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Sistemas de Medición

Los sistemas de referencia global son realizados a través de plataformas que representan puntos de referencia en el universo o en la Tierra. Mediciones entre marcas de referencia contienen información sobre la relación entre ellas. Esta relación puede ser expresada como dirección o distancia para una época determinada.

Los marcos de referencia existentes son usados de una manera jerárquica. El principio geodésico desde lo grande a lo pequeño es aplicado aquí. Por lo tanto, los quásares localizados en las fronteras del universo conocido, forman un marco de referencia celeste casi-inercial (CRF) en el cual es determinada la posición de la Tierra.

En el nivel jerárquico siguiente sigue el marco de referencia terrestre (TRF). Cualquier otra red geodésica continental, nacional, regional o local aparecerán en los pasos subsecuentes en los marcos de referencia jerárquicos y harán uso de los puntos de referencia de los niveles precedentes como un marco exterior de mayor escala. Es por tanto una obligación que las técnicas de medición más precisas sean aplicadas en los observatorios geodésicos, los cuales deben proveer datos para la generación de los marcos de referencia celeste y terrestre.

Para unir puntos de referencia de diferentes continentes se requieren mediciones con técnicas capaces de entregar la relación entre los puntos de referencia. Estas técnicas son resumidas como técnicas geodésicas espaciales.

Las mediciones de las técnicas geodésicas espaciales son sesgadas debido a fenómenos geodinámicos. Estos efectos locales deben ser seguidos mediante mediciones locales para complementar las técnicas geodésicas espaciales.

El modelamiento correcto de los fenómenos geodinámicos (Ilustr. 36) permite finalmente la determinación precisa de marcos de referencia.

Ilustración: Fenómeno geodinámico con señales significantes en mediciones con técnicas geodésicas espaciales. Un modelamiento apropiado del fenómeno permite la determinación precisa de marcos de referencia global. (Imágenes tomadas de [1].)
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\centering\includegraphics {deform3_s.eps}\end{figure}


Técnicas Espaciales Geodésicas

Técnicas espaciales geodésicas son métodos de medición que unen las plataformas de medición basadas en la Tierra con objetos en el espacio a través de señales electromagnéticas. De ahí que las técnicas de geodesia espacial pueden ser explicadas con modelos de comunicación ([1]).

Los objetos más remotos en el universo son los quásares en una distancia de aproximadamente 3-15 billones de años luz. Esos objetos pueden ser detectados con radiotelescopios muy sensibles. Con la técnica de Interferometría de Base Muy Larga (VLBI) es posible relacionar la posición, orientación y rotación de la Tierra en el marco de referencia casi-inercial materializado por los quásares. Debido a la distancia de los quásares el campo de gravedad de la Tierra no es predominante en las mediciones VLBI. Por esto, VLBI tiene un carácter cinemático.

VLBI es complementado por las observaciones a satélites que están orbitando en el campo de gravedad de la Tierra. Por consiguiente las observaciones de Medición Láser a Satélites (SLR) y el seguimiento de satélites del Sistema de Posicionamiento Global (GPS) tienen un carácter dinámico, complementando las observaciones VLBI.

Los objetivos de VLBI y las técnicas satelitales pueden ser desarrollados algunas veces durante un día y por ello tener capacidad para proveer datos de posicionamiento preciso sobre una escala global.

En otras palabras: las técnicas geodésicas espaciales permiten determinar distancias de hasta 10000 km (a través de los océanos) con una precisión de pocos milímetros. Una red global de observatorios geodésicos permite en consecuencia un marco de referencia preciso con muchas aplicaciones en ciencia, navegación (espacial), cartografía.

VLBI

Sobre VLBI.

Interferometría de Línea Base Muy Larga (VLBI: Very Long Baseline Interferometry) es una técnica geométrica que mide las diferencias de distancia entre al menos dos radiotelescopios, basados en la Tierra, usando la llegada de ondas frontales emitidas por un quásar distante. Debido a que la diferencia de tiempo en la recepción de las señales son de una precisión de pocos picosegundos, VLBI determina la posición relativa de los radiotelescopios en operación con una precisión de pocos milímetros y la posición de los quásares hasta unos pocos miliarcosegundos.

Los quásares muy distantes proveen un marco de referencia inercial el cual es dos órdenes de magnitud más exacto que el conocido catálogo fundamental de estrellas fijas FK5. Considerando que los radiotelescopios están fijos sobre una Tierra en rotación, VLBI sigue instantáneamente la orientación de la Tierra en un marco de referencia inercial, una información indispensable para cualquier tipo de determinación de órbitas satelitales y navegación espacial.

Como es una técnica de microondas, las observaciones VLBI pueden ser realizadas bajo todas las condiciones meteorológicas.

Los elementos de una estación VLBI geodésica consisten en general de

Ilustración 37: Principio de Interferometría de Línea Base Muy Larga mostrado en un interferómetro correlacionador de registro de cinta.
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Usualmente los datos VLBI son adquiridos durante 24 horas sobre cerca de 30 quásares en aproximadamente 300 direcciones diferentes. Los datos de VLBI consisten en ruido digitalizado del quásar que es grabado junto con las marcas de tiempo, en cintas magnéticas en las estaciones. Después de completar las observaciones de un experimento las cintas magnéticas deben ser enviadas, desde todas las estaciones participantes, a un correlacionador de VLBI.

Después de la llegada de estas cintas el interferómetro es inicializado en el correlacionador. En el proceso de correlación se recorren los datos grabados en todas las estaciones simultáneamente y el procesador busca por el máximo de la función de correlación cruzada.

El producto del correlacionador son las marcas de fase y marcas de la amplitud desde los cuales el retraso e índice de retraso de la onda frontal pueden ser derivados. El retraso es la observable primaria en VLBI geodésico, este es mostrado en la ilustración 37. (Desde los datos VLBI Los radioastrónomos están usando las marcas de fase y de amplitud de los procesos de correlación para derivar imágenes de radioobjetos.)

Sobre VLBI en TIGO.

El contenedor del módulo VLBI contiene un radiotelescopio con una parabólica desmontada de 6 m de diámetro que constituye el instrumento más grande de TIGO. Su masa es cercana a 23 ton. El radio telescopio puede ser transportado en dos contenedores. El diseño permite que dos personas sean capaces de instalar todo el módulo VLBI dentro de una semana sin ayuda de grúa (Ilustr. 18 - 25).

Los parámetros técnicos del radiotelescopio de TIGO están resumidos en tabla 2.

Tabla: Parámetros técnicos del radiotelescopio de TIGO para VLBI geodésico.
Parámetro TIGO-VLBI
Propietario y agencia de operación BKG
Año de construcción 1995
Sistema del radiotelescopio corrimiento
Alimentación del receptor foco primario
Diámetro del reflector principal $d$ 6 m
Distancia focal $f$ 2.18 m
$f/d$ 0.3629
Superficie de contorno del reflector $\pm$ 0.2 mm
X-band
(reference $\nu$ = 8.4 GHz, $\lambda$ = 0.0357 m)
$8.1-8.9$ GHz
$T_{sys}$ 65 K
$S_{SEFD}$ 7700 Jy
$G/T$ 35.5 dB/K
$\eta$ 0.824
S-band
(reference $\nu$ = 2.3GHz, $\lambda$ = 0.1304m)
2.2-2.4 GHz
$T_{sys}$ 85 K
$S_{SEFD}$ 12000 Jy
$G/T$ 22.3 dB/K
$\eta$ 0.692

El terminal de adquisición de datos es un Mark IV compatible terminal, también llamado terminal VLBA4 (Ilustr. 28). Este es controlado por el Sistema de Campo para PC de la NASA, operando bajo el sistema operativo Linux. Los datos son grabados en cintas magnéticas delgadas, de una pulgada de ancho en el grabador VLBA4.

Usualmente la operación de VLBI es programada dentro del Servicio Internacional de VLBI (IVS). El programa principal es la observación continua de la rotación de la Tierra (CORE) en la cual una estación VLBI observa en diferentes redes VLBI globales, una a tres veces por semana por 24 horas. Cada experimento de 24 horas consiste en la observación de aproximadamente 300 quásares durante períodos cercanos a 3-5 minutos cada uno.

El módulo VLBI de TIGO está equipado con herramientas de medición como analizador de espectro, contadores de tiempo y frecuencia, medidor de potencia, osciloscopios digitales, generador de señales, registrador gráfico y herramientas mecánicas necesarias. Para la mantención del sistema de enfriamiento criogénico están disponibles una bomba de vacío y botellas de helio. Muchas de las partes de repuesto más importantes también están disponibles para minimizar el tiempo de detención por problemas técnicos en el sitio de operación.

Ilustración: Radiotelescopio de TIGO montado sobre su plataforma, vista desde una posición elevada.
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Ilustración 39: Unidad de Control de Antena del radiotelescopio de TIGO.
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Ilustración 40: Vista del Operador durante observaciones VLBI.
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\centering\includegraphics [width=13cm]{Bild10.ps}\end{figure}

SLR

Sobre SLR.

Medición Láser a Satélites (SLR) es una técnica de medición de pulso y eco, la cual usa láser para medir distancias desde estaciones en Tierra a satélites que portan retroreflectores.

Debido a que los eventos de enviar y recibir un pulso pueden registrados picosegundos, SLR determina la posición de la estación en la Tierra y del satélite dentro de pocos milímetros. Puesto que el objetivo al satélite está en movimiento en una órbita a través del campo gravitatorio de la Tierra, SLR es una técnica de medición dinámica, lo que permite la determinación del centro de masa de la Tierra. En atención a lo compacto y pasivo de los satélites para SLR, éstos poseen una órbita muy estable. SLR juega un rol indispensable en la definición del origen y escala de un marco de referencia geocéntrico global.

En consideración al uso de longitudes de ondas ópticas, SLR es dependiente de cielos claros y ausencia de nubes durante las pasadas de satélites.

Los elementos de una estación SLR son mostrados en la ilustración 41 y consisten en general de

Ilustración 41: Principio de Medición Láser a Satélites. El pulso láser del generador es detectado al inicio de un evento. El telescopio sigue al satélite y de este modo el pulso viaja a través de la atmósfera hacia el satélite. El retroreflector envía la señal del pulso de regreso al telescopio donde la detención del evento es detectada.
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\centering\includegraphics [width=0.7\textwidth]{slrblock_s.eps}\end{figure}

Predicción de órbitas están disponibles para cada satélite con el objeto de calcular los ángulos de puntería para el seguimiento del telescopio. Los operadores ajustan tres corrimientos: sesgo del tiempo, dirección longitudinal y lateral del curso del satélite para encontrar los retornos de señal. Los retornos registrados son procesados en la estación SLR después de que las observaciones han sido efectuadas. Varios cientos de retornos son resumidos en unos pocos, llamados puntos normales. Después de una exitosa observación, el reporte del seguimiento contiene información sobre los corrimientos de los elementos de la predicción de órbitas y de los puntos normales.

Sobre SLR en TIGO.

El módulo SLR de TIGO contiene el Sistema de Distancia Láser de TIGO (TLRS). Este está diseñado para medir distancias a satélites con una precisión mejor que 0.01 m simultáneamente en dos longitudes de onda $\lambda_1 = 847$ nm (infrarrojo cercano) and $\lambda_2 = 423.5$ nm (violeta).

El TLRS esta diseñado para seguir satélites de órbita baja cercano a los 300 km de altitud hasta satélites geoestacionarios con distancias próximas a los 36000 km.

El Module SLR de TIGO consiste en un contenedor de 40 pies en el cual puede ser almacenado el telescopio y el equipamiento necesario durante el transporte.

Las partes principales de este sistema son:

También están instalados un subsistema radar de detección aérea y compresor de aire seco para la conducción de aire.

En el sitio remoto, el telescopio óptico de 50 cm montado en carro puede ser posicionado precisamente sobre la marca de referencia terrestre en una fundación sólida de concreto.

Los componentes del generador del láser de pulso y detectores son localizados al interior de un ambiente de sala limpia. Los pulsos del láser son guiados a través de un túnel de conexión entre el telescopio y el contenedor.

Si el telescopio es movido fuera del contenedor, el espacio ganado es transformado en la sala de operación desde la cual las mediciones de distancia láser son desarrolladas.

El telescopio láser del tipo Galileo incluye dos espejos que están inclinados respecto del eje primario del telescopio. Por tanto, el giro del haz permite un diseño muy compacto del telescopio y el uso de una apertura completa, de 50 cm, sin oscurecimiento central.

Ilustración: Módulo SLR de TIGO. El telescopio láser compacto es capaz de alcanzar con sus pulsos láser satélites geoestacionarios próximos a 36.000 km de distancia. Los pulsos láser son generados dentro del contenedor y guiados a través del túnel hasta el telescopio. Las señales retornadas entran al telescopio y son guiadas de regreso hasta los detectores localizados dentro del contenedor. El telescopio puede ser transportado dentro del contenedor.
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\centering\includegraphics [width=13cm]{t_slr.eps}\end{figure}

El movimiento en acimut es realizado como un compás de aire sobre un bloque pulido de granito como la parte estática. Por ello la masa del carro con el telescopio pesa cerca de 1700 kg. El tubo básico es hecho con acero inoxidable y muchas de las fijaciones son elaboradas a base de titanio. Tabla 3, resumen de las especificaciones técnicas del telescopio óptico.

Los pulsos láser son generados en un oscilador Cr:LiSAF de diodo bombeado con un índice de repetición de 100 MHz. Un amplificador Ti:Zafiro regenerativo con una POCKELS CELL ASSEMBLY COPULES diez veces por segundo un pulse sale del oscilador y amplifica cada pulso hasta 1 mJ. Después de esto, dos amplificadores de multipaso Ti:Zafiro incrementan el pulso láser a su salida de energía nominal próxima a 60 mJ. La segunda generación armónica divide la energía hasta aproximadamente 30 mJ en cada longitud de onda. Tabla 3 muestra los parámetros técnicos del sistema láser de dos colores.

El sistema contador de eventos de las épocas mide las épocas de inicio de los eventos (pulso transmitido) y épocas de detención de eventos (pulso de retorno detectado). Este tiene cuatro canales independientes con una resolución de 1.2 ps y una precisión mejor que 5 ps rms. Adicionalmente, el contador de eventos genera la señal de excitación para los detectores. La interfase para el computador anfitrión es realizada con una puerta serial estándar. Los parámetros del contador de eventos son listados en tabla 3.


Tabla: Parámetros técnicos del telescopio óptico, el sistema láser y el sistema contador de eventos de las épocas para el TLSR.
Mass 1.700 kg
Dimensiones (largo, ancho, alto) 1.3 m $\times$ 1.3 m $\times$ 2.0 m
Velocidad 15$^\circ$/s acimut, 6$^\circ$/s elevación
Máx. Campo de vista 4 arcmin
Eficiencia óptica 75% 847 nm, 65 % 423.5 nm, 30% 550 nm
Corrección por Aberración 847 nm, 423.5 nm
Longitud de ondas 847 nm, 423.5 nm
Duración del pulso 80 ps
Energía del pulso 30 mJ @ 847 nm y 423.5 nm
Índice de pulsos 10 Hz
Canales contadores de eventos 4
Resolución del contador de eventos 1.2 ps, 64 bit
Jitter $<$ 3.6 ps
Estabilidad $<$ 0.3 ps/K, $< \pm$ 0.5 ps/h

El software de control de la unidad de control del telescopio ejecuta tres tareas:

El software de control permite ajustes al seguimiento del telescopio, a la unidad óptica y al índice de salida del generador. El software completo trabaja sobre un PC basado en Linux.

Ilustración: TIGO, telescopio de 50cm para Medición Láser a Satélites.
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Ilustración 44: Operador de SLR trabajando en TIGO.
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\centering\includegraphics [width=13cm]{Bild15.ps}\end{figure}

Ilustración: Generador del pulso láser y detectores en el módulo SLR de TIGO.
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Sistema de Satélites Basado en Microondas

Los sistemas de satélites basado en microondas son importantes para propósitos de posicionamiento y de navegación. Los dispositivos de usuario son pequeños, fáciles de manipular de un costo conveniente (siempre que el usuario no participe en los costos del segmento espacial).

Por tanto, los sistemas de satélites basado en microondas para posicionamiento y navegación son populares para la densificación de redes geodésicas. La determinación precisa de coordenadas con sistemas de satélites basado en microondas depende de la calidad de las órbitas. Variaciones orbitales y variaciones en los parámetros de rotación de la Tierra son correlacionadas y no pueden ser separadas por métodos satelitales por sí solas.

La decorrelación puede llegar a ser posible usando parámetros de rotación de la Tierra los que son determinados por observaciones VLBI geodésicas.

Para la mantención de los marcos de referencia global los siguientes sistemas son de importancia:


GPS

El Sistema de Posicionamiento Global (GPS) consiste de 24 satélites ubicados en 6 planos orbitales con una altura de 20000 km. Los satélites transmiten información codificada en dos frecuencias portadoras.

Un receptor GPS basado en la Tierra puede determinar su posición en 3D, si recibe la señal de a lo menos cuatro transmisores GPS. Hoy en día las redes geodésicas son formadas con estaciones de seguimiento permanente de los GPS desde las cuales se pueden derivar posiciones al nivel de milímetros.

Como técnica de microondas, GPS provee observaciones independientes de las condiciones meteorológicas.

Una estación permanente GPS consiste de:

TIGO incluye cuatro receptores permanentes GPS Ashtech Z12 con antenas choke ring (Ilustr. 46) y un receptor Javad para observaciones simultáneas GPS/GLONASS(Ilustr. 47, 48).

Un receptor será colocado en la plataforma de TIGO próximo a los telescopios VLBI y SLR. Cuatro receptores serán usados en la región alrededor de la plataforma de TIGO a fin de monitorear la estabilidad del sitio.

Los datos de los cuatro receptores GPS serán administrados y hechos disponibles a través del servidor de datos central del módulo básico de TIGO.

La operación y mantención del despliegue de los GPS de TIGO requiere experiencia en la tecnología GPS, interfases de computador y comunicación de datos.

Mediciones GPS son realizadas sin fines de lucro, estás son coordinadas por el Servicio de GPS Internacional (IGS).

Ilustración 46: Receptor GPS Ashtech Z12 con antena chokering y radom.
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Ilustración 47: Antena del receptor Javad combinado GPS/GLONASS.
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Ilustración 48: Interfase de datos del receptor Javad combinado GPS/GLONASS.
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\centering\includegraphics [width=13cm]{javadrec.ps}\end{figure}


Mediciones locales

La ejecución de observaciones de alta calidad y la reducción de datos durante el proceso de análisis demanda servicios de dispositivos y sensores instalados localmente.

Los siguientes servicios y tareas de monitoreo son posibles en TIGO:

Mantención de tiempo

Técnicas geodésicas espaciales requieren de frecuencias de alta precisión y mantención de tiempo. Para un observatorio, la escala de tiempo generada localmente es esencial. Dos tipos de relojes atómicos son necesarios:

Un receptor adicional especial de tiempo GPS es usado en la transferencia de tiempo para la sincronización de los relojes de referencia GPS.

TIGO contiene dos amplificadores de hidrógeno (Ilustr. 50), dos estándares de cesio y tres receptores de tiempo GPS (Ilustr. 49).

Estos osciladores son referenciados a un estándar de cesio como reloj master de TIGO usando señales de 1 pps las cuales son derivadas de la fase de enganche de los módulos de tiempo. Un computador de control registra cada 3 horas los corrimientos del reloj. Ocasionalmente, los índices del reloj deben ser reajustados.

El corrimiento del reloj master de TIGO versus GPS puede ser reportado al BIPM en París debido a que el equipamiento requerido por el servicio internacional del tiempo está disponible.

Los estándares de frecuencia y el tiempo de TIGO son alimentados por baterías que son cargadas por energía solar y fuente de poder de la estación.

La operación y mantenimiento de un laboratorio de tiempo y frecuencia requiere experiencia en física atómica, tecnología de alta frecuencia, electrónica, interfases de computador.

Ilustración: Laboratorio de frecuencia y de tiempo de TIGO. La cabina electrónica se localiza sobre el receptor de tiempo GPS TTR6, debajo de uno de los estándares de cesio, un contador y el computador de control, varios módulos de tiempo y distribuidores. En el muro se encuentra visible uno de los dos amplificadores de hidrógeno.
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Ilustración: Amplificador de hidrógeno EFOS-18 en el laboratorio de tiempo y frecuencia de TIGO.
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Gravímetro Súper Conductor

Variaciones temporales de la fuerza de gravedad son medidas por un gravímetro. Las señales del gravímetro proveen información sobre las respuestas de la Tierra elástica ante ciertos fenómenos, por ejemplo: fuerzas de mareas, carga oceánica y atmosférica.

El principio de medición del llamado gravímetro súper conductor consiste en una esfera hueca suspendida por un campo magnético producido por corrientes en una bobina súper conductora. Debido a la pérdida de resistencia, las corrientes en la bobina son casi constantes, por tanto este gravímetro tiene una estabilidad de período largo. Fuerzas actuando por aceleraciones sobre la esfera son compensadas por regulación de una corriente adicional en la bobina, lo cual sirve como la señal.

Debido al pequeño corrimiento instrumental y la alta resolución de la señal (sensibilidad relativa de $10^{-11}$) es posible cubrir el rango espectral de las variaciones de aceleración provenientes de modos propios sísmicos sobre las principales mareas de la Tierra hasta la variación en la fuerza centrífuga debido al período de Chandler de aproximadamente 435 días en el movimiento polar.

Un gravímetro súper conductor es parte de TIGO (Ilustr. 51). Este requiere una sala silenciosa con un pilar de fundación.

El enfriamiento criogénico es alcanzado con un compresor con helio. El compresor es enfriado por agua y necesita un surtidor de agua en el sitio.

La operación y mantenimiento del gravímetro súper conductor requiere experiencia en enfriamiento criogénico, gravedad, electrónica, interfases de computador, sistema operativo UNIX.

Ilustración: Gravímetro Súper Conductor.
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Sismómetro

Las técnicas geodésicas espaciales proveen posición de sitios y velocidades mediante registros de períodos largos. Para el modelamiento correcto de la velocidad de un sitio es necesario controlar eventos tales como terremotos. Un sismómetro de amplio espectro registra los eventos producidos por terremotos.

Los sismómetros son usualmente operados en redes globales o regionales. Los datos de una red de sismómetros registran los eventos producidos por terremotos en diferentes tiempos de llegada.

El cálculo de la propagación de la onda permite la determinación del epicentro.

El sismómetro de amplio espectro de TIGO es un instrumento Güralp Systems CMG-3T (Ilustr. 52).

Este consiste en 3 sensores ortogonales con una masa sensora de 0.180 kg cada uno. Las posiciones de las masas son controladas por sensor capacitor. Las salidas de señales procesadas son posición y velocidad de los sensores de masa en direcciones vertical, norte-sur y este-oeste.

El sismómetro de TIGO está diseñado para ser instalado en un lugar silencioso cerca de la plataforma. Este tiene un panel solar para proveerse de energía y es controlado remotamente vía un cable de fibra óptica de 200 m de largo desde el módulo básico de TIGO. La referencia de tiempo del sismómetro es tomada desde su propio receptor de tiempo GPS en el sitio.

La operación y mantenimiento del sismómetro de amplio espectro requiere experiencia en sismómetros, electrónica análoga y digital, interfases de computador, paneles solares, GPS, sistema operativo Linux.

Ilustración: Sismómetro de Amplio Espectro, Typ Güralp.
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Estación Meteorológica

El factor limitante en las precisiones de las técnicas espaciales geodésicas es la atmósfera. Para la corrección debido a la refracción son indispensables las observaciones meteorológicas.

TIGO contiene una estación meteorológica completa con sensores para temperatura seca, humedad relativa, presión de aire, dirección del viento, velocidad del viento y contador de agua caída (Ilustr. 53).

Las muestras meteorológicas son registradas cada 15 minutos por un computador (Ilustr. 54) y son puestas en la base de datos disponibles para los usuarios. Muestras de datos meteorológicos actuales para la corrección por refracción, durante las observaciones, también son disponibles.

La operación y mantenimiento de los sensores meteorológicos requiere experiencia en meteorología, sensores meteorológicos, electrónica, tecnología, interfases de computador, programación.

Ilustración: Los sensores meteorológicos de TIGO y dos antenas GPS para los relojes GPS. A la izquierda un contador de agua caída, a la derecha sensores de viento y temperatura.
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Ilustración: El computador de la estación meteorológica de TIGO.
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\centering\includegraphics [width=13cm]{meteocomp.ps}\end{figure}

Radiómetro de Vapor de Agua

La humedad en la troposfera retrasa la propagación de las ondas electromagnéticas. Las técnicas geodésicas espaciales determinan los intervalos de tiempo de las señales electromagnéticas, las cuales son dependientes de la cantidad de vapor de agua a lo largo de la propagación de la onda. El contenido de agua puede ser determinado por radiación, absorción o dispersión. EL radiómetro de vapor de agua (WVR) mide la radiación termal de las moléculas de agua las cuales pueden ser convertidas al así llamado retraso de la ruta húmeda cenital, la cual es usada en los modelos de corrección en la reducción de datos.

Durante las observaciones, el WVR continuamente elabora perfiles en diferentes direcciones. Un perfil toma aproximadamente 15 minutos y resulta un valor de retraso de la ruta húmeda cenital

Ilustración: Radiómetro de TIGO.
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\centering\includegraphics [width=13cm]{Bild13.ps}\end{figure}

Red de Control de Observaciones Geodésicas

Las observaciones locales en una estación fundamental de geodesia, con varias técnicas de geodesia espacial, unen los puntos de referencia de los telescopios y centros de fase en una red geodésica local. Los vectores espaciales entre los puntos de referencia permiten la unión entre las técnicas geodésicas espaciales. Puesto que las técnicas geodésicas espaciales son precisas al nivel de pocos milímetros en una escala global, las observaciones locales deberían apuntar a ser un orden de magnitud mejor en precisión. Por tanto solamente pueden ser usados instrumentos de precisión geodésica para esta tarea.

Una repetición periódica de las observaciones de la red local verifica la estabilidad de la plataforma de TIGO con respecto a su vecindad local.

Para este propósito se debe disponer de monumentos especiales en la plataforma de TIGO. La estabilidad regional es controlada con un arreglo de observaciones permanentes con los receptores GPS de TIGO. (ver sección 2.1.3).

El equipo de observación local de TIGO consiste de un Taquímetro Geotronics Bergstrand, un nivel digital Zeiss DiNi11 y accesorios. También está incluido un software de procesamiento de datos llamado GeoGenius.

Las observaciones locales requieren de experiencia en geodesia, estadística, determinación de coordenadas, comunicación de datos.