rencatalogus. Het resultaat is een in het rich
tingssysteem van de gebruikte catalogus ge
fixeerde groep richtingen („lijnen") die alle
door één punt gaan, nl. door de plaats waar
de satelliet zich op het moment van fotografe
ren bevond.
Herhaalt men dit simultaan fotograferen, van
uit dezelfde plaatsen op aarde, doch op een
ander moment, dan heeft men opnieuw een
aantal door één punt gaande richtingen in de
ruimte gefixeerd. Meetkundig gezien, en reke
ning houdende met de draaiing van de aarde,
zullen de richtingen (de „lijnen") uit beide
groepen elkaar twee aan twee snijden nl. in
dié punten van waaruit de foto's werden ge
nomen. Daarmee is dan de onderlinge ligging
van de waarnemingsstations op aarde in prin
cipe bepaald; alleen de schaal rest nog. Deze
methode biedt dus de mogelijkheid om het
probleem van de vormbepaling van de aarde
geheel ruimtelijk, meetkundig te benaderen;
tevens kunnen veel grotere afstanden worden
overbrugd dan tot nu toe met de klassieke
triangulaties. Dit schept o.a. de mogelijkheid
om de continenten met voldoend hoge nauw
keurigheid met elkaar te verbinden, iets wat
tot voor kort niet mogelijk was.
3. Enkele getallen
Er moeten in principe dus richtingen en tijd
stippen worden vastgelegd. Om een indruk te
geven van het ontstaan en de orde van grootte
van de eisen voor richtingsmeting en tijdregi
stratie eerst nog het volgende overzicht, voor
enkele cirkelvormige satellietbanen:
hoogte
(km)
omlooptijd
(min)
lineaire
snelheid
(km/sec)
600
100
7.3
1100
108
7.3
1600
118
7.1
2100
130
6.8
2600
144
6.5
3100
154
6.5
3600
166
6.3
Eisen we nu dat de satelliettriangulaties een
mate van nauwkeurigheid zullen hebben die
minstens van dezelfde orde van grootte is als
die van de bestaande klassieke (continentale)
triangulaties, dan betekent dat een eis
Al 1 v 1
l ios a 106
waarin Al op te vatten is als de straal van het
bolvormige relatieve standaardoppervlak dat
de relatieve nauwkeurigheid van de coördina
ten van een tweetal punten uit het zgn. aard-
vaste stelsel weergeeft; l is de afstand tussen
de twee punten. Houden we vast aan de eis
van dan betekent dit, bij een zekere l,
10fi
en aannemende dat de hoogte van de satelliet
van dezelfde grootte-orde is als l, voor de
richtingsmeting, de volgende eis:
orde één radiaal eis 'fotoplaat6
1 106 206265" 0.2" 1.2 <u
Nemen we evenals bij het vorige overzicht
aan dat de zijdelengten tussen de waarnemings-
punten op aarde en de hoogte van de satelliet
in grootte overeenkomen dan vinden we de
volgende eisen voor de tijdregistratie:
hoogte
(km)
snelheid
(km/sec)
eis Al uit
zijdelengte
(m)
eis At
(ms)
600
7.3
0.6
0.1
1100
7.3
1.1
0.2
1600
7.1
1.6
0.2
2100
6.8
2.1
0.3
2600
6.5
2.6
0.4
3100
6.5
3.1
0.5
3600
6.3
3.6
0.6
Samenvattend dus een eis van 0,2" in de rich
ting, en, voor de laagste satellieten, een eis van
1 X 10 4 sec voor de tijdregistratie. Opge
merkt wordt nog dat deze eisen als zeer streng
zijn te beschouwen; in de praktijk worden ze
gebruikt als richtgetallen voor de standaard
afwijking van de afzonderlijke stochastische
grootheden waarvan de tenslotte verkregen
richting a,den tijdregistratie (t) een functie
zijn.
4. Opnamen en tijdregistraties
Nu bestaat er tijdens de opname op zeker tijd
stip in het beeldvlak van de camera een inten
siteitsverdeling. Geïntegreerd over de tijd
geeft dit een belichtingsverdeling, die door het
fotografische proces wordt omgezet in een
zwartingsverdeling.
Verwaarloost men de achtergrondsluier (theo
retisch onjuist, maar praktisch in de meeste
79
