«Радиолокационная астрономия»

раздел астрономии, в котором тела Солнечной системы исследуются с помощью радиоволн, посланных передатчиком и отражённых этими телами (см. Планетный радиолокатор). Методы Р. а. используются для решения задач астрометрии и астрофизики.

Применение радиолокации дало возможность измерять расстояния до небесных объектов по времени, в течение которого радиосигнал достигает небесного тела и возвращается обратно. Точность этих измерений (км) значительно превышает точность определения расстояний на основе астрометрических наблюдений, в связи с чем они применяются для уточнения значений фундаментальных астрономических постоянных, параметров движения тел Солнечной системы, их размеров. Радиолокация ближайших планет способствует большей точности выведения космических аппаратов к планетам, посадки их в заданных районах поверхности планет.

Измеренное радиолокационным путём расстояние до ближайшей к Земле точки поверхности планеты О (рис. 1) в сочетании с расстоянием до центра масс планеты С, положение которого определяется законами небесной механики, позволяет вычислить расстояние этой точки от центра планеты и таким образом — высоту её над некоторой средней поверхностью.

При радиолокации планет в периоды их прохождения за Солнцем было обнаружено запаздывание момента прихода эхо-сигнала, обусловленное уменьшением скорости распространения электромагнитных волн в поле тяготения Солнца, в соответствии с теорией тяготения Эйнштейна. Обнаружение этого эффекта послужило одной из экспериментальных проверок общей теории относительности.

Решение многих астрофизических задач в Р. а. базируется на исследовании смещения и расширения спектральной линии эхо-сигнала вследствие Доплера эффекта, обусловленного движением объекта, отражающего радиосигнал, относительно наблюдателя. Этим методом изучается движение метеоров в атмосфере Земли, движение ионизованных образований в солнечной короне, вращение планет. Крупнейшим достижением Р. а. явилось определение периода и направления вращения Венеры и Меркурия.

Высокая проникающая способность радиоволн позволила преодолеть плотный облачный слой Венеры, непрозрачный для оптических лучей, и получить первые сведения о её поверхности. Измерения интенсивности отражённого сигнала, которая зависит от величины коэффициента отражения материала поверхности, показали, что поверхность Венеры по электрическим свойствам близка к скальным породам на силикатной основе, которые широко распространены на Земле. В центре диска Венеры наблюдается яркий блик, а края тонут в тени, как у зеркально гладкой сферы. Это явление имеет место на радиоволнах и у др. планет с твёрдой поверхностью (в видимых лучах это явление не наблюдается). Юпитер и Сатурн, имеющие мощную газовую оболочку, не дают заметного отражения. В то же время кольца Сатурна оказались хорошим отражателем и рассеивают радиоволны подобно тому, как облака рассеивают видимый свет.

В Р. а. разработан метод получения изображения поверхности планет, основанный на выделении из всего отражённого планетой эхо-сигнала частей, соответствующих небольшим участкам поверхности планеты. В основе этого метода лежит анализ распределения интенсивностей эхо-сигнала по времени прихода на приёмную аппаратуру и по доплеровским смещениям частоты: время возвращения сигнала и смещение частоты зависят от расстояния до того или иного участка поверхности планеты и от лучевой скорости этого участка относительно антенны радиолокатора и закономерно изменяются от точки к точке. Точки, лежащие на некоторой окружности 1, плоскость которой перпендикулярна лучу зрения (рис. 1), находятся на одинаковом расстоянии от антенны радиолокатора; эта окружность является линией равных запаздываний эхо-сигнала. Точки, лежащие на окружности 2, плоскость которой параллельна лучу зрения и оси вращения планеты PP', имеют по отношению к антенне радиолокатора одинаковые лучевые скорости; эта окружность является линией равных доплеровских смещений. Рассчитав на основании известного движения планеты запаздывание и доплеровское смещение для точек окружностей 1и 2, по этим величинам из суммарного эхо-сигнала выделяют сигналы, отражённые участком поверхности вблизи точки В, лежащей на пересечении окружностей, и измеряют их интенсивность. Разделение сигналов, отражённых точками В и B', для которых расстояние и лучевая скорость одинаковы, осуществляется за счёт пространственной избирательности антенны или радиоинтерферометра.

На рис. 2(А) представлено изображение участка Луны, полученное этим методом (Массачусетсский технологический институт, США). Качество изображения мало уступает фотографическому снимку, сделанному с Земли с помощью оптического телескопа. Отражённый сигнал принимался одновременно двумя антеннами, что позволило измерить по разности фаз принятых сигналов отклонение лунной поверхности в каждой точке от некоторой средней поверхности. Измеренное отклонение высот показано на рис. 2(В), причём тёмным изображены более низкие места, а светлым — возвышенные. Применение этого метода особенно перспективно для Венеры, поверхность которой недоступна прямому фотографированию. К 1974 получено изображение небольшого участка поверхности Венеры, на котором заметны кратеры.

Если при радиолокации планет и Луны изучаются радиоволны, отражённые их твёрдой поверхностью, то при исследовании Солнца принимается эхо-сигнал, отражённый ионизованным газом солнечной короны. С помощью радиолокации в солнечной короне обнаружены образования, движущиеся со скоростями до 200 км/сек как к периферии, так и к центру Солнца. При радиолокации метеоров радиосигнал отражается протяжённым ионизованным следом, возникающим при входе частиц в земную атмосферу.

Радиолокация метеоров и Луны была начата в 40-х гг. 20 в. Первые эхо-сигналы от солнечной короны были получены в 1959 (США), а от Венеры в 1961 (СССР, США, Великобритания). Основная трудность радиолокационных наблюдений состоит в том, что интенсивность принимаемых сигналов убывает пропорционально расстоянию до исследуемого объекта в четвёртой степени. Это ограничивает возможности радиолокации пределами Солнечной системы.

Лит.: Котельников В. А. [и др.], Успехи планетной радиолокации, «Природа», 1964, № 9; Шапиро И., Радиолокационные наблюдения планет, пер. с англ., «Успехи физических наук», 1969, т. 99, в. 2; Дубинский Б. А., Слыш В. И., Радиоастрономия, М., 1973; Radar astronomy, ed. by J. V. Evans, N. Y. [a. o.], [1968].

Б. А. Нубийский, О. Н. Ржига.

Рис. 2. А — изображение участка Луны с кратерами Птолемей, Альфонс, Арзахель, полученное радиолокационным методом. В — карта высот, полученная в тех же измерениях. Переход от черного к светлому соответствует изменению высоты на 6 км.

Рис. 1. Линии равных запаздываний ( 1 ) и равных доплеровских смещений ( 2 ) на поверхности планеты; PP' — ось вращения, О — центр диска, С — центр масс, B и B' — выделяемые участки поверхности планеты.

РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ - раздел астрономии, исследующий небесные тела (Солнце, планеты, метеоры) с помощью регистрации радиосигналов, посланных с Земли или космического аппарата и отраженных этими телами.

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 Wвидимого 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.

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 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.

Лит.: Котельников В. А. и др., Развитие радиолокационных исследований планет в Советском Союзе, в кн.: Проблемы современной радиотехники и электроники, М., 1980; Кислик М. Д. и др., Единая релятивистская теория движения внутренних планет Солнечной системы, "ДАН СССР", 1980, т. 255, № 3, с. 545; Александров Ю. Н. и др., Вновь открытая планета. (Радиолокационные исследования Венеры с космических аппаратов "Венера-15" и "Венера-16"), в кн.: Итоги науки и техники. Сер. Астрономия, т. 32, М., 1987; Атлас поверхности Венеры, М., 1989. О. Н. Ржига.

РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ, отрасль АСТРОНОМИИ, изучающая отраженные небесными телами СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ и зафиксированные на Земле импульсы, которые посылает РАДАР для получения информации о расстоянии от Земли до небесных тел, их орбитальном движении, и об особенностях их поверхностей. Она отличается от РАДИОАСТРОНОМИИ, которая изучает только радиоволны, излучаемые объектами во Вселенной. Радиолокационные отраженные сигналы с Луны впервые были получены в 1946 г., с Венеры - в 1958 г., а с Солнца - в 1959 г. Полученные данные обеспечили новое, более точное представление о масштабе Солнечной системы. С увеличением мощности РЛС и созданием ПЛАНЕТАРНЫХ зондов были разработаны методы радиолокационной съемки, что особенно важно для изучения покрытой облаками ВЕНЕРЫ. Другие объекты Солнечной системы, изучаемые с помощью РЛС -АСТЕРОИДЫ, кольца Сатурна, СПУТНИКИ планет и ядра КОМЕТ.

раздел астрономии, изучающий небесные тела путем посылки к ним зондирующего радиосигнала и анализа отраженного радиоэха. Система из передатчика, антенны и приемника - радиолокатор (радар) - может располагаться как на Земле, так и на космическом аппарате. Радиолокационная астрономия, в отличие от радиоастрономии, изучает не собственное радиоизлучение небесных тел, а отраженные от них сигналы. Удобство радиолокации состоит в том, что, измеряя время прохождения сигнала туда и обратно, можно с высокой точностью определять расстояние до объекта, а по изменению частоты сигнала - скорость объекта (принцип Доплера). Но поскольку мощность отраженного сигнала быстро убывает с расстоянием, пока радиолокационным исследованиям доступны лишь тела Солнечной системы.

Историческая справка. В 1930-е годы возникло подозрение, что радиосигналы иногда отражаются от ионизованных метеорных следов в атмосфере; окончательно это подтвердили Ч.Лал и К.Венкатараман в Индии в 1941. Первое радиоэхо от метеоров с помощью специальных радаров получили Дж.Хей и Г.Стюарт в Англии в 1946. В том же году радиолокацию Луны осуществили Дж.ДеВитт в США и З.Бэй в Венгрии. По существу, это стало первыми экспериментами в астрономии; до тех пор астрономы только наблюдали за небесными телами, никак не воздействуя на них. Специалисты Англии, СССР и США почти одновременно в 1961 предприняли локацию Венеры для измерения расстояния до нее, а повторив эксперимент в 1964, довели точность измерения до нескольких километров. С помощью современных радаров проводят также локацию Солнца, Меркурия, Марса, Юпитера и его галилеевых спутников, Сатурна, его колец и спутника Титана, астероидов и ядер комет. Вслед за радиолокацией началось активное исследование небесных тел с помощью космических зондов. Но и локация осталась очень полезным методом в астрономии. К радиолокации добавилась лазерная локация Луны с использованием доставленных на ее поверхность отражателей оптических импульсов. Этот метод позволяет регулярно измерять расстояние между Землей и Луной с точностью до 1 см, что очень важно для изучения сложного относительного движения этих двух небесных тел. Аппаратура для регистрации отраженного сигнала. Чтобы сигнал наземного передатчика прошел сквозь ионосферу Земли, его излучение должно быть достаточно коротковолновым - короче 20 м. При прохождении сигнала от передатчика до объекта плотность его мощности уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. Часть импульса отражается от объекта, и по пути к Земле его мощность вновь уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. В итоге энергия принятого радиоэха обратно пропорциональна четвертой степени расстояния до объекта. Вот почему радарные методы применимы лишь для ближайших тел Солнечной системы, но и при этом требуются очень мощные передатчики, гигантские антенны и сверхчувствительные приемники.

ОБСЕРВАТОРИЯ АРЕСИБО на о. Пуэрто-Рико оснащена крупнейшим в мире радиотелескопом диаметром 305 м.

Учитывая, что время пути сигнала до планет велико, используют длинные импульсы, а полосу пропускания приемников делают широкой, поскольку из-за эффекта Доплера частотный диапазон отраженного сигнала оказывается сдвинутым за счет движения объекта и расширенным за счет его вращения (разные части вращающегося объекта движутся с разными лучевыми скоростями).

Метеоры. Для исследования метеоров используются стандартные авиационные радары, но на более длинной волне. Двигаясь с высокой скоростью в атмосфере, метеорные частицы оставляют за собой ионизованный след, от которого отражаются радиоволны. Обычно этот след возникает на высоте 80-110 км и сохраняется от одной до нескольких секунд. По характеру отраженных импульсов можно судить о размере, скорости и направлении полета частицы, а также о строении атмосферы на этих высотах.

Луна. До полетов на Луну ее радиолокация дала много полезных сведений. Используя волны разной длины - от 8 мм до 20 м, - по характеру их взаимодействия с лунной поверхностью узнали ее диэлектрическую постоянную, что позволило приблизительно определить состав грунта. По величине рассеяния волн определили степень неровности лунной поверхности. Оказалось, что поверхность материковых и морских районов Луны заметно различается.

Планеты. Планеты от нас значительно дальше Луны, поэтому для их локации требуется гораздо более мощное оборудование. Например, сигнал, отраженный от Венеры, в 10 млн. раз слабее, чем от Луны. Полеты к планетам требуют точного знания расстояния до них, поэтому в начале 1960-х годов с помощью значительно более мощных радиолокаторов было точно измерено расстояние до Венеры, уточнившее и все прочие расстояния в Солнечной системе.

См. также

НЕБЕСНАЯ МЕХАНИКА;

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.

МЕТОД "ЗАПАЗДЫВАНИЕ - СМЕЩЕНИЕ" позволяет узнать, от какой области планеты пришел отраженный сигнал. На рисунке показан видимый диск вращающейся планеты. Все точки на вертикальной заштрихованной полоске движутся к нам с одинаковой скоростью, следовательно, отраженные от них сигналы имеют одинаковое доплеровское смещение длины волны. Поскольку планета сферическая, все точки на заштрихованном кольце одинаково удалены от Земли, значит, отраженные от них сигналы придут к нам с одинаковой задержкой времени. Выделяя определенную длину волны и временную задержку, получаем сигнал, отраженный двумя областями, где окружность пересекается вертикальной полосой. Чтобы выделить сигнал от каждой из них по отдельности, применяют интерферометрию. Так, точка за точкой, получают радиолокационную карту планеты.

Результаты локации позволили уточнить орбиты планет, их диаметры и скорость вращения. О вращении Венеры, покрытой облаками, до этих экспериментов вообще ничего не было известно. Локация показала, что ее сутки в 243 раза дольше земных, т.е. на 18 дней дольше венерианского года. Локация Венеры с Земли позволила также впервые "взглянуть" на ее поверхность. С помощью метода "запаздывание-смещение", суть которого поясняется ниже рисунком, были получены (с разрешением 3 км) карты Венеры двух типов: на одних показана степень отражения радиоволн от различных участков поверхности, а на других - перепады высот между ними. Вместе они позволяют изучать топографию Венеры, ее горы, кратеры и долины, а также судить о структуре ее поверхности. Значительно более подробными оказались карты Венеры, полученные радарами с борта межпланетных зондов "Пионер-Венера-1" (1978), "Венера-15, -16" (1983) и "Магеллан" (1990), ставших спутниками Венеры: на лучших из них различимы детали поверхности размером до 100 м.

ПОВЕРХНОСТЬ ВЕНЕРЫ, представленная в условных цветах и перспективной проекции по данным радара космического зонда "Магеллан". Гора Дану (вдали у горизонта) возвышается над плато на 1,5 км.

Радиолокация Меркурия показала, что период его вращения вокруг оси составляет около 59 земных суток и не совпадает с орбитальным периодом длительностью 88 сут, как считалось до этого. Поэтому Солнце освещает оба полушария планеты, а не одно, как думали раньше. Локация Марса выявила на его поверхности большие перепады высот - до 15 км. Позже наблюдения с околомарсианской орбиты подтвердили, что на Марсе действительно есть горы такой высоты. Методом радиолокации изучали также кольца Сатурна, спутники Юпитера, астероиды и ядра комет.

Солнце. Огромный размер Солнца делает его (как и близкую Луну) привлекательным объектом для радиолокации. Однако к Солнцу нужно посылать очень мощный импульс, чтобы отраженный сигнал был различим на фоне собственного радиоизлучения Солнца. Наилучший результат дает использование длинных волн (5-15 м), поскольку короткие поглощаются в солнечной атмосфере. Радарные исследования Солнца дают информацию о структуре его короны и облаках заряженных частиц, которые Солнце выбрасывает в периоды высокой активности. См. также СОЛНЦЕ.

ЛИТЕРАТУРА

Ржига О.Н. Радиолокационная астрономия. - В кн. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. М., 1986

радиолокацио́нная астроно́мия

раздел астрономии, исследующий небесные тела (Солнце, планеты, метеоры) с помощью регистрации радиосигналов, посланных с Земли или космического аппарата и отражённых этими телами.

* * *

РАДИОЛОКАЦИО́ННАЯ АСТРОНО́МИЯ, раздел астрономии, исследующий небесные тела (Солнце, планеты(см. ПЛАНЕТЫ), метеоры(см. МЕТЕОРЫ) ) с помощью регистрации радиосигналов, посланных с Земли или космического аппарата и отраженных этими телами. Работы в этой области начались во 2-й половине 40-х гг. 20 в. Первая радиолокация Луны произведена в 1946, в 1957—1963 проводились работы по радиолокации Солнца, Меркурия, Венеры и Марса. Например, с помощью этого метода были получены первые карты поверхности Венеры, т. к. из-за плотной атмосферы этой планеты оптические телескопы не позволяют это сделать.

radar astronomy

radarastronomia f

раздел астрономии, исследующий небесные тела (Солнце, планеты, метеоры) с помощью регистрации радиосигналов, посланных с Земли или космич. аппарата и отражённых этими телами.

раздел астрономии, исследующий небесные тела (Солнце, планеты, метеоры) с помощью регистрации радиосигналов, посланных с Земли или космического аппарата и отраженных этими телами.

РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ

РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ - раздел астрономии, исследующий небесные тела (Солнце, планеты, метеоры) с помощью регистрации радиосигналов, посланных с Земли или космического аппарата и отраженных этими телами.

Большой Энциклопедический словарь. 2000.

Источник: