Ширман Я.Д. Теоретические основы радиолокации (с содержанием) (1151797), страница 48
Текст из файла (страница 48)
мосфере г,„, (ось ординат) от дальности действия радиолокатора в свободном йространстве г„„,„„(ось абсцисс) для различных значений коэффициента затуханйя В. Величину В можно оценить по графикам рис. 5.28 и 5.29. Изменение поляризации принимаемых колебаний, имеющее место в ионосфере при радиолокации космических объектов, называется эффектном 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 ф от исходного.
Угол поворота плоскости поляризации при прохождении волны до цели и обратно определяется соотношением бз 2<р О Об т ннт рад (9) /3 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)); / — ча- 66.8 ' 261 Х'Я Ег Ег а) Рис. 5.31, Пояснение поворота плоскости поляризапии: разложение линейно поляризованной волны на две с круговой поляризацией (а) и ее синтез после взаимного сдвига фаз волн, поляри- зованнык по кругу (о) стота в гц; А)„„, = ~ й(,(г) Й вЂ” число электронов в наклонном столбе о сечением 1 мз вдоль радиолуча, рассчитываемое на основе геометрических соображений из профилей вида рис.
2.35, Даже для невозмущенной ионосферы величина У„„, может достигать 1О". 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 соззФ раз. При углах Ф, близких к (2т+1) -(лт=О, 1, 2, ...), начинает сказываться эффект деполяризации. С учетом последнего ослабление мощности будет не в созе Ф, а в соззФ+ лд,„з(па Ф раз, где йдеп = одея/аз — 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 фзюктуаций 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 гем,„, — дальность действия без учета эффекта Фарадея. Влйяние эффекта Фарадея существенно ослабляется в ряде случаев: 1) если имеются раздельные каналы приема для ортогонально поляризованных колебаний; 2) если излучается и прини- 262 й Б.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 плот- ность мощности Уа флюктуаций на входе приемника, наводимых внешними источниками, связана с введенной в $5.6 эквивалентной шумовой температурой антенны Т, соотношением г'т' =ЙТ, — аз "дае где lг = 1,38 10 —" ~ — ~ — 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, = — 1 Т„(р', е) 6(р, а) дал(Р, в), 4к 3 где 6(р,е) — коэффициент усиления антенны; Жг(р, в) — дифферен- циал телесного угла. Если в пределах основного лепестка диаграммы направленности антенны яркостная температура меняется мало, то Та Тя, 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 а ягр 4я где Т„,р — средняя яркостная температура в пределах угла видимости источника; аа (р„, е„) — коэффициент усиления антенны в направлении иа источник; аг„— телесный угол, под которым виден дискретный источник. $5.8 263 зов Юш т /() г /б-го /а а та' /Ое т() т тра /а а //) 1 гб т з тат /оа з у)а гдуа» за /аа з м' /о' з//)а з,иа» а) б) Зависимости иркостноа температуры Т„и плотности шностн ое радиоизлучении внеземных источников от частоты й г/) г з(т //) Рнс.
б 32 патока мо а-наклонности Ги (/) длн Галактики (сплошные линии) и атмосферы Земли(пУнктнРные); б — зависимости Зе (/) Дли СолнЦа (сплошные ли. нни) и абсолютно черного тела при г з 000'к (пунктирные) н Вместо двух параметров (Т„,„и 0„) частодискретные источники характеризуют одним обобщающим, а именно плотностью потока вл) мощности у Земли в полосе ! гц, которую обозначим Зо ~ ме.в»1. Если известна эффективная плошадь приемной антенны в направлении на источник А(й„е„), то /(/о =)зТ вЂ” Яо А (йи аи)- 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 на малых углах места(е = = О), так как при этом принимается излучение большей толщи атмосферы. Из рнс 5.32, а видно, что в сантиметровом и миллиметровом диапазонах длин волн преобладающее значение имеют радиоизлучения атмосферы, а в метровом — Галактики. Экспериментальные данные о плотности потока мощности солнечного радиоизлучения у Земли в полосе 1 гч представлены на рис.
5.32, б. Интенсивность солнечного радиоизлучения сильно зависит от степени солнечной активности. В миллиметровом и оптическом диапазонах волн излучение Солнпа такое же, как и у аб2ра й б.в 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. 9 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. В случае обзорных радиолокаторов зону видимости называют также зоной обзора (см.
9 5.3). Зоны видимости могут строиться в аксонометрии или характер ризоваться своими сечениями в горизонтальной и вертикальной плоскостях. Границы зон видимости в горизонтальных плоскостях для наземной РЛС кругового обзора, расположенной на гладкой поверхности, представляют собой окружности. Зона видимости в вертикальной плоскости за счет влияния Земли может иметь лепестковый характер (см.
3 5.6) В частности, это имеет место в диапазоне метровых волн, когда значения ~р) близки к единице. В качестве примера на рис 5.33, а такая зона показана для случая, когда отношение йlл = 3, а характеристика направленности антенны г(е) задана графиком (рис. 5.33, б). Ширина огибающей лепестков зоны больше, чем каждого ее лепестка. Она определяется отношением длины волны к вертикальному размеру антенны, а не к большей, чем этот размер, высоте антенны над уровнем земли как это имеет место для лепестков.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
