, в даний час перевагу віддають супутниковому методу визначення, які дає точність визначення відстані між базовими пунктами близько 0.5см, а також є більш економічним варіантом в порівнянні з РСДБ.
Далі розглянемо більш детально кожен з методів.
Радіоінтерферометрія з наддовгих базою (РНДБ)
Новий метод радіоастрономії дозволив відслідковувати переміщення літосферних плит, а так же відкрив блискучі перспективи у вивченні неймовірно далеких космічних об'єктів і в той же час дозволяє вирішувати суто «земні» завдання: вимірювати з дуже високою точністю великі відстані на Землі, вивчати динаміку обертання планети і багато інших геофізичні та геодезичні проблеми.
Передісторія розвитку РСДБ сходить до використання інтерференції світла для астрономічних цілей. У 1920 році видатний американський фізик Альберт Майкельсон здійснив сенсаційний експеримент. За допомогою оптичного телескопа він виміряв діаметр гігантської зірки Бетельгейзе, що знаходиться на відстані 200 світлових років від Землі. Дзеркало телескопа діаметром 2,5 метра закривалося кришкою з двома паралельними і симетричними щодо центру щілинами, сконструйованої так, що відстань між щілинами можна було змінювати. Телескоп наводився точно на центр зірки. Світло від неї проходив через щілини, утворюючи два пучки. За допомогою лінзи вони зводилися разом, створюючи інтерференційну картину у вигляді системи чергуються темних і світлих смуг. Контрастність картини залежить від кутового діаметра зірки? (Тобто від кута, під яким видно зірка з центру об'єктива телескопа) і від відстані D між щілинами. Змінюючи це відстань, можна домогтися такої його величини Dо, при якій контраст стає рівним нулю, тобто смуги розмиваються і інтерференційна картина зникає. Тоді кутовий діаметр зірки обчислюється за формулою? =?/Dо, де?- Довжина хвилі світла.
І ось тут має місце дуже важлива обставина: чим більше «вихідне» відстань між щілинами D (база), тим менший кутовий діаметр? можна виміряти: роздільна здатність інтерферометра визначається відношенням?/D. Щоб збільшити базу, Майкельсон використав сталеву балку довжиною 6 метрів, зміцнивши її перпендикулярно трубі телескопа. На кінцях балки були змонтовані плоскі пересувні дзеркала під кутом 45о. Світло від зірки падав на ці дзеркала, відбивався від них і двома іншими дзеркалами прямував у фокус телескопа. Потім дзеркала, поміщені на балці, розсовувалися до тих пір, поки не зникали інтерференційні смуги. Така конструкція одержала назву «зоряний інтерферометр Майкельсона».
Подальше збільшення бази стикається з труднощами, зумовленими прогином балки, її вібраціями і т. п. Так з'явилася ідея - складати пучки, зібрані окремими телескопами. Але тут виникає суттєва обставина: щоб спостерігалася інтерференційна картина, що складаються пучки повинні бути когерентні, а для цього різниця їх ходу не повинна перевищувати (у видимому світлі) 2-3 мікрона. У зоряному інтерферометрі Майкельсона досить зорієнтувати базу перпендикулярно напрямку на зірку (точно навести телескоп на її центр), щоб зрівняти оптичні шляху пучків. А як зрівняти пучки, що приходять на два окремих рознесених телескопа? І де спостерігати їх інтерференцію? Зауважимо, що ця проблема була вирішена порівняно недавно. Але значно раніше подібна задача була вирішена в радіодіапазоні. Використання разнесенн...
