Методы изучения движения литосферный плит

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ  УНИВЕРСИТЕТ ГЕОДЕЗИИ И КАРТОГРАФИИ

 

 

Кафедра

Высшей геодезии

Дисциплина: Физика Земли  и атмосферы

 

 

РЕФЕРАТ

На тему:

Методы изучения движения литосферный плит

 

 

 

 

Работу выполнил студент  ПГ V-3с:

Рыбаков А.Ю.

 

 

 

 

 

 

Москва, 2013г.

Оглавление

 

Введение 2

Радиоинтерферометрия  со сверхдлинной базой (РСДБ) 3

Глобальная  навигационная спутниковая система (ГНСС) 7

Заключение 10

Список использованных источников 11

 

 

 

Введение

 

Литосферная плита — это крупный стабильный участок земной коры, часть литосферы. Согласно теории тектоники плит, литосферные плиты ограничены зонами сейсмической, вулканической и тектонической активности — границами плиты.

Существует  два принципиально разных вида земной коры — кора континентальная и кора океаническая. Некоторые литосферные плиты сложены исключительно океанической корой (пример — крупнейшая тихоокеанская плита), другие состоят из блока континентальной коры, впаянного в кору океаническую.

Тектоника плит — современная геологическая теория о движении литосферы, согласно которой земная кора состоит из относительно целостных блоков — литосферных плит, которые находятся в постоянном движении относительно друг друга.

Сейчас уже  нет сомнений, что горизонтальное движение плит происходит за счёт мантийных  теплогравитационных течений — конвекции. Источником энергии для этих течений служит разность температуры центральных областей Земли, которые имеют очень высокую температуру (по оценкам, температура ядра составляет порядка 5000 °С) и температуры на её поверхности. В наше время актуальны два метода наблюдений за движениями литосферных плит:

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 D_о, при которой контраст становится равным нулю, то есть полосы размываются и интерференционная картина исчезает. Тогда угловой диаметр звезды вычисляется по формуле θ = λ/D_о, 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 45^о. 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.

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 2•10-14 за сутки. Мазер  работает в радиодиапазоне на частоте примерно 1,4 ГГц (λ = 21 см), а нестабильность 2•10^-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 (-258^оС).

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.