Ширман Я.Д. Теоретические основы радиолокации (1970) (1151795), страница 47
Текст из файла (страница 47)
На рис. 5.30 представ- 0 'о макс лены кривые решений уравнения (8) для однородной трассы в виде зависимости дальности действия радиолокатора в километрах в ат- 260 $ В.В Если исключить случай возвратно-наклонной локации, то в радиолокационном диапазоне частот затухание в ионосфере обычно пренебрежимо мало (доли дб). Затухание, однако, может оказаться весьма значительным вплоть до полного пропадания сигнала в областях, ионизированных ядерными взрывами. Затухание после взрыва ослабляется со временем из-за рекомбинации и прилипания электронов к нейтральным частицам. Численно оно тем меньше, чем короче длина волны. Например, при изменении длины волны от 1 м до 1 см затухание в дбlкм уменьшается в 10' раз.
Некоторые ориентировочные числовые данные можно найти в переводной работе (971. Произведем количественную оценку влияния затухания радиоволн на дальность действия радиолокатора для случая, когда атмосферу вдоль трассы распространения приходится считать неоднородной с переменным вдоль трассы коэффициентом затухания В[дб!км). Тогда затухание на всей трассе распространения 2г км о до цели и обратно будет 21В(г) аг.
Обозначив мошность на входе '0 приемника при наличии затухания Р„„, а при его отсутствии Р„р„ получим ,р г я " га аког ои о,г ог о~,. г,о ~,о б;о ~о о ~ ювао г а европ г р винто Tа мака,ям Рис. 5.30. Зависимость дальности действия радиолокатора в однородной атмосфере от дальности действия в свободном пространстве для различных значений коэффициента затухания 8. мосфере г „,, (ось ординат) от дальности действия радиолокатора в свободном йространстве г» „н, (ось абсцисс) для различных значений коэффициента затухания 8.
Величину 8 можно оценить по графикам рис. 5.28 и 5.29. Изменение поляризат(ии принимаемых колебаний, имеющее место в ионосфере при радиолокации космических обьектов, называется эффектом Фарадея в ионосфере и связано с влиянием магнитного поля Земли, Если радиолокатор излучает линейно поляризованную волну, ее можно представить в виде суммы двух волн, поляризованных по кругу с противоположными направлениями вращения плоскости поляризации ( рис.
5.31, а). За счет влияния магнитного поля Земли скорости распространения этих волн в ионосфере несколько отличаются друг от друга, поэтому по выходе из ионосферы одна из волн сдвинется по фазе относительно другой; Тогда плоскость поляризации результирующей линейно поляризованной волны (рис. 5.31, б) займет положение, отличающееся на угол тр от исходного. Угол поворота плоскости поляризации при прохождении волны до цели и обратно определяется соотношением Ф=2ф=0,06 ' ""' рад, (9) ~з где Н, — среднее значение проекции вектора напряженности геомагнитного поля на радиолуч в а!м (значение Н, может изменяться в пределах 0 — 50 а!м в зависимости от ориентации трассы луча относительно геомагнитных линий, подробнее см.
1139~); 1 — чай 5.8 261 Ет ф Рис. 5.31. Пояснение поворота плоскости поляризации: разложение линейно поляризованной волны на две с круговой поляризацией (а) и ее синтез после взаимного сдвига фаз волн, поляри- зованных по кругу (б) и стота в г!(; М„„, = ~ У,(г) ц!« — число электронов в наклонном столбе б сечением 1 м' вдоль радиолуча, рассчитываемое на основе геометрических соображений из профилей вида рис. 2.35.
Даже для невозмущенной ионосферы величина М„„, может достигать 10". Отсюда нетрудно убедиться, что в метровом и дециметровом диапазонах длин волн (вплоть до сантиметрового) возможен .поворот. плоскости поляризации на 90' и более. Непредусмотренный поворот плоскости поляризации на угол Ф вызывает уменьшение амплитуды принятого сигнала в !созФ~ раз, а его мощности — в созе Ф раз. При углах Ф, близких к (2т+1) — (т=0, 1, 2, ...), начинает сказываться эффект деполяризации.
С учетом последнего ослабление мощности будет не в соз'Ф, а в соззФ+ !е„,и з(п' Ф раз, где идеи од /о, — коэффициент деполяризации, равный отношению эффективной поверхности при полной деполяризации к основной эффективной поверхности цели. Замирания происходят за счет эффекта Фарадея более медленно, чем замирания из-за фаюктуаций отражающей поверхности, и поэтому более опасны. Аналогично формуле дальности действия (8) в среде с затуханием записывается формула, учитывающая влияние на дальность г„,„, поворота плоскости поляризации, где г, „„ — дальность действия без учета эффекта Фарадея. Влияние эффекта Фарадея существенно ослабляется в ряде случаев: 1) если имеются раздельные каналы приема для ортогонально поляризованных колебаний; 2) если излучается и прини- 262 э 5.В мается колебание с круговой поляризацией; 3) если излучается многочастотный или широкополосный сигнал.
Тепловое излучение космоса и атмосферы приходится учитывать при использовании малошумящих усилителей. Спектральная плотность мощности М, флюктуаций на входе приемника, наводимых внешними источниками, связана с введенной в 5 5.6 эквивалентной шумовой температурой антенны Т, соотношением У,= ИТ„ „Гд 1 где й = 1,38 10 — 'з ~ — ~ — постоянная Больцмана. Т,, — это ~град~ температура согласованного со входом приемника сопротивления„ создающего такую же мощность флюктуаций, что и реальный внеш- ний источник. Величина Т., зависит от интенсивности шумовых из- лучений, диаграммы направленности антенны и ее ориентации от- носительно внешних источников.
Интенсивность шумовых излучений, приходящих из определен- ных участков пространства, характеризуют яркостной температу- рой Т„. Она определяется как температура абсолютно черного тела, имеющего видимые угловые размеры и интенсивность излучения такие же, что и рассматриваемый участок пространства. В случае непрерывного распределения источников шума в про- странстве эквивалентная шумовая температура Т,, антенны без потерь связана с яркостной температурой Т„ соотношением Т„= — ~ Т„(р, е) 6 (р, е) Ю (р, е), 4л „1 где 6(р,е) — коэффициент усиления антенны; Ий(р, е) — дифферен- циал телесного угла. Если в пределах основного лепестка диаграммы направленности антенны яркостная температура меняется мало, то о Та =Т„, т.
е. в этом случае Т,, практически не зависит от параметров диаг- раммы направленности антенны. Другой крайний случай имеет ме- сто при учете влияния дискретных источников (Солнце, планеты, радиозвезды). Здесь обычно в пределах основного лепестка диаграм- мы направленности антенны яркостная температура меняется очень резко и поэтому Т' т' Г~и б Фи* еи) а Таср 4Л где Т„,р — средняя яркостная температура в пределах угла видимости источника; 6 (р„, е„) — коэффициент усиления антенны в направлении на источник; Й„ †телесн угол, под которым виден дискретный источник.
э 5.8 283 г„,'к 1П' 1П» 1П 3 и 1 тП 'Пг.г(П 1П т 1П У,Мг(~ зр,, Ут а( гч 1П.!9 1П.гп 1П 1П.гг 1П" 1п г4 1П" Я П 1Пг З1Пг (П' У)П'У,Иг(( а) и,) Рис, 5 32 Зависимости яркостной температуры Т„и плотности потока мошности 5а радиоизлучения внеземнь>х источников от частоты ("..: а — завис~ мости )н (() для Галактаки (сплошные линии) и атмосферы Земли(пунктирные); б — зависимости Яа (() для Солнца (сплошные линни) н абсолютно черноте тела при Г е и 000' К (пунктирные) я а Вместо двух параметров (Тн,„и йи) частодискретные источники характеризуют одним обобщающим, а именно плотностью потока впт мощности у Земли в полосе 1 гц, которую обозначим 5 ~2 гц Если известна эффективная площадь приемной антенны в направлении на источник А()0„, е„), то (((О = ~Та '= СО А Фи Ви). Множитель '/, учитывает хаотичность поляризации принимаемых шумовых излучений.
Экспериментальные данные об яркостной температуре двух основных распределенных источников шумовых излучений — Галактики и атмосферы — приведены на рис. 5.32, а. На нем изображены частотные зависимости Т„участков максимального и минимального излучения Галактики (сплошные линии) и атмосферы Земли (пунктир) для различных углов места е. Максимальный шум Галактики наблюдается, если антенна направлена на ее центр.
Максимальный шум атмосферы (меет место )га малых углах места(в = = 0), так как при зтоы принимается излучение большей толщи атмосферы, Из рис 5.32, а видно, что в сантиметровом и миллиметровом диапазонах длин волн преобладающее значение имеют радиоизлучения атмосферы, а в метровом — Галактики. Экспериыентал(и(ые данные о плотности потока мощности солнечного радиоизлучения у Земли в полосе ( гц представлены на рис. 5.32, б. Интенсивность солнечного радиоизлучения сильно зависит от степени солнечной активности. В миллиметровом и оптическом диапазонах волн излучение Солнца такое же, как и у аб28ч $ 5.8 солютно черного тела при температуре 6000' К, на УКВ и КВ радиоизлучение Солнца значительно интенсивнее излучения абсолютно черного тела при той же температуре.
Кроме теплового излучения космоса и атмосферы антенна принимает боковыми лепестками своей диаграммы направленности излучение земной поверхности. Для ориентировочной оценки яркостную температуру земной поверхности полагают равной 300" К. ф 5.9. Зоны видимости Зоной видимости называют часть пространства, в пределах которой радиолокатор может осуществлять функции обнаружения или измерения с требуемыми качественными показателями при заданной эффективной поверхности цели. Соответственно говорят о зонах обнаружения и измерения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
