Справочник по радиолокации (ред. Сколник М. И.) т. 4 - 1978 г. (1151803), страница 57

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 57)

т. 1„6 9.6). однако в случае волн, длина которых мала по сравнению с диаметром сферы, ЭПР сферы такого диаметра достаточно точно равна ! мз. В результате сопровождения спутника или наблюдения максимального эхо-сигнала при прохождении спутника через неподвижный луч антенны окааалось возможным откалибровать радиолокационную систему и снизить ошибку измерении ЭПР цели до уровня, не превышающего ~0,5 дБ. Поляризация. Поскольку излучается когерентный и, следовательно, однозначно поляризованный сигнал, анализ поляризационных характеристик эхосигнала дает значительную информацию о свойствах поверхности цели и среды распространения. Для определения типа и степени поляризации достаточно трех из четырех параметров Стокса (2Ц (четвертый характеризует интенсивность), а для исследования рассеивающих свойств физически реализуемой поверхности необходимо определить в дополнение к эффективной площади 219 Га 7.

Радиолокационная астрономия рассеяния еще четыре параметра. Можно показать (2!), что измерение пара. метров Стокса эхо-сигнала при двух соответствующим образом выбранных типах поляризации зондирующего сигнала дает возможность полностью определить статистические рассеивающие свойства при данном угле падения всех возможных естественно встречающихся поверхностей. Но очень небольшая часть радиолокационных средств оборудована так, чтобы имелась возможность полного бпределения характеристик рассеяния, обусловленных поляризацией. Угловое разрешение. Угловые размеры диаметра диска большей части целей, исслелуемых в радиолокационной астрономии, малы по сравнению с шириной луча антепиы, применяемой для наблюдения.

Только видимый диаметр Луны достаточно велик для изучения свойств рассеивающей способности в отдельных угловых областях — наивысшая угловая разрешающая способность около 0,05' (иа рабочей частоте порядка 8 ГГц), Разрешение дисков планет невозможно с использованием луча одной антенны, поэтому эхо-сигналы планет были исследованы интерферометрнчески с шагом полос порядка 0,002'. По-видимому, в связи с быстрым развитием техники синтезированной апертуры возможность исследования углового распределения мощности эхосигналов планет будет непрерывно возрастать. Оггчегный момент времени. Измеренные значения положения н скорости цели, полученные по данным задержки эхо-сигнала и доплеровского сдвига частоты, должны быть для получения достоверных результатов точно отнесены к известному отсчетному моменту времени. В процессе окончательного пре.

образования данных отсчетиые моменты должны быть даны в едином времени. Сначала для этого использовалось эфемеридное время (22), но с появле. нием атомных эталонов времени атомное время оказалось удобнее для определения отсчетного момента. Однако в самом процессе наблюдения удобнее пользоваться отсчетным моментом на баае среднего гринвичского или всемнр. ного времени, так как оно может быть получено с достаточной точностью по радиосигналам времени. США предпочитают использовать сигналы времени Национального бюро стандартов, хотя для их сопоставления с всемирным временем необходимо вносить небольшую поправку.

Точность определения отсчетиого момента времени в каждом частном случае измерений зависит как от точности измерения времени задержки сигнала и доплеровского сдвига частоты, так и от скорости изменения этих параметров. Так, например, чтобы ошибка по времени прохождения эхо-сигнала не превышала ! чкс в предель. ном случае наибольшего удаления Меркурия, нужно определить отсчетный момент времени с точностью по крайней мере в 3 мс. для этого обычно тре.

буется учитывать время распространения между нсточником радиосигналов времени и РЛС, производящей наблюдение, а также табличные данные откло. пения радиосигналов от всемирного времени. Так как появилась возможность использовать эталоны частоты иа водо. родном квантовом генераторе, была сконструирована аппаратура, содержащая свое собственное хронярующее устройство, удовлетворяющее требованиям ра. диолокационной астрономии как в качестве точного эталона частоты, так и времени. Типичное устройство обеспечивает кратковременную и долговременную стабильность порядка 1 ° !О-с'. Таким образом имеется возможность создания часов с отклонением во времени, не превышающим 30 мкс/год по отношению к любым другим аналогичным часам. Можно исключить все труд.

ности, связаннме с введением поправки на распространение радиосигналов и другие изменяющиеся условия, путем создания синхронизированных часов, одни из которых хранятся в обсерватории национальной службы времени, где они могут постоянно сверяться с астрономическим временем, а другие устанавливаются в радиолокационной обсерватории Соотношения между радиолокационными наблюдениями в свойствами цели. Орбиты.

Общее время распространения эхо.сигнала в обоих направлениях и доплеровский сдвиг частоты, измеренные по средней площади в районе подлокаторной точки (или приведенные к ней), очевидно, мокнут быть непо. 220 7.1. Задачи радиолокационной астрономии ения параметров лунной и планетных орнаблюдений значительно превышает чнсижения и относянтихся к ним параметров,. вести проверку на внутреннюю совмести- р "ч ау 'р ы~ 7й Фйд 222 средственно применены для уточн бит.

Поскольку, как правило, число ло степеней свободы уравнений дв обычно имеется возможность произ масть уравнений. При выборе зна* чепий параметров с целью отнесения радиолокационных измерений к центру массы планеты должен быть учтен радиус пели (для ряда положений подлокаторной точки на поверхности планеты). Хотя обычно используется достаточно простая методика подгонки параметров, возмущения, которые должны быть учтены на уровне точности, возможной при радиолокационных наблюдениях, очень многочисленны и трудноуловимы. При этом выявляются эффекты специальной и общей теории относительности, а также влияние на распространение плазмы солнечной вороны и межпланетной плазмы.

Поскольку это влинние является дисперснонным, оно может быть выделено путем измерения на разных частотах. Взаимоотно. шение радиолокационных наблю. дений с движением планет рассмат ивается в работе (23) Х прпктеристики рассеяния. Характеристика среднего рассеяния может быть определена по дисперсии мощности отраженного сигнала по задержке и частоте (рис.

1). Данные по задержке соответствуют в ббльшей степени непосредственному измерению характеристики углового рассеяния по двум причинам. Во-первых, для преобразованиня наблюдаемого распределения по задержке в соответствующее распределение по углам падения следует лишь заменить переменную, так как характер одного из распределений однозначно определяет характер другого, и, во-вторых, преобразование не зависит от видимого вращения цели. Данные по задержке, полученные при облучении Луны, приведены на рис. 2. В то же время для преобразования измеренного спект. рального раснределения мощности (типичный спектр эхо-сигнала от Луны при непрерывном излучении показан на рис, 3) в эквивалент- д УЕ дай;аюю», лга Рпс. 2.

Сглаженные хрнзыс характеристик рзссспнпп зздсржхп нз разных частотах прн рзднолахзпнп Луны. Дзнпыс парынроззпы к сдпнпчпоыу зпзчсппю з падлакаторнаа точке (тачкс нулевой зздсржкп). Интегральная ыащпосгь прзкгзчесхп ~с зависит от длпвы залпы. ау (а рягяееалреяляая наапея(а Рнс. а, Чзстатпыа спектр зха.снгнзлз Луны пп залпе ба сн. Нсадпородпсстп нз спектральной хзрзктсрп стпкс обусловлены местными калсбзнпхнн рзссспппз нз лунная пазсрхпостп. Чзстатпзп коордпнзтз Нормирована к единичному знзчснпю нз краю диска.

Гл. 7. Радиолокационная астрономия пую характеристику углового рассеяния необходимо знать, кан вращается планета. Хотя это может быль априорно известно по данным других измерений или выведено на базе максимального наблюдаемого расширения спектра, если принятый сигнал достаточно интенсивен, в ряде случаев не представляется возможным иметь точные данные о вращении планеты (для преобразования зависимостей необходимо в обоих случаях знать радиус планеты). Кроме того, из рис, 1 видно, что плотность мощности, соответствующая данной спектральной составляющей, обусловлена рассеянием под разными угламн относительно местной вертикали. Поэтому для вывода характеристики среднего углового рассеяния необходимо решение интегрального уравнения. Имея характеристики рассеяния по задержке Р(!), полученные на основе наблюдения, можно вывести характеристику углового рассеяния Р(8) по со- отношению Р (0) сс Р (!), где В=агссоз(! — сг/2а) ! Р(В) пропорционально мощности, рассеянной на единицу площади поверхности при угле падения и наблюдения О, измеренном относительна местной вертикали; с — скорость света; и — радиус цели в 4 — задержка, измеренная относительно подлокаторной точки.

Поскольку доля составляющих для разных значений 0 определяется независимыми участкамв поверхности (при заданном значении подлокаторной точки), это соотношение неточно отражает закон углового рассеяния, усредненный по всей видимой поверхности. Однако по крайней мере в случае Луны в разных подлокатор. ных точках наблюдались лишь незначительные изменения закона рассеяния, поэтому полученные результа~ы принято считать типичными.

Измеренное распределение мощности по частоте РЯ может быть преоб(зазовано в закон углового рассеяния [24] с помощью выражения Р(0) ос сов О ) Р (Л ((з — Цып 8) гв (2) Р (0) ос соз 8 ~ ауэ (2пз ив 8) р (з) Нз, в где р (з) = ~ Р (!) соз ( — ) дД (4) .является функцией автокорреляции свертки наблюдаемого спектра мощности, л та — бесселева фуннция нулевого порядка. В этих преобразованиях не учи- тывается влияние иа свертку нонечного времени на передачу или анализиру- 222 тде Р'Я вЂ” первая производная свертки полученного спектра мощности; г— сдвиг частоты, отнесенный к значению в подлокаторной точке; )з — модуль максимального значения ! (на краю диска).

Свертка спектра вонруг значения в подлокаторной точке согласуется с допущением, что наблюдаемое рассеяние зависит только от 8, т. е. что суше<твует азимутальная симметрия. Таким образом, Р(() в этом уравнении в дей. ствительности представляет усреднение величин, равноудаленных от подлокаторной точки. В другом решении основного интегрального уравнения (25) исключается сингулярность при ! = Газ(п В и отпадает необходимость в дифференцировании спектра 7.7. Задачи радиолокационной астрономии ющих фильтров, однако некоторые авторы 125, 26) рассматривали методы их включения в преобразование.

Характеристики

Список файлов книги