Радиолокационная астрономия. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Радиолокационная астрономия - раздел астрономии, исследующий тела Солнечной системы с помощью отражённых ими радиоволн. посланных передатчиком с Земли или космич. аппарата (КА). Объектами исследования Р. а. являются планеты и спутники, кометы, солнечная корона.

Радиолокация Луны, теоретически обоснованная в СССР в работах Л. И. Мандельштама и Н. Д. Папалекси, впервые осуществлена в 1946 (Венгрия, США). Спустя 15 лет в Великобритании, СССР и США были получены эхо-сигналы от Венеры, к-рая ближе др. 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 сближения с Землёй. Радиолокац. исследования солнечной короны были начаты в 1959 (США).

В радиолокац. исследованиях небесных тел используются те же физ. принципы, к-рые лежат в основе обычной наземной радиолокации. Интенсивность радиоволн при радиолокации ослабляется обратно пропорционально четвёртой степени расстояния до исследуемого объекта. Из-за огромной величины межпланетных расстояний радиолокаторы, используемые для исследования небесных тел, имеют антенны больших размеров и мощные передатчики. Напр., радиоло-кац. установка Центра дальней космич. связи в Крыму имеет антенну с диаметром гл. зеркала 70 м и оборудована передатчиками с мощностью непрерывного излучения неск. сотен кВт на волне 39 см и 6 см (см. Антенна радиотелескопа).

По сравнению с др. физ. методами исследования небесных тел радиолокация позволяет очень точно измерять расстояние от антенны радиолокатора до исследуемого объекта по запаздыванию отражённых объектом радиоволн. Благодаря этому Р. а. сыграла решающую роль в определении абс. размеров Солнечной системы, уточнив значение астрономической единицы (а. с.- ср. расстояние Земли от Солнца). По этим данным, 1 а. е.= 149597870b2 км.

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

Уточнение взаимных положений планет сделало возможным не только вывод искусств. спутников на орбиты вокруг планет, но и доставку спускаемых аппаратов межпланетных станций в заданный район их поверхности. Высокая точность радиолокац. измерений была использована также для проверки теории тяготения Эйнштейна [4-й проверки общей теории относительности, предложенной И. Шапиро (I. Shapiro)].

Рис. 1. Профиль высот поверхности Марса вдоль 21° северной широты. Горные массивы: I - Фарсида, II - Олимп, III - Элизий, IV - Большой Сирт. Низменности: V - Хриса, VI - Амазонис, VII - Исида.

При радиолокации непосредственно измеряется расстояние до ближайшей к наземному наблюдателю (антенне радиолокатора) точки поверхности планеты (центра видимого диска планеты), в то время как положение центра масс планеты определяется теорией движения планет, уточняемой в процессе самих измерений. Благодаря этому появляется возможность определить радиус планеты в этой точке. Вращение планет (Марса, Меркурия) позволяет исследовать рельеф их поверхности вдоль экватора между тропиками. Профиль высот поверхности Марса, полученный сов. исследователями по наблюдениям 1980, изображён на рис. 1. Трасса измерений прошла по склону гигантского вулкана Олимп (II), где отклонение достигло 17,5 км.

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

Для определения периода и направления вращения Венеры использовано различие лучевых скоростей отд. участков вращающейся поверхности, к-рое приводит благодаря Доплера эффекту к уширению спектральной линии отражённых сигналов. Величина этого уширения пропорц. угл. скорости вращения планеты относительно наземного наблюдателя. Это вращение складывается из собств. вращения планеты в инер-циальной системе координат и переносного движения системы координат относительно наземного наблюдателя. Результирующее изменение модуля угл. скорости вращения Венеры относительно наземного наблюдателя, вычисленное для неск. значений периода вращения планеты, представлено на рис. 2. На этом же графике нанесены эксперим. точки, полученные по

Рис. 2. Определение периода и направления вращения Венеры по наблюдениям вариаций уширения спектра отражённых волн. Кривые представляют изменение модуля угловой скорости W видимого вращения Венеры, вычисленное для ряда значений периода Т в предположении, что ось вращения планеты перпендикулярна плоскости её орбиты. Экспериментальные точки лучше всего согласуются с кривой, соответствующей обратному вращению Венеры с периодом около 300 сут.

наблюдениям уширения спектра отражённых сигналов (СССР, 1962). Наблюдавшееся вращение имеет минимум вблизи ниж. соединения, что указывает на обратное вращение планеты. Вариации ширины спектра соответствуют периоду вращения ок. 300 земных суток. Дальнейшее уточнение периода и ориентации оси вращения было проведено по "наблюдению за радиояркими" областями её поверхности. Ось вращения Венеры почти перпендикулярна к плоскости эклиптики. Данные, полученные в СССР и США, указывают на то, что период вращения Венеры несколько меньше значения 243,16 сут, при к-ром Венера в каждом ниж. соединении должна быть обращена к Земле одной и той же стороной (т. н. синодич. резонанс).

Для исследования усреднённых по поверхности характеристик отражения планет используют как спектральные измерения, так и измерения, построенные на разделении отражённых сигналов по времени их запаздывания. В основе 2-го метода лежит то, что волновой фронт излучения, падающего по лучу зрения 1 (рис. 3), постепенно "освещает" всё видимое полушарие планеты, начиная от ближайшей к наземному наблюдателю точки О, и отражённое излучение запаздывает в соответствии с расстоянием данного участка поверхности.

Рис. 3. Распределение энергии отражённых Венерой волн (вертикальная ось) по лучу зрения (горизонтальная ось у). 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.

Распределение энергии отражённого Венерой излучения, полученное этим методом в 1962, представлено на рис. 3. Резкий максимум в точке, соответствующей центру диска планеты, говорит о наличии зеркального блика, присущего гладким поверхностям (заметим, что в оптич. диапазоне поверхности планет рассеивают диф-фузно). Величина коэф. отражения поверхности (0,12- 0,18) такая же, как и у земных скальных пород на силикатной основе. Т. о., была установлена природа отражающей поверхности Венеры, подтверждённая прямыми измерениями со спускаемых аппаратов.

Хотя одиночные антенны не обладают той разрешающей способностью, какую имеют оптич. телескопы, разделение отражённых сигналов одноврем. по запаздыванию и частоте позволяет получать изображение поверхности планеты. С помощью крупнейших радиоло-кац. установок (Аресибо и Голдстон, США) получены изображения отд. участков обращённого к Земле в период сближения полушария Венеры с пространственным разрешением 10-20 км и несколько выше.

Рис. 4. Схема радиолокационной съёмки с космического аппарата: 1 - линии равных запаздываний (концентрические окружности с центром под спутником) и равных доплеровских смещений (гиперболы) в диаграмме направленности антенны бокового обзора; 2 - след диаграммы направленности антенны радиовысотомера.

Рис. 5. Радиолокационное изображение района гор Максвелла на Венере, полученное космическими аппаратами "Венера-15", "Венера-16". Вверху приведён высотный профиль поверхности по трассе, отмеченной белой линией (отсчёт высоты ведётся от центра планеты). Изображённый фрагмент поверхности имеет длину 1100 км, ширину 150 км.

Рис. 6. Фрагмент карты гор Максвелла с кратером Клеопатры. Карта составлена из отдельных полос ежедневной съёмки поверхности Венеры с космического аппарата.

В 1980 с помощью радивысотомера, установленного на космич. аппарате "Пионер-Венера" (США), проведена съёмка поверхности Венеры с разрешением "100 км. В 1983-84 радиолокац. съёмку всего сев. полушария Венеры выше 30° выполнили сов. космич. аппараты "Венера-15" и "Венера-16". Радиолокац. станция бокового обзора с синтезом апертуры (см. Апертурный синтез)на искусств. спутнике Венеры обеспечила пространственное разрешение 1-2 км (при съёмке с высот 1000-2000 км).

С помощью передатчика и антенны, установленных на спутнике, радиоволнами "освещается" нек-рый участок ADBG поверхности сбоку от трассы полёта (рис. 4). 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 отражённые ею сигналы будут приняты раньше. С др. стороны, точка G приближается к аппарату и отражённые ею сигналы вследствие эффекта Доплера будут выше по частоте. чем сигналы, отражённые точкой D, к-рая удаляется. Это и используется для разделения радиоволн, отражённых отд. элементами поверхности, и построения изображения.

На рис. 5 (внизу) изображён район гор Максвелла на Венере с кратером Клеопатры диам. ок. 100 км. Яркость видимых образований определяется в первую очередь углом, под к-рым их элементы встречают падающие на них радиоволны. Склоны горных образований, обращённые к космич, аппарату, выглядят светлыми, противоположные склоны - тёмными. Расшифровать видимые на снимках образования помогают измерения радиовысотомера. Он непосредственно измерял высоту космич. аппарата над ср. поверхностью планеты в пятне диам. 40-50 км (рис. 4). Благодаря спец. методике, учитывающей разброс высот и шероховатость поверхности в пятне, среднеквадратичная погрешность измерения высот не превышала 30 м. Трасса измерений высоты на рис. 5 показана белой линией. 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 ещё на 1 км.

Все радиоизображения, полученные в результате систематич. съёмки, продолжавшейся в течение 8 мес, были объединены, что позволило создать детальные карты, вошедшие в первый "Атлас поверхности Венеры". Фрагмент одной из карт приведён на рис. 6. В 1990 радиолокац. съёмка Венеры продолжена космич. аппаратом "Магеллан" (США). К 1992 осуществлена съёмка практически всей поверхности планеты при более высоком разрешении.

Атмосфера Венеры (а также плотные атмосферы Юпитера, Сатурна) оказывает влияние на распространение радиоволн, что используется для исследования физ. свойств атмосферы. С атм. поглощением связано, напр., резкое уменьшение отражат. способности Венеры на сантиметровых волнах (рис. 7). Причиной этого является нерезонансное поглощение эл--магн. излучения в углекислом газе (из к-рого почти целиком состоит её атмосфера) и парах воды, возникающее в условиях высокого давления (до 100 атм у поверхности Венеры).

Рис. 7. Зависимость отражательной способности r Венеры от длины волны l. Резкое уменьшение r в сантиметровом диапазоне вызвано поглощением электромагнитного излучения в атмосфере Венеры.

При радиолокации Юпитера отражённый сигнал не зарегистрирован. По-видимому, радиоволны практически полностью затухают в очень глубокой атмосфере Юпитера. Аналогично радиоволны должны затухать в атмосферах и др. планет-гигантов. В то же 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 твёрдой 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. образований. Плазма солнечной короны не имеет резкой границы. В ней обнаружены неоднородности, движущиеся со скоростями до 200 км/с. Радиолокация позволяет исследовать динамику солнечной короны.

Литература по радиолокационной астрономии

Знаете ли Вы, что только в 1990-х доплеровские измерения радиотелескопами показали скорость Маринова для CMB (космического микроволнового излучения), которую он открыл в 1974. Естественно, о Маринове никто не хотел вспоминать. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.