能性を示しました。ヴァイサラはヘルシンキとトゥルク（距離 150 km）間の方位角を1 インチの精度で取得したのです。すぐにこの方法は弾道ロケットやいくつかの特殊な衛星でテストされ、成功しました。
適切なコンピュータプログラムが書かれていた
恒星三角測量の利点は、遠距離を横断できること（地上観測は約 30 km に制限され、高山でも 60 km に制限される）と、地球の重力場に依存しないことである。その結果、直接視線がなくても、恒星慣性航法システムのステーション間の方位角が得られる。
1960年に、最初の本格的な宇宙探査機である直径30メートルの気球衛星「エコー計画」が打ち上げられました。その頃までに、西ヨーロッパ全域が、従来の三角測量法よりも2～10倍の精度で測地的に結ばれるようになりました。
1960年代後半、HHシュミット（スイス）によって、全大陸にまたがり3000～5000km離れた45の観測所を接続する地球規模のプロジェクトが開始されました。このプロジェクトは、約3000枚の恒星プレートの精密な縮小と46の観測所（ロシアと中国の地域を除く、ドイツと太平洋に2つの観測所を追加）のネットワーク調整によって1974年に完了しました。平均精度は、天候やインフラの状況に応じて、±5m（ヨーロッパ、米国）から7～10m（アフリカ、南極）でした。ドップラー測定（トランジットなどによる）と組み合わせると、地球規模の精度は3mにもなりました。これは、1974年までの重力場は、離れた大陸間で100メートル以内の精度で計算できなかったため、以前の20倍以上も優れた結果です。
星を参照システムとして使用することは、大陸ネットワーク向けに 70 年代から 80 年代初頭にかけて拡大されましたが、その後、レーザーと電子による 距離測定の精度が 2 m を超え、自動的に実行できるようになりました。今日では、光学衛星と星の観測の代わりに、非常に遠方の電波クエーサー( VLBI ) との干渉法によって同様の技術がいくつか実行されています。電波望遠鏡の測地接続は、コミュニティによって定期的に公開されているように、現在では mm～cm の精度まで可能です。このグローバル プロジェクト グループは、2000 年に Harald Schuh (ミュンヘン/ウィーン工科大学) と世界中の数十の研究プロジェクトによって設立され、現在は国際測地学および地球物理学連合(IUGG) と国際地球回転および参照システム サービス(IERS) の常設サービスとなっています。
1959年から1985年にかけて行われた写真観測は、費用がかかったため現在では無関係だと考えられていますが、 CCDなどの電気光学技術の復活につながりました。
参照
参考文献
- A.Berroth、W.Hofmann: Kosmische Geodäsie (宇宙測地学) (356 p.)、G.Braun、カールスルーエ 1960
- Karl Ledersteger : "Astronomische und Physikalische Geodäsie ( Erdmessung )"、Handbuch der Vermessungskunde、 Wilhelm Jordan、Otto Eggert、Max Kneissl 編、第 V 巻、(870 S.、特に §§ 2、5、13)、JBMetzler、シュトゥットガルト1968年。
- ヘルムート・シュミット:衛星三角測量法。ウィス。ミッテルンゲンETHチューリッヒおよび地球物理研究ジャーナル、1974年。
- Klaus Schnädelbach 他: 西ヨーロッパ衛星三角測量プログラム (WEST)、第 2 回実験計算。ミッテルンゲン測地研究所グラーツ 11/1、グラーツ 1972
- Nothnagel、Schlüter、Seeger: Die Geschichte der geodätischen VLBI、ドイツ、ボン、2000 年。
外部リンク
- NOAA の測地学写真ライブラリ