Тема: Методы изучения движения литосферный плит

  • Вид работы:
    Реферат
  • Предмет:
    Физика
  • Язык:
    Русский
  • Формат файла:
    MS Word
  • Размер файла:
    69,69 Кб
Методы изучения движения литосферный плит
Методы изучения движения литосферный плит
Вы можете узнать стоимость помощи в написании студенческой работы.
Помощь в написании работы, которую точно примут!

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ГЕОДЕЗИИ И КАРТОГРАФИИ

Кафедра

Высшей геодезии








РЕФЕРАТ

На тему

Методы изучения движения литосферный плит

Дисциплина: Физика Земли и атмосферы

Работу выполнил студент ПГ V-3с:

Рыбаков А.Ю.

Работу проверил

доц. Конопихин А.А.




Москва, 2013г.

Оглавление

Введение

Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой (РСДБ)

Глобальная навигационная спутниковая система (ГНСС)

Заключение

Список использованных источников

Введение

Литосферная плита - это крупный стабильный участок земной коры <#"justify">1)РСДБ - наблюдение с Земли объектов, настолько удаленных, что их собственное двежение не может наблюдаться в Земли.

Исследование радиоизлучения этих источников позволяет получить базисные линии (расстояния между станциями) очень большой длины и не требует при этом измерений элементов орбиты. Этот метод позволяет измерить базисную линию длиной в тысячи километров с точностью до нескольких сантиметров.

Другие геодинамические процессы, как, например, движение полюсов Земли и движение плит земной коры, существенно воздействуют на результаты длиннобазисной радиоинтерферометрии, изменяя ориентировку геоцентрической системы координат по отношению к инерциальному пространству, определяемому квазарами. Таким образом, РСДБ позволяет усовершенствовать геофизические модели этих процессов с помощью мониторинга (систематических измерений) длин базисных линий, соединяющих станции слежения. Например, если станции находятся на противоположных сторонах материка или океана, с помощью РСДБ выявляется движение континентальных плит (составляющее несколько сантиметров в год). Считается, что этот результат служит подтверждением гипотезы тектоники плит. Для геодезии особенно важно то, что РСДБ позволяет очень жестко определить ориентировку опорной геодезической сети по отношению к небесной сфере. Однако необходимо учитывать погрешности, источниками которых являются движение полюсов, дрейф материков и изменения параметров вращения Земли.

2)ГНСС - представляет собой сеть базовых станций, расположенных по всему миру, координаты которых известны относительно центра масс Земли (геоцентрическая система координат).

Зная положения этих пунктов относительно центра масс Земли с помощью системы GPS можно определять базисные расстояния между этими пунктами, и по их изменению, можно судить о положении литосферных плит.

В обоих случаях для получения достоверных результатов нужно учитывать множество факторов, как например, синхронизацию времени (часов): в РСДБ между системами приема сигналов на радиотелескопах, а в GNSS между атомными часами, установленными на спутниках и часами, которые встроены в спутниковые приемники.

На мой взгляд в РСДБ намного больше тонкостей, нежели в GNSS, сложно представить какие нужно вкладывать средства для поддержания глобальной системы РСДБ. Как я понимаю, в настоящее время предпочтение отдают спутниковому методу определения, которые дает точность определения расстояния между базовыми пунктами около 0.5см, а также является более экономичным вариантом по сравнению с РСДБ.

Далее рассмотрим более подробно каждый из методов.

Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой (РСДБ)

Новый метод радиоастрономии позволил отслеживать перемещение литосферных плит, а так же открыл блестящие перспективы в изучении невообразимо далеких космических объектов и в то же время позволяет решать чисто "земные" задачи: измерять с очень высокой точностью большие расстояния на Земле, изучать динамику вращения планеты и многие другие геофизические и геодезические проблемы.

Предыстория развития РСДБ восходит к использованию интерференции света для астрономических целей. В 1920 году выдающийся американский физик Альберт Майкельсон осуществил сенсационный эксперимент. При помощи оптического телескопа он измерил диаметр гигантской звезды Бетельгейзе, находящейся на расстоянии 200 световых лет от Земли. Зеркало телескопа диаметром 2,5 метра закрывалось крышкой с двумя параллельными и симметричными относительно центра щелями, сконструированной так, что расстояние между щелями можно было изменять. Телескоп наводился точно на центр звезды. Свет от нее проходил через щели, образуя два пучка. При помощи линзы они сводились вместе, создавая интерференционную картину в виде системы чередующихся темных и светлых полос. Контрастность картины зависит от углового диаметра звезды θ (то есть от угла, под которым видна звезда из центра объектива телескопа) и от расстояния D между щелями. Изменяя это расстояние, можно добиться такой его величины Dо, при которой контраст становится равным нулю, то есть полосы размываются и интерференционная картина исчезает. Тогда угловой диаметр звезды вычисляется по формуле θ = λ/Dо, где λ - длина волны света.

И вот здесь имеет место очень важное обстоятельство: чем больше "исходное" расстояние между щелями D (база), тем меньший угловой диаметр θ можно измерить: разрешающая способность интерферометра определяется отношением λ/D. Чтобы увеличить базу, Майкельсон использовал стальную балку длиной 6 метров, укрепив ее перпендикулярно трубе телескопа. На концах балки были смонтированы плоские передвижные зеркала под углом 45о. Свет от звезды падал на эти зеркала, отражался от них и двумя другими зеркалами направлялся в фокус телескопа. Затем зеркала, помещенные на балке, раздвигались до тех пор, пока не исчезали интерференционные полосы. Такая конструкция получила название "звездный интерферометр Майкельсона".

Дальнейшее увеличение базы сталкивается с трудностями, обусловленными прогибом балки, ее вибрациями и т. п. Так появилась идея - складывать пучки, собранные отдельными телескопами. Но тут возникает существенное обстоятельство: чтобы наблюдалась интерференционная картина, складываемые пучки должны быть когерентны, а для этого разность их хода не должна превышать (в видимом свете) 2-3 микрона. В звездном интерферометре Майкельсона достаточно сориентировать базу перпендикулярно направлению на звезду (точно навести телескоп на ее центр), чтобы уравнять оптические пути пучков. А как уравнять пучки, приходящие на два отдельных разнесенных телескопа? И где наблюдать их интерференцию? Заметим, что эта проблема была решена сравнительно недавно. Но значительно раньше подобная задача была решена в радиодиапазоне. Использование разнесенного приема радиоизлучения от космических объектов с независимой регистрацией сигналов и привело к появлению радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой - РСДБ.

Впервые идея РСДБ была предложена учеными нашей страны Н. С. Кардашевым, Л. И. Матвеенко и Г. Б. Шоломицким в 1965 году.

Напомним основные принципы радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой.

Излучение от квазара (широкополосный шумовой сигнал) приходит на радиотелескопы 1 и 2 с задержкой τ, обусловленной разностью хода ∆S. Вектор базы D имеет длину D = ∆S/cosβ, а так как ∆S = Vτ, где V - скорость радиоволн, то τ = (D/V)cosβ, т.е. задержка τ содержит информацию о длине D. Эта задержка измеряется корреляцион ным методом.

Записи сигналов S(t) и S(t + τ) на телескопах 1 и 2 сводятся в корреляторе, на выходе которого воспроизводится корреляционная функция К12(τ) = =<S(t)S(t + τ)>, имеющая максимум при τ = 0. Сдвигая записи до появления максимума выходного сигнала, определяют задержку τ, равную величине сдвига.

Рис. 1. Иллюстрация "Метод РСДБ"

В простейшем случае радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, разнесенных на сотни или тысячи километров и наблюдающих один и тот же квазар - квазизвездный (звездоподобный) внегалактический источник шумового радиоизлучения с чрезвычайно широким спектром. Квазары находятся на расстояниях от Земли в десятки и сотни миллионов световых лет, то есть практически в бесконечности; поэтому приходящие от квазара радиоволны имеют идеально плоский фронт, а поступающие на оба радиотелескопа сигналы приходят по строго параллельным путям. Эти шумовые сигналы совершенно идентичны, но приходят на радиотелескопы с некоторой временной задержкой τ один относительно другого, обусловленной разностью расстояний ∆S от радиотелескопов до квазара. Линию, соединяющую центры антенн радиотелескопов 1 и 2, называют вектором базы D. Он является одним из основных определяемых параметров и может быть выражен через три разности одноименных координат точек 1 и 2. Нетрудно показать, что задержка τ зависит от длины D вектора D и угла τ между базой и направлением на квазар. Эта задержка измеряется так называемым корреляционным методом: на обоих радиотелескопах шумовые сигналы от квазара записываются на широкополосные магнитофоны. Записи сводят вместе в центре обработки на корреляторе - устройстве, осуществляющем перемножение сигналов и осреднение произведения за большой промежуток времени (который намного больше периода самой низкочастотной составляющей спектра входных сигналов). Это осредненное произведение есть корреляционная функция входных сигналов, и ее значение снимается с выхода коррелятора. Если шумовой сигнал, принятый первым радиотелескопом, обозначить S(t), то сигнал, принятый вторым радиотелескопом, будет S(t + τ), а их корреляционная функция выразится в виде К = <S(t)*S(t+ τ)>, где угловые скобки обозначают осреднение по времени. Эта корреляци онная функция имеет один резко выраженный максимум при τ = 0. Следовательно, если при подаче сигналов на коррелятор сдвинуть одну запись относительно другой до получения максимума выходного сигнала, то величина временного сдвига даст искомую задержку τ. При этом измерения осуществляются тем точнее, чем yже (острее) максимум корреляционной функции, а он тем острее, чем шире спектр записываемых сигналов, то есть чем меньше их временная когерентность. Именно поэтому в РСДБ наблюдают шумовые, наиболее широкополосные, сигналы квазаров.

Из-за вращения Земли разность хода ∆S, а следовательно и задержка τ, изменяется. Величину, пропорциональную скорости изменения задержки, называют частотой интерференции f. Она тоже измеряется. По измеренным величинам τ и f можно получить разность хода ∆S и ее изменение во времени. Величина ∆S является функцией радиус-векторов пунктов 1 и 2 и направления на квазар. Не рассматривая здесь аналитические соотношения, отметим лишь, что метод РСДБ позволяет определить длину вектора базы с ошибкой 2-3 сантиметра и направление на квазар с точностью до 0,001 угловой секунды по обеим угловым координатам. Высокая точность определения длины базы дает возможность изучать современные движения земной коры в масштабах планеты.

Записи сигналов на радиотелескопах должны быть привязаны к единой шкале времени, для чего часы на обеих станциях необходимо как можно точнее синхронизировать. Это осуществляется при помощи независимых местных стандартов частоты и времени, которые контролируются по высокостабильному атомному эталону - водородному мазеру с относительной нестабильностью 210-14 за сутки. Мазер работает в радиодиапазоне на частоте примерно 1,4 ГГц (λ = 21 см), а нестабильность 210-14 означает, что уход таких "часов" составляет 0,4 секунды за миллион лет. Метки времени записываются на магнитофоны одновременно с записью радиосигналов на обеих станциях РСДБ, и именно по сдвигу одноименных меток определяют задержку τ при корреляционной обработке записей.

В радиотелескопах обычно применяются полноповоротные параболические антенны диаметром от 20 до 70 метров. Телескопы работают в нескольких отдельных диапазонах частот, охватывающих интервал длин волн от нескольких миллиметров до нескольких метров. Приемные системы радиотелескопов обладают очень высокой чувствительностью. Чтобы свести к минимуму шумы внутри аппаратуры, усилители принимаемых сигналов охлаждаются до температуры 15 К (-258оС).

Необходимо четко представлять себе, что, в отличие от рассмотренного в начале оптического случая, непосредственной интерференции радиоволн в РСДБ не наблюдают, да ее просто и нет. Она была бы, если два сигнала от одного источника, пройдя различные пути, приходили бы на один приемник (телескоп). Но эти сигналы поступают на два отдельных телескопа, огромное расстояние между которыми не позволяет наложить сигналы непосредственно один на другой (как это делается в звездном интерферометре Майкельсона при помощи системы зеркал). О какой же интерференции идет речь?

Дело в том, что в результате обработки мы получаем такой же результат, как если бы наблюдали интерференцию на одном радиотелескопе с диаметром антенны, равным длине базы D - расстоянию между двумя радиотелескопами. Поэтому фактически мы имеем здесь случай синтезированной интерференции , индикатором которой служит появление сигнала на выходе коррелометра при достаточно близком совпадении записей. Этот сигнал при сдвиге записей прописывает корреляционную функцию, имеющую максимум при τ = 0. В этот момент входные сигналы когерентны и выходной сигнал аналогичен полученому при непосредственной интерференции широкополосных сигналов, поступающих на две антенны.

Подчеркнем один тонкий момент, касающийся когерентности сигналов. Выше отмечалось, что острый максимум корреляционной функции обеспечивается использованием широкополосных, некогерентных сигналов, и в то же время было сказано, что при τ = 0 сигналы когерентны. В этом нет противоречия, так как речь идет о разных вещах. Каждый из двух сигналов остается некогерентным во времени: фазы волн разных частот, образующих широкополосный шумовой сигнал, хаотически меняются случайным образом. Но при τ = 0 эти случайные изменения происходят одинаково в обоих сигналах, совершаясь в одни и те же моменты времени, вследствие чего оба сигнала, сохраняя "собственную" некогерентность, становятся когерентными между собой (коррелированными), что и вызывает появление пика корреляционной функции.

Высокая точность метода РСДБ обусловлена тем, что использование двух разнесенных антенн дает разрешающую способность, эквивалентную таковой для одной антенны с огромной апертурой (диаметром), равной длине базы.

На Земле максимальная длина базы, при которой расположенные на ее концах радиотелескопы 1 и 2 могут быть направлены на один и тот же участок небесной сферы, составляет примерно 7 тыс. километров. Из наблюдений могут быть определены: компоненты вектора базы, то есть три разности координат пунктов 1 и 2 (DX, DY, DZ), по которым вычисляется длина вектора базы D = (DX2 + DY2 + DZ2)/2 c ошибкой 2-3 см; две угловые координаты квазара с ошибкой 0,001 секунды; две координаты точки Северного полюса Земли с ошибкой 3-6 см. Кроме того, определяются параметры прецессии и нутации - явлений, связанных с изменениями направления оси вращения Земли. Ось не сохраняет постоянное положение в пространстве, а описывает конус вокруг перпендикуляра к плоскости земной орбиты, подобно оси слегка наклоненного волчка (прецессия), и на это движение накладываются колебания относительно среднего положения оси (нутация), обусловленные силами притяжения Солнца и Луны. К списку перечисленных величин добавляются также точное время, определяемое с ошибкой 0,05-0,10 миллисекунды, и относительная поправка часов на станциях.

Дальнейшим шагом в развитии радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой стало создание сетей РСДБ из нескольких радиотелескопов, которые управляются из единого центра и наводятся на один объект; они могут работать в различных диапазонах длин волн. Измерительную информацию подвергают совместной обработке, позволяющей получать более подробные сведения о наблюдаемом объекте, чем дает одна пара радиотелескопов. Разрешающая способность сети определяется отношением длины волны к максимальному расстоянию между ее элементами. Для предельно коротких длин волн (миллиметрового диапазона) можно достичь разрешения порядка 0,00003 угловой секунды, что в миллион раз превышает разрешение человеческого глаза. Из сетей РСДБ можно создать глобальную геодезическую сеть - систему опорных пунктов с известными координатами. Поскольку метод РСДБ дает не сами координаты, а их разности, то для перехода к абсолютным координатам необходимо иметь их хотя бы на одном пункте сети. Для этого обычно используют метод лазерной локации искусственных спутников Земли.

Одним из примеров сети РСДБ служит отечественная сеть "Квазар", задуманная как система радиообсерваторий на территории России и СНГ с передачей данных по спутниковым и оптоволоконным каналам связи в центр управления и обработки. Первая очередь этой сети "Квазар", по проекту, состоит из трех радиотелескопов с антенными зеркалами диаметром 32 метра каждый, расположенных в поселке Светлое (под Санкт-Петербургом), станице Зеленчукская (Ставропольский край) и в урочище Бодары (в Бурятии, южнее озера Байкал).

Кроме "Квазара" существует европейская РСДБ-сеть EVN (European VLBI Network), американская - VLBA, австралийская - LNA, японский проект - VERA, а также проекты Китая и Южной Кореи.

Следующим шагом в развитии РСДБ стало объединение всех радиотелескопов и сетей в единую мировую радиоинтерферометрическую сеть. "В 90-е годы, - писал в 1998 году Н. С. Кардашев, - в астрономии возникла очень интересная и необычная ситуация - создан принципиально новый радиотелескоп, охватывающий весь земной шар. Все крупнейшие радиотелескопы мира объединены в глобальную систему; они могут по команде наводиться на одну и ту же часть неба. Принимаемые ими сигналы синхронизируются высокостабильными атомными генераторами и обрабатываются. Получающиеся изображения астрономических источников обладают таким же угловым разрешением, как если бы мы имели единый радиотелескоп с размерами порядка Земли. Эта глобальная сеть радиоинтерферометров дает поразительные результаты, которые было трудно предвидеть".

Для геодезии особенно важно то, что РСДБ позволяет очень жестко определить ориентировку опорной геодезической сети по отношению к небесной сфере. Однако необходимо учитывать погрешности, источниками которых являются движение полюсов, дрейф материков и изменения параметров вращения Земли.

По-видимому, первый результат по глобальному мониторингу дрейфа континентов был получен с применением радиотелескопов РСДБ направленных не на квазары, а на спутники системы Navy Navigation Satellite (Anderle, Malyevac, 1983).

В статье (Kuznetsov, 1990) сравнивается направление дрейфа материков с вектором градиента высоты геоида. Показано, что наблюдается хорошее совпадение (больше половины из 20точек наблюдений) направлений векторов скоростей дрейфа - с максимальным градиентом высот геоида.

спутниковый земной кора тектоника

Глобальная навигационная спутниковая система (ГНСС)

Движение континентальных плит обычно незаметно, так как чрезвычайно медленно. Однако оно проявляется при столкновениях плит, что вызывает деформации, сопровождающиеся землетрясениями. До 80-х годов ХХ века основными методами измерения сейсмической активности были оптические и интерферометрические измерения.

Появление ГНСС-технологий позволило ученым уточнить результаты предыдущих исследований. Толчком к расширению применения ГНСС-технологий стало землетрясение Лома Приета в 1989 году. Удар по побережью Сан-Франциско унес 68 жизней и нанес ущерб в 6 млрд. долларов. Незадолго до катастрофы, геофизики USGS Уилл Прескот и Джим Саваж проводили измерения в районе землетрясения. Впоследствии им удалось показать зависимость в возникновении подземных толчков от изменения векторов движения литосферных плит. Это был важный шаг вперед в сейсмике, и он не был бы совершен без спутниковых измерений.

Геофизики используют два вида сбора данных с помощью ГНСС-приемников. Первый состоит в периодическом сборе и анализе информации, полученной с некоторого числа пунктов в течение длительного периода с помощью постобработки. Это позволяет получить детальную картину о сейсмической обстановке на больших площадях.

Непосредственно после землетрясения ученые проводят измерения, чтобы восстановить картину событий. Полученные данные позволяют им получить картину косейсмических движений - это позволяет предугадать постсейсмические движения, которые бывает сложно отличить от косейсмических.

Второй метод измерений опирается на работу постоянно действующих станций. Данные из сетей референцных станций непрерывно собирают и обрабатывают информацию о движениях земной коры. В некоторых регионах созданы сети не только для научных исследований, но и для проведения геодезических, строительных и сельскохозяйственных работ, для коммерческого использования данных сетей станций. Наблюдение за изменениями в режиме реального времени позволяет собирать информацию обо всех трех типах сейсмических движений.

Геофизик из Королевского научного исследовательского института Новой Зеландии Джон Биван считает, что использование данных постобработки и отслеживания данных о деформациях почвы в реальном времени дополняют друг друга. В районах с низкой сейсмической активностью оправдано использование режима постобработки, а в районах с высокой лучше использовать слежение в реальном времени. Например, в Китае установлена сеть из 260 референцных станций Trimble, которые в реальном времени зафиксировали косейсмические смещения от 2 до 12 сантиметров, вызванные землетрясением в Восточной Японии.

Для повышения эффективности использования сетей базовых станций, расширяется количество областей их использования. Так, в штате Вашингтон установлена сеть из 102 базовых станций <#"justify">Система Глобального Позиционирования (GPS - Global Positioning System).

Система является спутниковой и работает под управлением Министерства Обороны США. Система является глобальной, всепогодной и обеспечивает возможность получения точных координат и времени 24 часа в сутки (По материалам "Mapping Systems: General Reference, Trimble Navigation Limited, 1996").

Определение положения точек с помощью спутников. Появление искусственных спутников Земли произвело переворот в методах геодезии и значительно повысило точность навигации и определения положения точек и объектов на поверхности Земли.

Большое преимущество, которое дает геодезии использование искусственных спутников, состоит в том, что спутник может синхронно наблюдаться с нескольких наземных станций, что позволяет определять их взаимное расположение. Сам спутник при этом может играть пассивную роль (например, отражая луч лазера, посланный с наземной станции, обратно на ту же станцию) или активную роль (непрерывно осуществляя передачу радиосигнала).

Основы системы GPS можно разбить на пять основных подпунктов:

* Спутниковая трилатерация - основа системы.

* Спутниковая дальнометрия - измерение расстояний до спутников.

* Точная временная привязка - зачем нужно согласовывать часы в приёмнике и на спутнике и для чего требуется 4-й космический аппарат.

* Коррекция ошибок - учёт ошибок вносимых задержками в тропосфере и ионосфере.

Спутниковая трилатерация

Точные координаты могут быть вычислены для места на поверхности Земли по измерениям расстояний от группы спутников (если их положение в космосе известно). В этом случае спутники являются пунктами с известными координатами. Предположим, что расстояние от одного спутника известно, и мы можем описать сферу заданного радиуса вокруг него.

Если мы знаем также расстояние и до второго спутника, то определяемое местоположение будет расположено где-то в круге, задаваемом пересечением двух сфер.

Третий спутник определяет две точки на окружности.

Теперь остаётся только выбрать правильную точку. Однако одна из точек всегда может быть отброшена, так как она имеет высокую скорость перемещения или находится на, или под поверхностью Земли. Таким образом, зная расстояние до трёх спутников, можно вычислить координаты определяемой точки.

Спутниковая дальнометрия.

Расстояние до спутников определяется по измерениям времени прохождения радиосигнала от космического аппарата до приёмника умноженным на скорость света.

Для того, чтобы определить время распространения сигнала нам необходимо знать когда он покинул спутник. Для этого на спутнике и в приёмнике одновременно генерируется одинаковый Псевдослучайный Код. Каждый спутник GPS передаёт два радиосигнала: на частоте L1=1575.42 МГц и L2=1227.60 МГц. Сигнал L1 имеет два дальномерных кода с псевдослучайным шумом (PRN), P-код и C/A код. Точный или P-код может быть зашифрован для военных целей. Грубый или C/A код не зашифрован. Сигнал L2 модулируется только с P-кодом. Приёмник проверяет входящий сигнал со спутника и определяет когда он генерировал такой же код. Полученная разница, умноженная на скорость света (~ 300000 км/с) даёт искомое расстояние.

Использование кода позволяет приёмнику определить временную задержку в любое время. Кроме того, спутники могут излучать сигнал на одной и той же частоте, так как каждый спутник идентифицируется по своему Псевдослучайному коду (PRN или PseudoRandom Number code).

Точная временная привязка.

Как видно из сказанного выше, вычисления напрямую зависят от точности хода часов. Код должен генерироваться на спутнике и приёмнике в одно и то же время. На спутниках установлены атомные часы имеющие точность около одной наносекунды. Однако это слишком дорого, чтобы устанавливать такие часы в каждый GPS приёмник, поэтому измерения от четвёртого спутника используются для устранения ошибок хода часов приёмника.

Эти измерения можно использовать для устранения ошибок, которые возникают, если часы на спутнике и в приёмнике не синхронизированы. Для наглядности, иллюстрации, приведённые ниже, рассматривают ситуацию на плоскости, так как только три спутника необходимо для вычисления местоположения объекта. Если часы на спутнике и в приёмнике имеют одинаковую точность хода, то точное местоположение может быть найдено по измерениям расстояния до двух спутников.

Когда GPS приёмник получает серию измерений которые не пересекаются в одной точке, то компьютер в приёмнике начинает вычитать (или добавлять) время методом последовательных итерации до тех пор, пока не сведёт все измерения к одной точке. После этого вычисляется поправка и делается соответствующее уравнивание. Если вам требуется третье измерение, то необходим четвёртый спутник для устранения ошибок хода часов в приёмнике. Таким образом, при работе в поле вам необходимо иметь минимум четыре спутника, чтобы определить трёхмерные координаты объекта.

Коррекция ошибок

Некоторые источники ошибок возникающих при работе GPS являются трудно устранимыми. Вычисления предполагают, что сигнал распространяется с непрерывной скоростью, которая равна скорости света. Однако в реальности всё гораздо сложнее.

Скорость света является константой только в вакууме. Когда сигнал проходит через ионосферу (слой заряженных частиц на высоте 130-290 км) и тропосферу, его скорость распространения уменьшается, что приводит к ошибкам в измерения дальности. В современных GPS приёмниках используют всевозможные алгоритмы устранения этих задержек.

Иногда возникают ошибки в ходе атомных часов и орбитах спутников, но они обычно незначительны и тщательно отслеживаются со станций слежения.

Многолучёвая интерференция также вносит ошибки в определение местоположения с помощью GPS. Это происходит, когда сигнал отражается от объектов расположенных на земной поверхности, что создаёт заметную интерференцию с сигналами приходящими непосредственно со спутников. Специальная техника обработки сигнала и продуманная конструкция антенн позволяет свести к минимуму этот источник ошибок.

Обычно измеряют расстояние между наземным пунктом и спутником и скорость изменения этого расстояния при прохождении спутника. Расстояния рассчитывают, исходя из времени, которое затрачивает электромагнитный сигнал (лазерная вспышка или радиоимпульс) на прохождение пути от спутника до принимающей станции, при условии, что скорость движения сигнала известна. Вводятся поправки за атмосферную задержку сигнала и рефракцию. Скорость изменения расстояния между спутником и принимающей станцией определяется по величине наблюдаемого доплеровского сдвига частоты - изменения частоты сигнала, поступающего со спутника. Еще одна группа спутниковых наблюдений основана на принципе интерферометрии (т.е. наложения волн), когда радиоимпульс принимается в двух пунктах на земной поверхности и определяется время его запаздывания в одном пункте по отношению к другому. По величине этой задержки и известной скорости распространения волны с учетом угла подхода (который рассчитывается на основе известных параметров орбиты спутника) вычисляется расстояние между двумя пунктами. Наблюдения нескольких спутников позволяют также точно определить направление базисной линии, соединяющей наземные станции.

Заключение

Мы рассмотрели два наиболее современных и точных метода наблюдения движения литосферных плит. Обоим этим методам еще есть к чему стремится и ото дня в день они не стоят на месте, а развиваются и расширяются, по всему миру появляются новые постоянно работающие базовые станции и радиотелескопы.

Наблюдение за движением литосферных плит одна из основных задач этих комплексов и чем дальше они будут развиваться, тем точнее ученые смогут прогнозировать и предупреждать опасные для простых людей явления, будь то извержение вулкана или землетрясение.

Так же многие ученые заинтересованы в построении математической модели, которая смогла бы нам показать как выглядели континенты, скажем, несколько миллионов лет назад, или что они будут из себя представлять через тот же промежуток времени.

Сравнивая эти два метода можно сделать вывод, что РСДБ более точный метод, но гораздо более экономически затратный и сложный в обработке информации, нежели GNSS.

Интересно, откроют ли ученые какие-либо еще методы по наблюдениям за движениями литосферных плит и что они будут из себя представлять.

Список использованных источников

1.Физика Земли. Учебник-монография В. В. Кузнецов. - Новосибирск, 2011

.Статья дтн Голубева А. - Глобальная сеть для ловли радиоволн

Похожие работы

 

Не нашел материала для курсовой или диплома?
Пишем качественные работы
Без плагиата!