Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Радиолокационная астрономия

исследует тела Солнечной системы с помощью отраженных ими радиоволн, посланных передатчиком. Объектами исследования Р.а. явл. планеты, их спутники, кометы, солнечная корона.

Радиолокация Луны впервые произведена в 1946 г. Спустя 15 лет в Великобритании, СССР и США были получены эхосигналы от Венеры, к-рая ближе других больших планет подходит к Земле. Чувствительность радиолокац. установок позволяет исследовать также Меркурий, Марс, Юпитер, Сатурн, их спутники, малые планеты (напр., Икар, Эрос) и кометы в периоды их приближения к Земле. Радиолокац. исследования солнечной короны проводятся с 1959 г.

В радиолокац. исследованиях небесных тел используются те же физ. принципы, к-рые лежат в основе обычной наземной радиолокации. Разница состоит в огромной величине межпланетных расстояний, во много тысяч раз превышающей земные масштабы. Вследствие этого радиоволны, распространяющиеся со скоростью ок. 300 тысю км/с, возвращаются к Земле через непривычно большой интервал времени. Так, радиоволны, полсланные в направлении Луны, к-рая движется вокруг Земли на расстоянии 360-400 тыс. км, возвращаются в среднем через 2,5 с. Для Венеры (миним. расстояние 40 млн. км) этот интервал не бывает меньше 4,5 мин, а для Юпитера (600 млн. км) он даже превышает 1 ч.

Осн. трудность в исследовании небесных тел методами Р.а. связана с тем, что интенсивность радиоволн при радиолокации ослабляется обратно пропорционально четвертой степени расстояния до исследуемого объекта. Поэтому радиолокаторы, используемые для исследования небесных тел, имеют антенны больших размеров и мощные передатчики. Напр., радиолокац. установка центра дальней космич. связи в Крыму имеет антенну с диаметром главного зеркала 70 м и оборудована передатчиком мощностью неск. сотен кВт на волне 39 см. Энергия, направляемая к цели, концентрируется в луче с углом раскрыва 25'.

Угловые размеры планет значиетльно меньше этой величины, и большая часть излученной энергии проходит мимо цели. При радиолокации Венеры в период нижнего соединения, когда она ближе всего подходит к Земле, на всю планету паадет излучение мощностью 250 Вт. Часть его рассеивается поверхностью планеты, значит. же часть излучения поглощается. В результате вторичного ослабления излучения на его пути к Земле мощность излучения, попадающего на поверхность антенны, составляет всего $7 \cdot 10^{-18}$ Вт, а к приемнику поступает еще меньше.

Рис. 1. Данные измерений дополнительного запаздывания радиоволн,
вызываемого полем тяготения Солнца. Точки нанесены в соответствии с
результатами измерений времени запаздывания сигналов при радиолокации
Венеры (отрезки у точек - пределы возможных погрешностей измерений).
Сплошная кривая - изменение дополнительного запаздывания согласно теории
тяготения Эйнштейна. По горизонтальной оси отложен интервал времени до
момента верхнего соединения планеты (в сутках), то есть когда она окажется
за Солнцем налинии Земля-Солнце.
По сравнению с др. физ. методами исследования небесных тел радиолокация позволяет очень точно измерять расстояние от антенны радиолокатора до исследуемого объекта по запаздыванию отраженных объектом радиоволн. Эта возможность была использована для осуществления проверки теории тяготения Эйнштейна ( 4-й проверки общей теории относительности, см. Тяготение). Согласно этой теории, скорость эл.-магн. волн, распространяющихся в поле тяготения, уменьшается по сравнению с их скоростью в свободном пространстве (т.к. в поле тяготения время течет медленнее). При радиолокации планет в периоды, когда они находятся за Солнцем, а радиолуч проходит вблизи его поверхности, солнечное тяготение должно увеличивать время запаздывания эхо-сигналов. Хотя величина дополнит. запаздывания мала (ок. 200 мкс, чт осоответствует 30 км в пересчете на расстояние) по сравнению с полным запаздыванием эхо-сигналов (к-рое составляет 1500-1700 с при радиолокации Меркурия и Венеры за Солнцем), это запаздывание было обнаружено. Оно изменялось в зависимости от угла между радиолучом и центром Солнца в соответствии с предсказаниями теории тяготения Эйнштейна (рис. 1).

Особенно большую роль радиолокация сыграла в определении абс. размеров Солнечной системы, уточнив значение астрономичсекой единицы (ср. расстояния Земли от Солнца).

Проведенная в Советском Союзе обработка данных радиолокац. измерений расстояния до Венеры в 1962-75 гг. дала значение 1 а.е. =149597867,9$\pm 0,9$ км. XVI Генеральная ассамблея Международного астрономич. союза приняла в 1976 г. значение 1 а.е.=149597870$\pm 2$ км (при скорости света c =299792458$\pm 1,2$ м/с).

В то же время анализ радиолокац. измерений показал, что и после внесения поправки в величину а.е. остаются значит. регулярные расхождения между фактич. и эфемеридным (вычисленным) положением планет относительно Земли, достигающие неск. сотен км. Для устранения расхождений в Советском Союзе была создана релятивистская теория движения планет земной группы, учитывающая данные радиолокац. наблюдений планет и обеспечивающая вычисление из взаимных положений с погрешностью 1-3 км, что в 100 раз превышает точность прежних расчетов, основанных только на оптич. наблюдениях.

Уточнение взаимных положений планет сделало возможным не только вывод искусственных спутников на орбиты вокруг планет, но и доставку спускаемых аппаратов межпланетных станций в заданный район их поверхности.

Рис. 2. Линии равных запаздываний (2) и равных
доплеровских смещений (3) на поверхности планеты,
1 - луч зрения, 4 - видимый экватор планеты,
5 - видимый центральный меридиан, 6 - граница
видимого диска планеты, О - центр диска планеты,
$\Omega$ - вектор угловой скорости видимого вращения,
v1 и v2 - скорости движения краев видимого диска.
При радиолокации непосредственно измеряется расстояние до ближайшей к наземному наблюдателю (антенне радиолокатора) точки поверхности планеты O (центра диска планеты, рис. 2), в то время как положение центра масс планеты определяется теорией движения планет, уточняемой в процессе измерений. Благодаря этому возможно определить радиус планеты в этой точке. Вращение планеты позволяет исследовать рельеф поверхности вдоль экватора между тропиками. Профиль высот поверхности Марса, полученный советскими исследователями по наблюдениям 1980 г., изображен на рис. 3. Трасса измерений прошла по склону гигантского вулкана Олимп, где высота достигла 17,5 км. Для Венеры вариации экваториального радиуса лежат в пределах 2-4 км.

Применение радиолокац. методов (наряду с др. радиоастрономич. методами) оказалось очень плодотворным в исследованиях Венеры. Поверхность этой планеты закрыта плотным облачным слоем, непрозрачным в видимых, УФ- и ИК-лучах. Поэтому оптич. методами не удавалось определить период вращения Венеры и выяснить физ. условия на ее поверхности. В то же время для радиоволн дециметрового диапазона атмосфера Венеры оказалась прозрачной, что позволило получить достоверные сведения о ее поверхности.

Рис. 3. Профиль высот поверхности Марса вдоль 21o северной широты.
Горные массивы: I - Фарсида, II - Олимп, III - Элизий, IV - Большой Сирт;
низменности: V - Хриса, VI - Амазонис, VII - Исида.
Для определения периода и направления вращения Венеры было использовано различие лучевых скоростей отдельных участков вращающейся поверхности, к-рое приводит, благодаря эффекту Доплера, к расширению спектр. линии отраженного сигнала. Точка B1 (рис. 2), находящаяся на приближающемся крае планеты, дает отражение на более высокой частоте, чем точка B2, находящаяся на удаляющемся крае. Величина расширения лнии пропорциональна угловой скорости вращения планеты относительно наземного наблюдателя. (Такое вращение наз. видимым в отличие от собств. вращения планеты.) Видимое вращение (его можно было бы заметить по оптич. наблюдениям, не будь поверхность Венеры закрыта облаками) складывается из двух движений: собств. вращения планеты в системе координат, помещенной в ее центр и ориентировнной на удаленные звезды (эта составляющая имеет постоянную величину и должна быть определена), и переносного движения системы координат относительно наземного наблюдателя. Составляющая вращения, связанная с переносным движением, определяется взаимным положением Земли и Венеры и может быть вычислена независимо. Эта составляющая максимальна в нижнем соединении, когда Венера оказывается вблизи Земли на линии Земля-Солнце.

Рис. 4. Определение периода и направления
вращения Венеры по наблюдениям вариаций
ширины спектра отраженных волн. Кривые
представляют изменение угловой скорости $\Omega$
видимого вращения Венеры, вычисленное для
ряда значений периода T в предположении, что
ось вращения планеты перпендикулярна
плоскости ее орбиты. Экспериментальные точки
лучше всего соответствуют обратному вращению
Венеры с периодом ок. 300 сут.
Результирующее изменение модуля угловой скорости вращения Венеры относительно наземного наблюдателя, вычисленное для неск. значений периода вращения при условии, что ось вращения перпендикулярна плоскости ее орбиты, представлено на рис. 4. Если бы, как большинство больших планет, венера имела прямое вращение (совпадающее с ее движением по орбите вокруг Солнца), то результирующее вращение и ширина спектра отраженного сигнала длжны были бы иметь в нижнем соединении максимум, т.к. обе составляющие вращения одного знака. Этому случаю соответствует кривая при T=225 сут. При обратном вращении знаки составляющих противоположны и результирующее вращение и ширина спектра в нижнем соединении минимальны (кривые при T=-200 и -300 сут). Кривая при $T=\infty$ соответствует одному переносному движению.

На этом же графике нанесены экспериментальные точки, полученные по наблюдениям расширения спектра отраженного сигналов (СССР, 1962 г.). Наблюдавшееся вращение имеет минимум вблизи нижнего соединения, чт оуказывает на обратное вращение планеты. Вариации ширины спектра соответствуют периоду вращения ок. 300 земных сут.

Еще в 60-х гг. 20 в. при анализе спектра отраженного Венерой сигнала были обнаружены обширные области ее поверхности, рассеивающие радиоволны более интенсивно, чем окружающая местность, т.е. выглядящие "радиояркими" на окружающем фоне. Это дало возможность произвести дальнейшее уточнение вращения Венеры, аналогично тому, как если бы движение этих областей было доступно оптич. наблюдениям. Международным астрономич. союзом период вращения Венеры принят равным 243,01 сут при обратном вращении, координаты Севрного полюса: прямое восхождение 272,8o, склонение 67,2o.

Ось вращения Венеры почти перпендикулярна к плоскости эклиптики. С учетом возможных систематических ошибок результаты измерений периода вращения совпадают со значением 243, 16 сут, при к-ром Венера в каждом нижнем соединении должна быть обращена к Земле одной и той же стороной (синодич. резонанс). В промежутке между соединениями наземный наблюдатель видел бы четыре полных оборота Венеры, если бы ее поверхность была свободна от облаков. Продолжительность ср. солнечных суток на Венере составляет 116,8 земных.

Не исключено, что синхронизация вращения Венеры вызвана действием приливных сил со стороны Земли. Впрочем, последние данные, полученные в СССР и США, указывают, что период вращения Венеры, вероятно, несколько меньше 243,16 сут и резонанс еще не наступил. Если вращение Венеры и отличается от синодич. резонанса, то это отличие очень мало: период меньше резонансного всего на 2-4 ч. Потребуется ок. 700 лет, чтобы Венера в нижнем соединении оказалась бы обращенной к Земле обратным полушарием.

Для исследования усредненных по поверхности характеристик отражения планет используют как спектральные измерения, так и измерения, построенные на разделении отраженных сигналов по времени запаздывания. В основе второго метода лежит то, что волновой фронт излучения, падающего по лучу 1, постепенно "освещает" все видимое полушарие планеты, начиная от ближайшей к наземному наблюдателя точки O (центра диска планеты, рис. 2), и отраженное излучение запаздывает в соответствии с расстоянием данного участка поверхности. Разделяя отраженные сигналы по времени запаздывания, получают распределение энергии отраженных волн по лучу зрения. Распределение энергии отраженного Венерой излучения, полученное этим методом в 1962 г., представлено на рис. 5. Резкий максимум в точке, соответствующей центру диска планеты, говрит о наличии зеркального блика, присущего гладким поверхностям. Величина коэфф. отражения поверхности (12-18%) получилась аткой же, как и у земных скальных пород на силикатной основе. Т.о. была установлена природа отражающей поверхности Венеры.

Рис. 5. Распределение энергии отраженных Венерой
волн (вертикальная ось) по лучу зрения (горизонтальная
ось y). Начало координат соответствует ближайшей к
наземному наблюдателю точке поверхности планеты (центру
диска). Резкий максимум в начале координат свидетельствует
о наличии зеркального блика в центре диска планеты.
Зеркальный характер отражения в радиодиапазоне оказался свойственен поверхностям как планет, так и Луны. При наблюдении планет в видимых лучах зеркальное отражение отсутствует. В то время как в полнолуние диск Луны выглядит равномерно ярким, в радиодиапазоне осн. отражение назад к локатору дают области, находящиеся в центре диска, а периферия остается "в тени".

Разделяя отраженные сигналы одновременно по запаздыванию и частоте, получают изображение поверхности планеты, хотя одиночные антенны не обладают той разрешающей способностью, какую имеют оптич. телескопы. Точки на поверхности планеты, образующие окружность 2, плоскость к-рой перпендикулярна лучу зрения 1 (рис. 2), находятся на одинаковом расстоянии от наземного наблюдателя; эта окружность явл. линией равных запаздываний. С другой стороны, точки, лежащие на окружности 3, плоскость к-рой параллельна лучу зрения и оси видимого вращения, имеют по отношению к наземному наблюдателю одинаковые лучевые скорости; следовательно, эта окружность явл. линией равных доплеровских смещений.

Зная расстояние до нек-рой точки B' и ее лучевую скорость, можно рассчитать запаздывание и доплеровское смещение и выделить сигналы, отраженные этой точкой. Однако, как видно из рисунка, окружности равных запаздываний и доплеровских смещений пересекаются не только в точке B', но и в точке B'', расположенной симметрично относительно плоскости видимого экватора 4. Для того чтобы принять отраженные этими точками сигналы раздельно и получить неналоженное изображение, применяют угловое разделение. Для этого используют либо антенны с достаточно узкой диаграммой направленности (в случае Луны, угловые размеры к-рой достаточно велики по сравнению с диаграммой больших антенн), либо двухантенный радиоинтерферометр.

Рис. 6. Изображение лунного кратера Тихо,
полученное радиолокационным методом.
На рис. 6 представлено изображение кратера Тихо, полученное при радиолокации Луны амер. астрофизиками. Качество изображения мало уступает фотографич. снимку, сделанному с Земли с помощью оптич. телескопа.

С помощью крупнейших радиолокац. установок в Аресибо и Голдстоне были получены изображения отдельных участков обращенного к Земле в период сближения полушария Венеры с пространств. разрешением 10-20 км (в последнее время до 3 км). В 1980 г. с помощью радиовысотомера-профилографа, установленного на амер. межпланетной станции "Пионер-Венера", была построена карта высот (гипсометрич. карта), охватывающая поверхность Венеры между 60o южной широты и 75o северной. На этой карте видны детали континентального масштаба: Земля Иштар, горный массив Максвелла, Земля Афродиты. Измерения высоты шли через 50-150 км. Более мелкие детали - горные хребты, кратеры, рифтовые долины - оказались неразличимыми.

Рис. 7. Схема радиолокационной съемки с
космического аппарата: 1 - линии равных
запаздываний и равных доплеровских смещений
в диаграмме направленности антенны бокового обзора,
2 - след диаграммы направленности антенны
радиовысотомера-профилографа.
В 1983-84 гг. радиолокац. съемку всего северного полушария Венеры выше 30o выполнили советские КА "Венера-15, -16". Радиолокац. станция бокового обзора, установленная на искусственном спутнике Венеры, обеспечивала пространств. разрешение на местности 1-2 км. Совмещенный с ней радиовысотомер-профилограф имел погрешность измерения высоты менее 50 м.

С помощью передатчика и антенны, установленных на спутнике, радиоволнами "освещается" нек-рый участок ADBG поверхности планеты сбоку от трассы полета (рис. 7). Элементы поверхности в пределах диаграммы направленности антенны находятся на разном расстоянии и движутся с разными радиальными скоростями при наблюдении их со спутника. Напр., точка А находится ближе, чем точка В, и отраженные ею сигналы будут приняты раньше. С другой стороны, точка G приближается к аппарату и отраженные ею сигналы вследствие эффекта Доплера будут выше по частоте, чем сигналы, отраженные точкой D, к-рая удаляется. Это и используется для разделения радиоволн, отраженных отдельными элементами поверхности, и построения изображения. Линии равных запаздываний явл. концентрич. окружностями с центром непосредственно под спутником, линии равных доплеровских смещений - конич. сечения. Заметим, что обычным способом то же пространств. разрешение можно было бы достигнуть, установив на КА антенну диаметром ок. 70 м.

Рис. 8. Радиолокацинное изображение района гор
Максвелла на Венере, полученное космическими
аппаратами "Венера-15, -16". Вверху приведен
высотный профиль поверхности по трассе,
отмеченной белой линией (отсчет ведется от
центра планеты).
На рис. 8 изображен район гор Максвелла с огрмным кратером диаметром ок. 100 км. Приведенный фрагмент поверхности имеет длину 1100 км при ширине 150 км. КА двигался слева направо, его трасса проходит левее снимаемой полосы. По горизонтально й оси отложено угловое расстояние относительно перицентра орбиты КА (отсчитанное из центра планеты), по вертикальной оси - угловое расстояние относительно плоскости орбиты (одному градусу на поверхности Венеры соответствует 105,6 км).

Элементы снимаемой поверхности "освещаются" радиоволнами в среднем под углом 10o к вертикали. Яркость видимых образований определяется в первую очередь углом, под к-рым их элементы встречают падающие на них радиоволны. Склоны горных образований, обращенные к КА, выглядят светлыми, противоположные склоны - темными.

Расшифровать видимые на снимках образования помогает радиовысотомер-профилограф. Он непосредственно измеряет высоту КА над средней поверхностью планеты в пятне диаметром 40-50 км (рис. 7). Благодаря спец. методике, учитывающей разброс высот и шероховатость поверхности в пятне, среднеквадратичная погрешность измерения высот оказалась меньше 50 м. Трасса измерений высоты на рис. 8 показана белой линией, по вертикальной оси дана величина радиуса поверхности планеты в данной точке в км, вычисленная как разность рсстояния КА от центра планеты и измеренной высоты.

Макс. высота горного массива для данного профиля составляет 11 км над средним радиусом Венеры, для к-рого Международный астрономич. союз принял значение 6051 км. Кратер, к-рый пересекла трасса измерений высоты, расположен на склоне горного массива и имеет сложную форму. Из сопоставления изображения с профилем следует, что внутри большого кратера глубиной ок. 1,5 км находится второй, дно к-рого опущено еще на 1 км.

Атмосфера Венеры, а также Юпитера оказывает влияние на распространение радиоволн, что используется для исследования строенияих атмосфер. В первых радиолокац. наблюдениях Венеры, осуществленных в дециметровом и метровом диапазонах волн, величина отражат. способности планеты получилась примерно одинаковой. Поэтому неожиданным оказалось резкое уменьшение отражат. способности, обнаруженное при радиолокации Венеры в сантиметровом диапазоне (рис. 9). Указанное явление могло быть связано с поглощением радиоволн в атмосфере Венеры, но проверить это предположение удалось лишь после анализа химического состава атмосферы Венеры приборами АМС типа "Венера".

Рис. 9. Зависимость отражательной способности ($\rho$)
Венеры от длины волны ($\lambda$). Резкое уменьшение $\rho$ в
сантиметровом диапазоне вызвано поглощением
электромагнитного излучения в атмосфере Венеры.
Причиной наблюдающегося уменьшения отражат. способности Венеры явл. нерезонансное поглощение эл.-магн. излучения в углекислом газе (из к-рого почти целиком состоит ее атмосфера) и парах воды, возникающее в условиях высокого давления (до 100 атм у поверхности Венеры).

В наблюдениях Юпитера отраженный сигнал не был зарегистрирован надежно, хотя чувствительность радиолокац. установок позволяла его обнаружить, если Юпитер имел ту же отражат. способность, что и Венера. По-видимому, радиоволны практически полностью затухают в очень глубокой атмосфере Юпитера. Аналогично радиоволны должны затухать в атмосфере и др. планет-гигантов. В тоже время кольца сатурна оказались хорошим отражателем и рассеивают радиоволны, подобно тому как облака рассеивают видимый свет.

Если при радиолокации Луны, Венеры, Марса радиоволны отражаются от твердой поверхности, то при исследовании Солнца отражения приходят от ионизованного разреженного газа, образующего солнечную корону. Для исследования Солнца используют волны метрового диапазона. Более короткие волны проникают глубоко и затухают, прежде чем отразятся от к.-л. образования.

Плазма солнечной короны не имеет резкой границы. В ней обнаружены неоднородности, движущиеся со скоростями до 200 км/с. Радиолокация позволяет исследовать динамику солнечной короны.

Лит.:
Развитие радиолокационных исследований планет в Советском собзе, в кн.: Проблемы современной радиотехники и электроники, М., 1980, с. 32; Единая релятивистская теория движения внутренних планет Солнечной системы, ДАН СССР, 1980, т. 255, N 3, с. 545.

(О.Н. Ржига)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Карта смысловых связей для термина РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ

Оценка: 3.0 [голосов: 104]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования