重力またはポテンシャルの引力の値は、地球または他の天体内の物質の分布によって決定されます。次に、上で見たように、物質の分布は、電位が一定である表面の形状を決定します。したがって、重力とポテンシャルの測定は、地球の形状の研究である測地学と、その内部構造の研究である地球物理学の両方にとって不可欠です。測地学および地球物理学の場合、人工衛星の軌道からポテンシャルを測定するのが最善です。重力の表面測定は、山や海の構造や鉱物の探索を扱う地域の地球物理学に最適です。
ザ・ 加速度 g 約によって異なります1/二赤道での毎秒約9.78メートルから極での毎秒約9.83メートルまで、地球の表面上の位置で1パーセントです。この大規模なバリエーションに加えて、10のいくつかの部分のローカルバリエーション6以下は、地球の地殻の密度と海抜の高さの変動によって引き起こされます。
地球の表面での重力ポテンシャルは、主に地球の質量と自転によるものですが、遠方の太陽と 月 。地球が自転するにつれて、ある場所でのこれらの小さな寄与は時間とともに変化するため、 g わずかに異なります。それらは日周および半日周期の潮汐変動です。ほとんどの目的では、固定された場所での時間の経過に伴う重力の変化、または場所ごとの重力の変化のみを知る必要があります。その後、潮の変動を取り除くことができます。したがって、ほとんどすべての重力測定値は、場所ごとまたは時々の違いの相対的な測定値です。
重力の変化は毎秒1メートルよりはるかに小さいため、相対測定用の単位を小さくすると便利です。ギャル(ガリレオにちなんで名付けられた)はこの目的のために採用されました。ギャルは毎秒100分の1メートルです。最も一般的に使用される単位はミリガルで、これは10に相当します。−5メートル/秒/秒-つまり、の平均値の約100万分の1 g 。
重力の絶対測定を行う2つの基本的な方法が考案されました:物体の自由落下のタイミングと モーション 何らかの方法で拘束された物体の重力下で、ほとんどの場合、 振り子 。 1817年、イギリスの物理学者ヘンリーケーターは、ドイツの天文学者フリードリヒヴィルヘルムベッセルの業績に基づいて、可逆振り子を使用して g 。硬い振り子の振り子の周期が約2回の場合 代替 サポートポイントが同じである場合、これら2つのポイントの間隔は、同じ期間の同等の単純な振り子の長さに等しくなります。注意深い構造により、ケーターは分離を非常に正確に測定することができました。ケーターの日から1950年代まで、重力の絶対測定には、いわゆる可逆振り子が使用されていました。それ以来、電子機器により、研究者は1メートルの距離で(静止状態から)体が自由落下する0.5秒の時間を高精度で測定できるようになりました。光の干渉を利用して、非常に正確な位置測定を行うことも可能です。その結果、自由落下の直接測定は、重力の絶対測定のための振り子に取って代わりました。
今日では、レーザーは干渉計の光源ですが、落下する物体は、光線をそれ自体に戻す再帰反射器です。落下するオブジェクトは、単純な下向きの動きでタイミングを合わせることができます。または、上向きに投影して、上向きおよび下向きのパス上でタイミングを合わせることができます。このような装置の可搬型は、地球全体の重力の違いを測定するための基礎を確立するために、さまざまな場所で使用されてきました。達成可能な精度は約10分の1です8。
最近では、光の代わりに原子のビームを使用する干渉計が重力の絶対的な決定を与えています。干渉は、異なる重力ポテンシャルにさらされているため、異なるエネルギーと波長を持つ原子間で発生します。結果は、自由落下中の物体の結果に匹敵します。
ニュートンの時代から、重力の違い(厳密には重力の値の比率)の測定は、異なる場所で同じ振り子のタイミングをとることによって行われました。しかし、1930年代には、静的重力計が振り子に取って代わり、小さな重力範囲での局所測定を行いました。今日、 フリーフォール 測定により、振り子はあらゆる目的で廃止されました。
ばね重力計は、測定される重力場の質量に対する重力とばねの弾性力のバランスを取ります。ばねの伸びを測定するか、サーボシステムがばねを一定量に戻します。高感度は、電子的または機械的手段によって達成されます。細いワイヤーが吊り下げられた質量によって引き伸ばされると、ワイヤーの張力、したがって横方向の振動の周波数は、質量にかかる重力によって変化します。このような振動する弦重力計は、もともと潜水艦で使用するために開発され、後に月面のアポロ17号の宇宙飛行士が着陸地点の重力調査を行うために使用しました。もう1つの比較的最近の開発は、超伝導重力計です。これは、磁気浮上した超伝導球の位置を感知して、 g 。最新の重力計は、0.005ミリガルよりも感度が高い可能性があります。 標準偏差 探査調査での観測の割合は0.01〜0.02ミリガルのオーダーです。
重力計で測定された重力の差は、非常に任意の単位で取得されます。たとえば、目盛り付きの文字盤の目盛りなどです。これらの単位とミリガルの関係は、いくつかのポイントで機器を読み取ることによってのみ決定できます。 g 絶対または相対振り子測定の結果として知られています。さらに、計測器は完全に線形の応答を持たないため、既知のポイントは、重力計が使用される重力の全範囲をカバーする必要があります。
以来 g は加速であり、移動している車両からの測定の問題であり、したがって地球に対して加速しているため、いくつかの根本的な問題が発生します。振り子、振動弦、およびばね重力計の観測は、潜水艦から行われました。ジャイロスタビライズされたプラットフォームを使用して、数ミリガルに近い精度での相対重力測定が、水上艦から行われてきました。固定翼航空機やヘリコプターでさまざまな重力センサーを使った実験測定が行われています。
利用可能なすべての絶対測定値と相対測定値を組み合わせた結果、多数のサイトで最も可能性の高い重力値を高精度で取得できるようになりました。 1960年代に開始された重量分析作業の集大成は、10分の1以上の精度を持つ世界的な重力参照システムです。7(0.1ミリガル以上)。
地上で測定された重力の値は、次の要因の組み合わせの結果です。
ほとんどの地球物理学的調査は、地質構造を解釈するためにこれらの最後のものを分離することを目的としています。したがって、他の要因を適切に考慮する必要があります。最初の2つの要因は、地球の想定される形状に対して計算できる緯度による重力の変化を意味します。地球の中心からの距離の増加による、標高に伴う重力の減少である3番目の要因は、1メートルあたり-0.3086ミリガルになります。ただし、この値は、観測点と海面の間の空間全体をゼロ密度の物質が占めることを前提としているため、自由空気補正係数と呼ばれます。実際には、このスペースの一部またはすべてを占める岩石材料の質量を考慮する必要があります。地形が適度に平坦な地域では、これは通常、 無限 ステーションの高さに等しい厚さのスラブ h そして適切な密度σを有する。その値は+0.04185σです h メートルあたりのミリガル。これは一般にブーゲ補正係数と呼ばれます。
地表の岩石の密度がわかっている場合は、地形または地形の補正を適用して、地表の起伏によるアトラクションを考慮に入れることもできます。潮汐効果(振幅は0.3ミリガル未満)を計算して許容することができます。
アポロ宇宙飛行士は月面着陸地点で重力計を使用しましたが、月と惑星の重力引力に関するほとんどの科学的知識は、それらの周りの軌道またはその近くを通過する宇宙船の加速度に対するそれらの影響の観察から得られました。無線追跡により、宇宙船の加速度を非常に正確に決定することが可能になり、結果は一連の球面調和関数の項として、または表面上の重力の変化として表すことができます。地球の場合と同様に、球面調和関数は全体的な構造を研究するのにより効果的ですが、重力の変化は局所的な特徴に対してより有用です。宇宙船は、局所的な重力の変動を検出するために、地表近くに降下するか、長期間軌道にとどまる必要があります。このようなデータは、20世紀の終わりまでに、月、金星、火星、木星について取得されていました。
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月の極の扁平率は地球のそれよりはるかに小さく、赤道ははるかに楕円形です。目に見える隠された構造からの大きくてより局所的な不規則性もあります。火星はまた、いくつかの大きな局所的な変動を示しますが、水星と金星の赤道バルジは非常にわずかです。
対照的に、すべてが非常に速く回転する主要な惑星は、大きな赤道バルジを持っており、それらの重力は、赤道から極への大きな増加によって支配されています。木星の極平坦化は約10%であり、1664年頃のジャンドメニコカッシーニによる望遠鏡観測から最初に推定されました。前述のように、エドモンドハレーはその後、木星の衛星の軌道を混乱させることに気づきました(ガリレオ)。重力測定の結果は、惑星の内部特性を理解するために重要です。
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