§ 11. Радиолокация планет

Антенна радиотелескопа способна не только прини­мать, по и передавать сигналы. Чем больше площадь антенны и мощность передатчика, тем более мощный сигнал будет послан к другой планете. Дальше произой­дет следующее. Встретив на своем пути поверхность планеты, сигнал отразится от нее, и часть энергии отра­женного сигнала вернется обратно и может быть при­нята той же антенной.

Разумеется, принятый сигнал будет во много раз слабее посланного. Ведь интенсивность любого излу­чения ослабевает обратно пропорционально квадрату расстояния, причем это относится и к падающему, и к отраженному сигналу. Далее, планета — не идеально отражающая поверхность, она характеризуется неко­торым коэффициентом отражения ρ. Кроме того, отра­женное излучение распределяется по различным на­правлениям неравномерно, и приходится вводить

64

коэффициент направленности g. С учетом всего этого мощность дошедшего до нас сигнала P₀ , будет равна

P₀= P_n (GAg ρπR²/(4πr²) ² ) (18)

Здесь P_n — мощность передатчика, А — эффективная площадь антенны, R — радиус планеты, r — расстоя­ние до нее, G — коэффициент усиления передающей антенны, равный

G=4πA/λ² (19)

где λ — длина волны, на которой проводится радиоло­кация.

Рассчитаем отношение Р₀/Рп для такого примера. Производится радиолокация Венеры (R=6050 км), находящейся от нас на расстоянии r=100 млн. км. Произведение gρ для длины волны λ=12,5 см можно по­ложить равным 0,1. Допустим, что мощность передат­чика Pп=100 квт, передача и прием сигналов произ­водится параболоидалыюй антенной диа.метром 22 м, площадь которой А =380 м², тогда коэффициент усиле­ния антенны G=3 -10⁵. Мы получим

Р₀=8•10-²⁶Рп =~10-¹⁰вт!

Неудивительно, что первые попытки английских и американских радиоастрономов получить отражение сигнала от Венеры в 1958—1959 гг. потерпели неудачу, и реально оно было обнаружено уже в 1961—1962 гг. одновременно в СССР, Англии и США. Постепенно наращивая мощности передатчиков (до 400 кет) и повы­шая коэффициент усиления антенны за счет увеличения ее площади и перехода к более коротким волнам, а также стремясь использовать периоды сближения с Венерой (г==40 млн. км), радиоастрономы смогли при­нимать сигналы мощностью порядка 10^-14 вт. Впрочем, совершенствование техники приема и выделения сла­бого сигнала на фоне случайных шумов (путем ампли­тудной или частотной модуляции и иными способами) позволяет теперь радиоастрономам принимать и ана­лизировать сигналы мощностью до 10^-26 вт !

Сперва радиолокация планет (главным образом Венеры) использовалась для уточнения величины астро-

65

номической единицы (среднего расстояния Земли от Солнца). Определяя время прохождения сигнала от Земли к Венере и обратно, можно вычислить расстояние между планетами в километрах. Небесная механика дает нам то же расстояние в астрономических единицах. Отсюда и находится величина астрономической единицы. С помощью радиолокации Венеры (проводившейся не­зависимо в СССР группой ученых из Института радио­техники и электроники АН СССР под руководством В. А. Котельникова и в США несколькими группами ученых) удалось определить эту величину с потрясаю­щей точностью, о какой и не мечтали астрономы до применения этого метода:

1 а. е.==149597870±1,5 км.

Следующей задачей, успешно решенной методами радиолокации, было определение радиусов планет, в частности, радиуса Венеры, поверхность которой скрыта от нас плотным облачным покровом. Радиус планеты определяется из тех же наблюдений, что и расстояние до нее. Поскольку в формулы небесной механики вхо­дит расстояние между центрами планет, а радио­локационный метод позволяет определить расстояние до ближайшей к Земле точки поверхности планеты, можно из длительного ряда наблюдений получить р а з д е л ь-н о величину астрономической единицы и радиус пла­неты. Кроме того, расстояние до центра планеты можно получить независимо другим способом: по доплеровскому смещению частоты отраженного радиолуча, которое дает нам скорость относительного движения планеты. От скорости с помощью формул небесной механики можно перейти к расстоянию до планеты. Сравнив расстояния, полученные обоими методами: по доплеровскому смещению (расстояние до центра пла­неты) и по времени прохождения радиоволн (расстояние до ближайшей точки), можно найти радиус планеты. Точность этого метода для Меркурия, Венеры и Марса достигла ±1 км, тогда как оптический метод давал ±50 км.

Третьей задачей радиолокации планет было опре­деление периодов вращения Венеры и Меркурия. Пе­риод вращения Венеры был совсем не известен, для Мер-

66

курия был принят период в 88 суток, оказавшийся не­верным.

Радиолокация с честью справилась с этой задачей. В результате вращения планеты отраженный сигнал оказывается «размазанным» по частоте, поскольку край планеты, который из-за ее вращения приближается к нам, дает смещение частоты отраженного сигнала в сторону больших частот, а тот, который удаляется,— в сторону меньших частот. Ширина полосы «размазан­ного» сигнала пропорциональна скорости вращения планеты. Анализ наблюдений этим методом за длитель­ный период позволяет определить и направление вра­щения, и положение оси планеты.

Другой метод состоит в том, что на записи отражен­ного сигнала выявляются небольшие пички, вызванные повышенной отражательной способностью отдельных деталей поверхности планеты (например, возвышенно­стей или гладких склонов гор). Следя за постепенным перемещением этих пичков по кривой записи сигнала,;

можно еще точнее определить период вращения плане­ты. Так были определены периоды вращения Меркурия (58,65 суток) и Венеры (—243,16 суток).

Рассмотрим подробнее методи­ку, которая была применена и к изучению вращения, и, уже в даль­нейшем, к исследованию рельефа планет. Этот метод называется «временное запаздывание — доп-леровское смещение» или сокра­щенно «запаздывание — Доплер». Идея его состоит в следующем. Посланный с Земли радиолуч встречает сперва поверхность пла­неты в точке, находящейся в центре ее видимого диска (подрадарной точке), и отражается от нее. Этот сиг-пал приходит на Землю первым. Затем, с некоторым за­паздыванием, придет сигнал от узкого кольца, окру­жающего подрадарную точку. Далее будут приходить сигналы, отраженные все более и более далекими коль­цами, вплоть до лимба (рис. 17). Но так как между этими кольцами нет никаких границ, мы получим не­который растянутый по времени отраженный сигнал.

Рис. 17. Метод «запазды­вание—Доплер» (схема),

67

Впрочем, длительность его невелика: для Венеры, на­пример, 40 миллисекунд.

Смещение сигнала по частоте следует другому за­кону. Для центрального меридиана, совпадающего на диске планеты с проекцией оси ее вращения, смещение, как легко понять, равно нулю. По мере удаления от центрального меридиана в обе стороны смещение будет возрастать, будучи положительным в сторону прибли­жающегося края и отрицательным в сторону удаляю­щегося. Линии равного доплеровского смещения — прямые, параллельные проекции оси на диск планеты (см. рис. 17). Если мы теперь знаем и величину запаз­дывания сигнала, и его доплеровское смещение, то сочетание того и другого позволит нам выделить на диске планеты две маленькие площадки (поскольку пря­мая и окружность пересекаются в двух точках). Неод­нозначность устраняется с помощью длительного наблю­дения и анализа отраженных импульсов на ЭВМ, а также применением радиоинтерферометров. Таким пу­тем американские ученые А. Роджерс и Р. Ингаллс еще в 1970 г. построили первую радиолокационную карту Венеры.

Радиолокация позволяет изучать и физические свойства пород поверхности планеты. Уже известный нам коэффициент отражения радиоволн р связан с ди­электрической проницаемостью вещества поверхности в простыми соотношениями. Определив по мощности отраженного сигнала величину р, можно найти е, а по ней и плотность наружного слоя грунта планеты 6.