Справочник по радиолокации (ред. Сколник М. И.) т. 4 - 1978 г. (1151803), страница 56
Текст из файла (страница 56)
$.етч!в Е. А.г Сеоше1гу апд Г!гв1-опадет Еггог 8(айьйсь 1ог ТЬгее- апд Гоигв1аИоп Ну)гегЬойс Г!хев оп а Ярпепса1 Еагйц "Агг Гогсе СашЬг!дбе йев. 1.аЬ. йер17 64-461, 1964, дипе. 1.синь Е. Ал Рагяпе1пс Гоппи!ав 1ог Сеодев!с Сигчев апд О!ь!апсев оп а ЯИЗЫу ОЫа1е Еаг1Ь, "А!г Гогсе СашЬпдбе йев, ! аЬ. йер1Р 63-485, 1963, Арп'!. 6дапе'в АИ Иое Рог!д'в А!гсгай 1966 — !967", Яагпрьоп Ьою, Магйоп апд Сошрапу, Ыд, !966, Ьопдоп.
Роче!я! О. 3., е1 а!л "Аггбогпе йадаг: Рппс!р1ев о1 Сшдед МНя!е Реядп". Р. Чап Мовбапд Согпрапу, !пс., Рг!псе1оп, М. 3., 196!. Евре!апд й. Нл Ехрепшеп1а1 Еча!иабоп о1 ЯСОйРЕЯ йево!Ы!оп СарэЬг!И!ев, "Хача! Огдпапсе 1.аЬ. йер1." 652, !966, Мау. Ргеь(оп б. вчл ТЬе ТЬеогу о1 81ейаг йадаг, "йапд Согр.
Меш." йМ-3167- Рй, 1962, Мау. Ту!ег б. Ь., е1 а1л ВЫабс-гадаг Ое1есбоп о! 1ппаг Ясайег!пб Сеп1егь гнИЬ Ьипаг ОгЬИог 1, "Яс!епсе", !967, ди!у 14, ч. !57, № 3785, р. 193 — 195. Ту!ег б. 1.л ТЬе В!ЫаИс Сопйпиоив-наче йадаг Ме(бод 1ог 1пе 8!иду о1 Р!апе1агу Яиг1асеь, Ч. СеорЬув, йев.", !966, Магсб !5, ч. 71, № б, р. !559— ! 567. Оач!еь О. Е. Мл Уве о1 ВЫайс йадаг ТепЬщиеь 1о !пгргоче йево!ибоп !и 1Ье ЧегИса! Р!апе, 1ЕЕ (!лпдоп), "Е!ес!гоп, 1.еИегь", !968, Мау 3, ч. 4, Мгв 9 р 170 !71 Мег1егь 1., Е.
апд ТаЬе!!пб й. Нл ТгасЫпб !пйгишеп1абоп апд Ассигасу оп !Ье Еав(егп Тей йапие. — "!ЕЕЕ Тгапь.", !965, МагсЬ, ч. ЯЕТ вЂ” 11, р. 14 — 23. ЯсачиИо Л К апд Раи! Г. лл "Аеговрасе йапбеь; 1пь(гинеи!айоп", Р. Чап Моь1гапд Сошрапу, 1пс., Рг!псе1оп, Х. Ю., 1965. Глава 7 РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ Г. Петтингил 7Л. Задачи радиолокационной астрономии Введение. Радиолокационная астрономия в общем виде может быть определена как раздел астрономии, песня!ценный исследованию небесных объектов с помощью радиолокационной техники.
Изучение ионосферы обычно рассматривается как раздел ионосферной физики илн радиофизики, и ее исследование радиолокационными методами является достаточно специализированной областью, заслуживающей выделения з самостоятельную науку. Радиолокационное опознавание и сопровождение искусственных спутников Земли, рассматривается в гл. 4. В данной же главе основное внимание будет сосредоточено на получении радиолокационных эхо.сигналов от небесных тел солнечной системы и извлечении из них возможно большей информация. Применение радиолокации к ионосферным исследованиям датируется началом 20-х годов, когда было произведено зондирование ионосферы высокой частотой [1], явившееся одним нз самых ранних использований радиолокации в том или ином виде.
Эхо-сигналы от метеориых следов впервые наблюдались радиолокационными системами во время второй мировой войны. Немедленно по окончании войны они явились основой программы ряда исследований. Однако первые эхо сигналы от объекта, находящегося за пределами земной атмосферы, были получены от Луны в 1946 г. исследовательскими группами в Венгрии [2] и США [3). В зтих наблюдениях, весьма примитивных с современной точки зрения, впервые было широко использовано накопление сигналов, характеризующее с тех пор практически все радиолокационные наблюдения планет, До середины 50-х годов количество радиолокационных наблюдений Луны было относительно невелико, причем основной упор делался на использование эхо-сигналов от Луны как средства дальней связи нли для исследования ионосферы, а не как средство изучения самой Луны. В конце 50-х годов положение начало меняться, и начиная с этого времени большое количество исследовательских групп занялось радиолокационным изучением Луны на частотах 15 МГц — 35 ГГц [4 — 8], т.
е. практически в пределах всего «окна», через которое возможно наблюдение с помощью наземных РЛС. В конце 50-х годов были созданы подвижные антенные устройства с апертурой диаметром 25 — 80 м и большой когерентной мощностью излучения на дециметровых волнах (достигающей 100 — 250 кВт средней мощности), а также низкой шумовой температурой приемных систем порядка 200 К. В результате в 1961 г.
с помощью радиолокационной установки удалось обнаружить эхо-сигналы от Венеры при ее наибольшем приближении к Земле [9 — !3], получены также эхо-сигналы ог Меркурия [14], Марса [15] и Солнца [16, 17]. Начиная с 1965 г. оказалось возможным выполнить на ряде радиолокационных систем [18, 19) успешные наблюдения Венеры и Меркурия даже при нх наибольшем удалении от Земли.
2!7 Гл. 7, Радиолокационная астрономия Успех использованяя радиолокации в астрономии обусловлен когереит- ностью излучения и возможностью управления излучаемой мощностью. Непо- средствеаное и точное измерение задержки зхо-сигнала (слово «дальность» не используется, так как расстояние является величиной, производной от не- точно известной скорости света) позволяет определить многие элементы пла- нетных орбит с точностью, на несколько порядков более высокой, чем е слу- чае только угловых оптических наблюдений.
Радиолокация обеспечивает так- же точное измерение радиуса планеты относительно начальной точки отра- жения. Эта точка соответствует с большой точностью точке, в которой пря- мая, проведенная из РЛС в центр массы удаленного объекта, пересекает его поверхность. Поэтому она будет принята в качестве тановой и будет назы- ваться в дальнейшем «подлокаторной точкой», Кроме точного определения планетных орбит радиолокация явлиется мощным средством исследования поверхности планет. При соответствующей интенсивности сигнала разрешение элементов поверхности по задержке сиг. нала и лля вращающихся планет по доплеровскому сдвигу частоты не ухудшается с рас00уаугра куру стоянием, как при угловых налеагруря блюдениях.
Кроме того, при разул»ела диолокационных наблюдениях 'йь поглощение в окружающей пла. нету атмосфере меньше, чем ! ! ъ м мири оптических наблюдениях. ! т используя в процессе одного 0гбпоелгмдеор га мч цикла наблюдений различные частоты в метровом и децнметй! Лр» 1 роном диапазонах, можно наъч!ч блюдать дисперсию, вносимую "!й цм!ъч ммьи плазмой вдоль пути распростьгъ 6!сь чм ьн м чьъм ранения в групповую и фазоц(ег мчим вую скорости си мы Но применевие радиолока0п депре ррусмй гугргругег циониых сне!ем в астрономии ограничиваетсп их сложностью и высокой стоимостью по сравнению с пасснвнымн оптическими приборами, а также присущим им законом четвертой сте.
пени уменьшения интенсивности сигнала с расстоянием. Однако даже если бы появилась возможность обойти трудности, связанные с непреодолимыми поте- рями на пути до объектов за пределами солнечной системы, задержка между передачей и приемом сигнала до ближайших планетных систем составила бы десятки лет. Для объектов в пределах солнечной системы задержка составля- ет от нескольких секунд для Луны до нескольких часов длн некоторых планет. Наблюдаемые параметры радиолокационных эхо-сигналов.
Характеристи- ки эхо-сигналов, которые можно измери~ь и использовать для получения аст- рономической информации, зависят как от типа радиолокационной системы, так н от цели. Если передаваемый сигнал соответствующим образом закоди- рован во времени, задержка эхо-сигнала может быть определена однозначно. Как правило, эхо-сигнал является очень сложной функцией времени, так как задержки его от разных частей цели неодинаковы, Ббльшая часть исследо- вателей использовала либо простые импульсные сигналы, либо непрерывные нолебания, кодированные по фазе !в некоторых случаях с кодированием по фазе в течение импульса). Ниже рассматриваются относительные достоинства этих двух методов. Кроме того, если фазовая когереитность передаваемшо сигнала достаточно велина, измеряется доплеровский сдвиг частоты, вноси 218 рпс. !.
диаграммы гпппчпея дисперсии меж чести есе-спгнплп пп задержке и Хепперпп скому сдвигу чпсгегм. 7дададачи радиолокационной астрономии мый в эхо-сигнал относительным движением вдоль линии прнмого видения между РЛС и целью. Кроме того, вследствие вращения цели распределение мощности эхо-сигнала по частоте имеет сложный характер. Соответствующие кривые приведены на рис. 1. Задержка. Точность, с которой можно определить задержку в распространении сигнала до подлокаторной точки, зависит, естественно, от интенсивности сигнала, полосы частот модуляции (т. е. величины, обратной эквивалентной длительности импульса) н отражательных свойств планеты.
В благоприятных условиях можно получить точность от 1 до 2 мкс. Во избежание получения неудовлетворительных результатов точность измерения задержки типового эхо-сигнала, соответствующей одной астрономической единице (грубо радиусу земной орбиты или приблизительно 1000 с для распространения в обоих направлениях), должна быть выше 1 10-'. Доплеровский сдвиг частоты. Доплеровский сдвиг частоты, вносимый известными районами планеты, может быть измерен в благоприятных условиях с точностью, соответствующей скорости вдоль оси визирования порядка 1 мм/с (что соответствует доплеровскоыу сдвигу в 0,01 Гц на несущей частоте 1500 МГц).
г!аблюдаемая скорость цели вдоль оси визирования, очевидно, зависит от относительного положения Земли и планеты на их орбитах, однако в случае типового максимального значения 30 км/с (орбитальной скорости Земли) относительная точность измерения доплеровского сдвига 3.10-'. Таким образом, требования к точности эталона частоты, используемого а измерениях доплеровского сдвига частоты, ва два порядка менее жесткие, чем требования к точности эталона времени, используемого в измерениях запаздывания При этом необходимо, чтобы опорная частота, с которой сравни. вается частота принятого сигнала для определения доплеровского смешения, поддерживалась в интервале задержки эхо-сигнала с точностью не ниже 1,5.10 ".
Таким образом, требования к стабильности эталона частоты являются очень высокими. Совершенно очевидно, что для обеспечения всей требуемой точности измерений в радиолокационной астрономии выбор эталонов частоты и времени должен быть особенно тщательным. Интенсивность сигнала. В любой системе обычно желательно измерять абсолютное значение мощности эхо.сигнала, так как это позволяет определить с помощью уравнения дальности радиолокации ЭПР цели, которая, в свою очередь, может дать представление об электрических свойствах поверхности планеты и, может быть, ее атмосфере.
Определение ЭПР цели считается обычно дастаточно трудной задачей, так как в уравнение дальности радиолокации входит ряд потенциально неточно определнемых величин. До 1965 г. практически все измерения ЭПР производились с точностью, не превышающей ~3 дБ. Однако в Г965 г. был запущен калибровочный сферический ИСЗ типа ).СЗ-1 на почти круговую орбиту с высотой 1730 км иад поверхностью Земли, с наклоном 32'. Спутник представлял собой тщательно выполненную полую алюминиевую сферу диаметром 1,!3 м и эффективной площадью рассеяния 1 м'. Зависимость ЭПР спутника от длины волны определяется известной формулой [20) (см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
