Справочник по радиолокации (ред. Сколник М. И.) т. 4 - 1978 г. (1151803), страница 59
Текст из файла (страница 59)
Координаты прямоугольные в едпницех релиусв Луны. Применяя любой яэ этих методов для картографирования других небесных тел, необходимо иметь дополнительную аппаратуру. Требуемая при этом пространственная разрешающая способность достигается с большим успехом. с помощью интерферометрического метода наблюдения. В случае использования только спектральных данных (как при картографировании Луны пгь доплеровскому сдвигу частоты) требуется достаточное разнообразие базисных линий для пополнения недостающих пространственных составляющих Фурье вдоль оси под прямыми углами к спектральному разрешению.
В методе картографирования по задержке и доплеровскому сдвигу частоты требуются лишь достаточные для разрешения сопряженных точек (рис. 4) интерферометрические данные. При использовании разрешающей способности только по доплеровскому сдвигу частоты для получения требуемой разрешающей способности необходимо знать различные расстояния между точками наблюдения от максимального до минимального, соответствующего максимальному размеру планеты, а для метода картографирования по задержке и доплеровскому сдвигу частоты достаточно знать небольшое число соответствующим образом выбранных расстояний для исключения ненужной сопряженной составляющей.
В любом случае обычно нет необходимости изменять расположение точки наблюдения, так как для получения необходимой длиньв базисной линии может быть использовано вращение Земли. 226 7.2. Требования к системе 7.2. Требования к системе Обнаружимость целей. Основой любого эксперимента с использованием радиолонации является уравнение дальности радиолокации, связыаа~ошее интенсивность принятого эхо-сигнала со свойствами цели, ее дальностью и с используемой аппаратурой наблюдения.
Уравнение дальности радиолокации может быть представлено в виде произведения двух сомножителей, один из которых соответствует потерям на распространение н содержит астрономические параметры, находящиеся вне контроля экспериментатора, а другой содержит параметры аппаратуры. Потери на распространение йэ определяются выражением а (4пгз)з (7) где а — ЭПР цели и г — расстояние между целью я наблюдателем. Выражение (7) является отношением мощности эхо-сигнала, принятого антенной с единичной эффективной апертурой, к мощности, излученной изотрапной антенной (с коэффициентом усиления, равным единице). При добавлении других параметров получается уравнение реально принятой мощности Р, Рг6! А,а Р,=бр Рг %г Аг= (4пгз)з (8) йз А = — 6, 4п (0) клев — рабочая длина волны. Эффективная площадь рассеяния а может зависеть от параметров РЛС.
Так например, поскольку размеры планеты велики, даже относительно длинеые радиолокациояные импульсы могут не охватить одновременно весь диапазон задержек, обусловленных видимой поверхностью Точно так же, как было показано выше, результатом вращения пели является дисперсия частотеого спектра отраженного сигнала Если приемный фильтр не согласован со всей возможной дисперсией, часть энергии сигнала будет потеряна. В обоих случаях кажущаяся ЭПР уменьшится. Уровень мощности принятога сигнала, требуемый для надежного измерееия, зависит от сопутствующего шума Шум, в свою очередь, зависит от эквивалентной температуры приемной системы и от временных н частотных карактеристик анализирующего канала Поскольку эти параметры очень сильно изменяются от системы к гистеме и от эксперимента к эксперименту, какое-либо одно значение не может быть дано.
Однано для определения порядка величины можно подсчитать, что для температуры системы, равной 100 К, полосы пропускания анализирующего канала 4 Гц и времени накоплеаия 5 ч (реальные величины для системы, наблюдающей Венеру или Меркурий на частоте 1 ГГц), флуктуации среднего значения шума, отнесенные ко входу приемника, составляют 2 10-" Вт. Для обеспечения надежного обнаружения мощность сигнала н среднего значения шума должна превышать среднюю мощность только шума приблизительно на пять стандартных отклоаений флуктуаций уровня шума Таким образом, в рассматриваемом случае шощность на входе приемника должна быть по крайней мере 1О-" Вт (или 227 яде Рз — мощность излучения; О~ — коэффициент усиления передающей антенны и А,— эффективная апертура приемной антенны (принято, что угловые размеры цели малы по сравнению с шириной луча антенны). Величина А, связана с коэффициентом усиления приемной антенны О, соотношением Гл.
7. Радиолояацаонноя астрономия -190 дБ относительно 1 мВт). В тех случаях, когда необходимо разрешить отдельные районы на поверхности цели, либо для точного измерения задерж. кн по подлокаториой точке, либо для составления карты уровень мощности принятого сигнала должен быть значительно выше. На рис.
7 показаны потери на распространение для различных возмож. зых радиолокационных объектов солнечной системы, являющиеся достаточно точными в диапазоне частот 100 †40 МГц, за исключением целей осту ф В чы м',Жд ь чй Уд)У ййр 1ннн дннн Хкн 1Оицн дрмин ун днлтнлняа ду ру 1гур Рнс. т. Эаенснмость потерь на респрострененяе от зкдермкя ехо-сягнзле дл» объектое солнечной системы. Для Марса н Меркурия прязедеяы мннямзльяые значения, соотзетстзуюгдпе някбалее н мзнменее благоприятным датам нзблюденкя (язмененке обусловлено значительным ексцектряснтетом орбит).
Штрнхокымк вертикалями к кеадрктнымн скобкзмк отмечены объекты, эпр которых нензяесткз нлк кзмекяется к шяроккх пределах гсм. табл, !г. в квадратных скобках. Эти «мягкие» цели (Солнце, Юпитер, Сатурн, Уран н Нептун) приведены иа рисунке в предположении, что их радиолокационный коэффициент отражения равен 0,10. Поскольку известно (либо предполагает. ся), что их действительный коэффициент отражения сильно зависит от частоты облучения или от условий в верхней атмосфере цели, приведенные для этих объектов значения потерь на распространение следует рассматривать лншьч как отправные дли дальиейшеи оценки.
1!ля всех остальных объектов, за исключением Венеры и Марса, было принято значение эффективного ковффициента отражения 0,07, а для Венеры и Марса измеренные значения порядка 0,14 н О,!1 соответственно. Приведены также типичные значения по- 328 Таблнна 1 Потери на распространение в Солнечной системе относищхьпые патера иа дисперсию непрерывных нолебаиий'), дн Потери Время на рае. ЦРОХОЖАЕПНЯ проаеравение, снт'вала ИБ Коеффициенг отраженна Рааиуе, км Пель Макснмум Привито Минимум юо 13,4 а сь м о ю м а\ « ') При допущенни, что угловые характеристики обратного рассеяния для цели анологичны лунины.
') Подтверждено йаблюденнямн иа частотах ннже Э ГГН. ') ЭПР Солнца была иамсРена только на чаетотах виже 40 МГц. Была найденот чео она иаменаеща от О,! До патнкРатной ЭПР фотасферы в аависимости от солнечной активности [381. ') Перааа цифра относи ся к геометрвческому соотношенню а наименьшими, а вторая с наибольшими потерямн на распространение. ') При допущении, что вращение синхронно с орбитой цели.
Ю ') ДВЕ ЦИФРЫ ОтИОСЯтеа К МаКСИМаЛЬНОй И МпнниаЛЬПРй ДИСПЕРСНИМ ЧаотстМ4 О6УСДОВДСННЫМ ИЗМЕИИЮЩЕООЯ ПРОЕКАИЕО аа ОСЬ вращения (см. табл, 2). Луна Луна — Земля — Лупа 1 м' Солнце Меркурий Венера Маре (1963 и.) Маро (1971 г.) Фобос Деймос Юпитер Ганимед Каллието Ио Европа Сатурн Титан Рея УРан Нептун Плутон (1971 г.) 433 Эооа (1968 г.) 1566 ЙИИР (1968 в.) 17д8 696606 2434 6055 ЗЭ85 338Ь 6 а ?1409 2550 2360 1670 !460 66400 2440 700 23800 22300 3000 10 0,5 6,07*) 6,07; 1.0 1,0 010') О,ОУ*) О, 14т) 9.11*) 0,11*) О.ОУ 0,07 0.10 0,97 0,07 0,07 0,07 О.
10 О. 07 0,67 О,)О 0,10 0,07 0,07 О, 07'1 2,4 г 4,8 2,4 е 16,6 мни 9,!мни 4,5 ыин 11,1 мин 6,2 мни 6,2 мпи 6,2 МИн 73.0 мнн 73,0 мни 73,0 мни 73,0 мвн 13,0 мни 2,2 ч 2,2 ч 2,2 ч 4,8 ч 8,1 ч 3,6 ч 4.6 мпн 42,8 а 246,4 аь2 864,6 297.2 ЗЭУ.З д)4,8 886,0 325.7 382,9 388,9 342,6 з?а,'2 873,9 376.9 3?8,0 354.6 384,! 891,5 3?б,о 385,? 405,6 373,4 367,3 2,? с 5,4 с 2,7 с 24,1 мин 28,8 мна Э9,5 мни 44,5 мив 44,5 мнВ 44,5 мни 107 .2 мин 107,2 мнн 1ОУ',2 мнв 107,2 мян 107,2 мин З,о ч З,О ч З,О ч 5,4 е 8,7 ч 9,2 ч 248,6 855 366,2 354,4 346.4 357,9 860,1 417,2 423.9 349,3 379,9 380,6 383,6 384,7 359,8 389,3 396,7 Э77,9 586.9 406,6 =25 З,У; 1 Ь') 0; 2,7') 1! ю11 О, 7') З,де) 20,6 1.0') 5'1в) 9,2а) 7,4') =20 5,2') 5.
2') 18.6; 13,7') 17 7.7 0 Гл. 7. Радиолокационная астрономия терь на распространение для двух малых планет, полученяые при их нан. большем приближении к Земле в 1968 г. Все данные рис. 7 сведены в табл. 1. Кроме того, в ней приведены потери на распространение при облучении Луны, включая полученные при трехкратном отражении: дважды от Луны н один раз от Земля (коэффициент отражения которой принят равным единице). Лля сравнения даны потери на распространение в случае цели с ЭПР 1 м', находящейся на расстоянии, равном расстоянию до Луны. Обнаружнмость дели зависит также от дисперсии задержки и допяеровского сдвига частоты. Для оптимального обнаружения в случае радиолока. циониой системы непрерывных колебаний необходимо, чтобы форма частотной характеристики приемного фильтра соответствовала форме спектра эхо.
сигнала [31). Мощность шума, сопровождающего эхо-снгнал, будет прапор. циональна шумовой полосе фильтра В, а флуктуации уровня шума (для заданного времени наблюдения) будут меняться пропорционально корню квад. ратному из этой полосы. Поэтому обнаружимость в оптимальном случае будет ухудшаться прн увеличении спектра эхо-сигнала.
т(налогнчное положение возникает во временной области при использовании коротких импульсов. Когда отраженная мощность распределяется некогерентно по задержке, не. обходимо восстановить принятые сигналы, возвращающиеся в разные момен. ты времени. Кроме того, можно показать [31), что в этом случае оптимальный приемник должен взвешивать вклад каждой задержки в соответствии с рассеянием на этой задержке. К тому же можно показать, что ухудйзение обнаружимости будет увеличиваться пропорционально корню квадратному нз дисперсии 0 эффективной задержки (при допущении, что общая ЭПР остается неизменной).
В табл. 2 даны верхние пределы параметров 0 и В, обусловленные геометрией целей, приведенных в табл. 1. Однако, как видйо из рис. 2 и 3. эффективные значения В н В могут быть значительно меньше в результате изменения этих пределов, обусловленного характеристикой рассеяния. В последней кояонке табл. 1 приведено вычисленное значение потерь на дисперсию непрерывных колебаний для Венеры в точке наибольшего приближения, по данным табл.
2. Вычисление выполняется по доплеровскому уширенню спектра частот при допущении, что угловая характеристика рассеяния аналогична лунной. Хотя допущение о подобии рассеяния не является вполне точным, особенно для таких «мягких» целей, как Солнце, это дает возможность произвести приемлемую оценку относительных трудностей наблюдения отдельных целей.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
