Справочник по радиолокации (ред. Сколник М. И.) т. 4 - 1978 г. (1151803), страница 60
Текст из файла (страница 60)
Таким же методом можно было бы исследовать относительную обнаружимость в случае РЛС с некогерентнымн короткими импульсами. Однако в импульсных радиояокационных астрономических системах обычно исполь. зуются когерентные импульсы, при которых в эхо-снгнале сохраняется значительная часть информации о дисперсии частоты и задержки. В этом случае относительная обнаружимость зависит как от В, так н В.
Лля получения представления о принятом сигнале в общем случае нужно произвести свертку частотно-временной зависимости для переданного сигнала (функции неопределенности) с частотно-временной зависимостью, обусловленной целью (функцией рассеяния цели). Кроме того, для получения возможности произяести сравнение с реально измеренным электрическим сигналом нужно произвести свертку полученного результата с характеристикой приемника. Все эти вопросы подробно исследованы в работах [31, 32), причем. рассмотрено много частных случаев. Одним из наиболее интересных является случай, когда произведение задержки по глубине цели на доплеровскую зону, называемое коэффициентом протяженности цели, меньше единицы.
В этом случае (очевидно, определяющимся рабочей частотой) цель с малым коэффициентом протяженности может быть полностью исследована одновременно по задержке и частоте просто с помощью серии когерентных импульсов. В табл, 2 приведены коэффициенты протяженности для ряда астрономических целей на 230 7.2. Требования л системе Таблица 2 Задержка по глубине цели и зона доплеровскнх частот дли объектов радиолокациомной астрономии Зона доллсровских частот от края до края Горн 1 ГГц), Гц Задержке по глубине до края цели лри рвспро. стрэнснин в двух нвсрввлсннвх, мо Коэффициент иротяжснностн нели (при 1 ГГц) цель мака. ') Рвдналокэциоинос нэблюдснис г'элиас производилось только «э чисто гэх ниже йе мГц, иэ которых осуществляетсн взаимодействие только с короной. нэблюдэсмэв вонь дойлсровских чвотвт кочтв полностью связано с конвенцией [331.
*) Изменении эоны доплсрсвсквх частот объясняются в основном наклонен осв вращения этих целей. ') И орсдположсник синхронности вращении. частоте 1 ГГц. Поскольку эти значения относятся к эхо-сигналам от края планет, что является не часто встречающимся предельным случаем, данные приведены с большим запасом. Практически особых трудностей не возникает даже при столь большом коэффициенте протяженности, как 10.
Коэффициент протяженности прямо пропорционален рабочей частоте и является мерой возможности составления с высоким ризрешением карты распределения мощности эхо-сигнала по поверхности объекта с использованием метода картографирования по задержке и доплеровскому сдвигу частоты. Методом картографирования по задержке и доплеровскому сдвигу частоты можно провести приближенный анализ поверхности, используя данные по задержке и разрешающей способности по частоте по одному зондирующему импульсу. В этом случае импульсом простой формы могут быть разрешены только цели с большим коэффицие)жом протяженности, причем коэффициент протяженности является прямой мерой количества отдельных элементов разрешения, которое можно получить на поверхности цели.
Для повышения 23! Земли Луна Солнце Меркурий Венера Марс Фобос Деймос Юпитер Ганимед Каллисто Ио Европа Сатурн Титан рея Уран Нептун Плутон Икар 42,5 11,6 .л5000)) 16,2 40,4 22,6 0,4 0,2 476 17,0 15,7 11,1 9,7 402 16,3 4,7 159 148 20 0,003 6200 2) 0 10' ') 45 26 45 13 3200 2950з) 18э) 2,3в) 16 9000 3453) 137в) 9!От) 400в) 138 000 123 0003) 149в) 150в) 51 400 7100)) 34 400 30 2003) 455 5 263 0,29 5 10' 0,73; 0,42 1,82; 0,53 70 0,007 0,0004- 8.!04 5,9 2,1 10,1 3,9 5.10э 2,4 0,7 8200; 1130 5000 9 0 Гл 7.
Радиолокационная астрономия Разрешающей способности используется модулированный сигнал более слож. ной формы за счет, однако, временных боковых лепестков конечной амплиту. ды [32, 39]. Этот метод был использован при локации Солнпа [33] и Марса [34]. бели с малым коэффициентом протяженности (Луна, Меркурий и Вечгера) исследовались в основном серией когерентных импульсов /(ля обнаружения целей импульсные РЛС с большой эффективной полосой частот В имеют определенные преимущества па сравнению с РЛС непрерывного излучения, так как обратная величина 1/В является мерой длительности когерентности эхо-си~палов При заданной средней излучаемой мощности когерентносгь зхо-сигналов и, следовательно, обнаружимость максимизи. руются излучением настолько большой импульсной иощности, насколько это возможно в импульсном интервале, равном интервалу когерентности Когда интсрвал когерентности 1/В меньше дисперсии эффективной задержки 0 (т, е в случае цели с большим коэффициентом протяженности), длительность импульса тл, дающая оптимальную обнаружимосгь, определяется средним геометрическим значением [31] (1О) В более реальном случае импульсной РЛС с заданными максимальной импульсной мощностью Ри„, максимальной длительностью импульса т и коэффициенточ заполнения Е = Р, /Ри„выигрыш по обнаружимостн импульсной РЛС составляет Р 'гз относительно РЛС с непрерывным излучением той же средней мощности во всех случаях наблюдения целей, для которых Вт>1.
Радиолокационные системы. Из уравнений (8) и (9) следует, что мощность прннятого эхо-сигнала в случае цели, не разрешенной по углу, равна А Р«=4пРг ( — ) (.р, где А = А~ = А,, Поэтому при работе по планетам выгоднее применять боль. щие апертуры антенн и возможно более короткие волны, чем большую мощ. ность излучения.
В радиолокационной астрономии высокая угловая разрешающая способность редко имеет столь же большое значение, как интенсивность эхо-сигнала Поэтому, за исключением простых интерферометрав, необходимых для картографирования планет, во всех системах для наблюдения планет использовались антенны с непрерывной апертурой В основном применялись параболические или сферические зеркала на частотах выше 100 Мрц и антенные решетки из фазированных диполей на более низких частотах (табл 3). Важным обстоятельством в радиолокацвонной астрономии является необходимость непрерывного сопровождения Время распространения сигнала до планеты и обратно так велико, что за этот промежуток времени антенна обычно смещается из-за вращения Земли на угол, превышающий ширину ее луча При сопровождении накопление сигналов можно растянуть на несколько часов для улучшения чувствительности по обнаружению, которая может быть на критическом пределе Для антенн с шириной луча порядка сотых долей градуса может потребоваться, чтобы положение точки визирования «упрехгдало» видимое при передаче положение цели из-за аберрации Эта Поправка зависит от относительного движения цели (в инерцнальных координатах) В случае Меркурия и Венеры может потребоваться перемещение луча антенны в интервале между передачей и приемом на 0,02'.
232 Таблипа 3 Сравнительная чувствительность различных радиолокационных систем, используемых в исследовании планет (Г) Маковмальное время наблюдения за день, Р(аъ) ГРеЯ- пня ма »кивать. яВт (Ж ) Шумовая температура аиетемы, К (А) Эффектввная апертура антенны, дБ отноаительво ( и» Импуаъс- ная мощновть, мвт Эффективный иоэффицневт уевлевня, дБ Гт) Рабочая частота, Мрц Размеры антенны. Система ,Год ) тз о о» а» о и и 150 100 339 350 70 30 1О 1О МН2') ЗР1 )з) 1963 !964 1295 2388 23,6 25,4 1,2 0,5 25 25 47,3 54,2 400 100 350 10 10 1О 366 355 364 1968 25(65(а 1966 37 1967 37 з Раз) Н51 ) Н52') 25,4(33,2 26,9 й6,9 21 100 55 2388 7750 7840 54,2(62»0 66,0 66,1 0,5 0,5 ') ВЫЧИСЛЕИИОЕ аиаЧЕННЕ, ВРОПЕРЦнаааЛЬНОЕ А'тй(ВАГ, Г Рэ тб ГГГ)э (аМ.
В тЕКШЕ). ') Фазироиенная дипольная решетка в Эль-Камна, Техас. *) Среднее значение, так кек дейатвнтельное мгновенное значение «оэффнцнента уаитення меняется г зевитиым углоч. ') Йеподвижное сферическое зеркале. управлениа лучом в пределах Айа' отноентельао зениты Расположен около Аресиво, Пуэрта-Рико. ») Фазираааниая аипольиая решетка около Лимы, Перу ') Подвижный пзраболоид я Джодрэл-бенк, Англия. ') Подвижные параболоиды в Вестфард-Тингсборо, Массачусотс. ') Восемь механичесни связанных йодзижиых параболоидов а Крыму.
') Подвижные параболоядм в Галде»он-Лэйи, Калифорния. Е) ДВУХПОЭВЦВОНИВЯ СватЕМа: ЦЕРаааЮЩаи автсииа йб Мг ПРИЕиааа бб М. М1Т.в) А!024) )»)Вбз) )Ве) А1014) МН1') СССРз) 19 64 550Х67 !967 300 1962 ЗООХ 150 1961 ' 75 1965 300 1961 25 1963 2,5Х 15 38,26 40,12 49,92 408 430 440 750 34 бв) 37,0в) 40,0 47,3 55,0з) 37,5 47,4 41,2 43,7 44,7 33,6 40,7 23,2 28,4 (Я) Потери не раа- нроатраасина в обонк направлениях ЛБ 2,0 1,0 2,0 2,0 1,5 2,0 2,0 12 000 10 000 б 000 1 000 200 240 100 500 80 400 3 120 !50 60 0,5 1,2 4,0 0.,1 2,0 2,5 Непрерывная 5,0 Непрерывная э 0„5 2,5 0,1 10 2,5 1О 1О Порог потерь н распро- странение для бп (обнару- жение Венеры)' ), лв 327 330 335 322 358 325 338 Гд 7. Радиолокационная астрономия Из уравнения (11) видно, что при всех прочих неизменных параметрах наилучшие результаты получаются на наиболее короткой волне, на которой эффективность апертуры антенны еще не ухудшается, Мошностгь которую можно получить от передатчика, и чувствительность приемника не очень сильно зависят от выбора рабочей частоты, а характеристики антенны и параметры цели в большой степени определяют требуемую частоту.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
