Методы и способы измерения расстояний радиолокационным методом

     Глава 2. Методы и способы измерения расстояний радиолокационным методом

     2.1. Способы измерения расстояний радиолокационным методом

     В радиолокационных исследованиях небесных тел используются те же физ. принципы, которые 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., радиолокационная установка Центра дальней космической связи в Крыму имеет антенну с диаметром гл. зеркала 70 м и оборудована передатчиками с мощностью непрерывного излучения несколько 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 радиолокация сыграла решающую роль в определении абсолютных 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 радиолокационных измерений показал, что и после внесения поправки в величину а. е. остаются значит. регулярные расхождения между фактическим и эфемеридным (вычисленным на основе оптических наблюдений) положением планет относительно Земли, достигающие несколько сотен км. Для устранения расхождений была создана релятивистская теория движения планет земной группы, учитывающая данные радиолокационных 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 оптических 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 радиолокационных измерений была использована также для проверки теории тяготения Эйнштейна.

     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  радиолокационных 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 оптическими 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, которое приводит благодаря Доплера эффекту к уширению спектральной линии отражённых сигналов. Величина этого уширения пропорционально угловой скорости вращения планеты относительно наземного наблюдателя. Это вращение складывается из собств. вращения планеты в инерциальной системе координат и переносного движения системы координат относительно наземного наблюдателя. Результирующее изменение модуля угловой скорости вращения Венеры относительно наземного наблюдателя, вычисленное для несколько 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 котором 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 коэффициент 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 оптические телескопы, разделение отражённых сигналов одновременно по запаздыванию и частоте позволяет получать изображение поверхности планеты. С помощью крупнейших радиолокационных 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.

      I

     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 космическом аппарате "Пионер-Венера" (США), проведена съёмка поверхности Венеры с разрешением "100 км. В 1983-84 радиолокационную съёмку всего сев. полушария Венеры выше 30° выполнили современные космические аппараты "Венера-15" и "Венера-16". Радиолокация 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" некоторый 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, которая 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 которым их элементы встречают падающие на них радиоволны. Склоны горных образований, обращённые к космическому аппарату, выглядят светлыми, противоположные склоны - тёмными. Расшифровать видимые на снимках образования помогают измерения радиовысотомера. Он непосредственно измерял высоту космического 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, который 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 которого опущено ещё на 1 км.

     Все радиоизображения, полученные в результате систематической 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 радиолокационная съёмка Венеры продолжена космическим 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 отражать способности Венеры на сантиметровых волнах (рис. 7). Причиной этого является нерезонансное поглощение электромагнитным излучения в углекислом газе (из которого 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.

2. Основные методы радиолокации

     Наибольшее  распространение получила активная импульсная радиолокация. Вследствие того, что излучение зондирующего импульса заканчивается раньше прихода отражённого сигнала, для передачи и приёма в импульсных РЛС служит одна и та же антенна. Укрупнённая блок-схема РЛС изображена на рис. 1. Широкое применение в передающих устройствах РЛС нашли магнетроны, однако в большинстве современных РЛС передатчик построен по схеме усилителя электрических колебаний (с выходным каскадом на клистроне или лампе бегущей волны)и имеет задающий ВЧ-генератор, служащий также источником гетеродинного напряжения приёмника (см. также Радиоприёмные устройства), а процессор сигнала представляет собой цифровое устройство, на которое принятые сигналы поступают после аналогово-цифрового преобразователя. Устройство отображения выполняется обычно на приёмных электронно-лучевых трубках и даёт наглядную координатную и дополнит. информацию о наблюдаемых объектах, контролируемых зонах пространства и имеющихся помехах (напр., гидрометеорах). Направление на объект Р. в РЛС с механически управляемой антенной определяют по угловому её положению, при котором величина принимаемого сигнала достигает максимума; в РЛС с электронно управляемым лучом вместо углового положения антенны измеряют угловое положение луча относительно нормали к раскрыву антенны.