Dat snel waarnemen zonder al te veel te moe
ten nadenken noodzakelijk is, moge blijken uit
het volgende overzichtje:
hoogte
(km)
max
co(°/s)
freq.onder-
breker
max. tijd
in het ge
zichtsveld
600
0.70
10.0
10 sec
1100
0.38
5.7
18 sec
1600
0.25
3.8
28 sec
2100
0.18
2.9
39 sec
2600
0.14
2.1
50 sec
3100
0.12
1.9
58 sec
3600
0.10
1.5
70 sec
5. Waarnemen en berekenen
Om te kunnen waarnemen moet o.a. aan de
volgende voorwaarden worden voldaan:
le. de zon minstens 12° onder de plaatselijke
horizon; de lichtverstrooiende lagen van
de dampkring zijn dan in hoofdzaak bin
nen de aardschaduw,
2e. de satelliet minstens 15° boven de hori
zon; de invloed van de refractie is dan
bekend,
3e. de satelliet buiten (of binnen!) de aard
schaduw,
4e. de satelliet voldoend helder,
5e. redelijk goed weer.
Nu kan men er voor zorgen dat een aantal
van deze voorwaarden in het berekenings
proces van de voorspellingen wordt opgeno
men. Deze voorspellingen zijn nodig om de
camera van te voren in te stellen. De nauw
keurigheid van dit instellen hoeft en kan vaak
niet erg groot zijn; de in te stellen waarden
zijn meestal betrouwbaar tot op enkele tienden
van graden. Beter kan men de berekende
waarden vaak eenvoudigweg niet bepalen. Zijn
de voorspellingen en later de instelling van de
camera redelijk goed en wordt verder ook aan
de vijf genoemde voorwaarden voldaan, dan is
een goede opname mogelijk.
Van het zo verkregen negatief wordt na enige
tijd een glasplaat gemaakt, welke wordt ge
bruikt voor de metingen in stereo- of mono-
comparator. Na deze metingen zijn de onder
linge posities van een aantal referentiesterren
en satellietbeelden vastgelegd in machine
coördinaten. Het is mogelijk deze laatste te
bepalen met een standaardafwijking van één
tot enkele /u's.
Met de ponsband waarop de machine-coördi
naten voorkomen, naast nog wat aanvullende
informatie, en een ponsband waarop de ster
coördinaten van de gebruikte sterren voor
komen, wordt ingegaan in een rekenprogram
ma. Dit programma verzorgt een affiene aan
sluiting van de machine-coördinaten aan de
naar een plat vlak getransformeerde en voor
eigen beweging gecorrigeerde astronomische
coördinaten uit het systeem 1950.0. In dat
systeem zijn door het Smithsonian Astrophy-
sical Observatory te Cambridge U.S.A. in to
taal 259.000 sterren berekend en gecatalogi
seerd. Uit de (overbepaalde) affiene aanslui
ting volgen dan de richtingen in het systeem
1950.0 naar een aantal satellietposities. Ver
volgens worden, ook via een computerpro
gramma, de tijdstippen berekend, die bij de
genoemde richtingen behoren. Nu worden de
verkregen richtingen en tijdstippen in een
rekenprogramma gebracht waarin via een ver
effening een kromme van een zekere graad
wordt bepaald, die, rekening houdende met
de gegeven tijdstippen, zo goed mogelijk aan
sluit bij de reeds berekende astronomische
coördinaten uit het systeem 1950.0. Deze be
rekening dient om een indruk te krijgen van
de uitwendige nauwkeurigheid. Is deze indruk
goed, dan worden de richtingen naar de satel
lietposities uit het systeem 1950.0 getransfor
meerd naar het systeem van het moment van
waarneming; vervolgens worden de richtin
gen gecorrigeerd voor refractie, aberraties e.d.
en bovendien worden de berekende tijdstippen
omgerekend naar het systeem U.T. 1, d.w.z.
dat de stand van de aarde voor ieder moment
van waarneming bekend is. Is dit allemaal ge
beurd dan vindt transformatie plaats naar een
aardvast systeem, waarbij iedere richting af
zonderlijk wordt behandeld. Tenslotte vindt
dan nog een laatste transformatie plaats; hier
bij worden de richtingen (gezamenlijk) omge
rekend naar een systeem waarbij rekening ge
houden wordt met de poolbeweging. Dat is
dan het resultaat van één foto op één station.
Ook op andere stations die hebben gefotogra
feerd vinden deze plaatreducties en transfor
maties plaats volgens normen die op een aan
tal congressen gezamenlijk zijn vastgesteld.
De tot zover per station per project verzamel
de informatie moet nu worden opgezonden
aan een centraal rekeninstituut; hier creëert
men de voor de triangulatie noodzakelijke ge
lijktijdigheid voor bepaalde waarnemingen
vanuit diverse stations op eenzelfde satelliet.
Pas daarna kan worden begonnen met de be-
82
