Содержание курса

Глава 4. Солнечная система

4.1. Луна

4.2. Собственное радиоизлучение планет и комет

4.3. Радиолокация тел Солнечной системы

4.1. Луна

Собственное радиоизлучение Луны впервые наблюдалось в 1945 г. Дикке и Беринджером на волне 1.25 см.

Радиоизлучение Луны является чисто тепловым. Луна переизлучает падающую на нее энергию солнечного излучения. Механизм излучения аналогичен тормозному излучению (§2.3). Излучают электроны зоны проводимости при взаимодействии с ионами, находящимися в узлах кристаллической решетки. Но лунное вещество представляет собой диэлектрик, свободных электронов в нем мало, и коэффициент поглощения невелик. Поэтому радиоизлучение, особенно длинноволновое, может проникать в лунный грунт на большую глубину (и, соответственно, выходить с большой глубины), заметно не поглощаясь. Температура, естественно, меняется с глубиной.

В подсолнечной точке Луны (там, где Солнце для лунного наблюдателя находится в данный момент в зените) температура лунной поверхности достигает 400 K, а на ночной стороне падает до 120 K (рис. 4.1). Днем тепловая волна распространяется от поверхности вглубь, но на небольшую глубину, всего до одного метра. Ночью волна идет обратно, наружу. Ниже глубины проникновения тепловой волны температура остается примерно постоянной. Изменение температуры с глубиной описывается решением уравнения теплопроводности:

(4.1)

где c – коэффициент температуропроводности,

k – коэффициент теплопроводности, r – плотность лунного вещества, c_V – удельная теплоемкость. Граничное условие для y = 0: T = T(t), то есть температура на поверхности зависит от освещенности Солнцем).

Яркостная температура радиоизлучения для точки на лунном экваторе в центре видимого диска Луны испытывает переменность, связанную с фазой Луны:

T_b(l) = T₀(l) + T₁(l) cos[j – j₁(l)], (4.2)

j – фаза Луны (j = 0° – новолуние, j = =180° – полнолуние), j₁ – фазовое запаздывание. Постоянная составляющая T₀ – средняя температура слоев лунного грунта, откуда в основном выходит излучение (то есть уровень t = 1). Зависимости величин T₀, T₁/T₀ и j₁ от длины волны l показаны на рис. 4.2. Фазовое запаздывание j₁ отражает конечную скорость распространения тепловой волны в лунном грунте. Для очень коротких волн, в частности, инфракрасных, j₁ = 0, так как излучение выходит из очень тонкого слоя, который прогревается и остывает почти сразу. Интересная возможность проверки свойств теплопроводности лунного грунта – лунные затмения, когда освещение Солнцем прекращается на время около двух часов. Наблюдая распределение яркостной температуры на разных длинах волн, можно получить вариацию температуры поверхностных слоев Луны. Эта вариация, очевидно, будет наиболее выраженной в миллиметровом диапазоне и будет почти незаметна на дециметровых и метровых волнах. На волне 8.6 мм падение температуры составляет около 10%, а на длинах волн 1–1.5 мм яркостная температура падает с 300 до 160 K. Малая теплопроводность приводит к тому, что поверхностный слой охлаждается, не успев получить подогрева снизу, а более глубокие слои по той же причине не успевают остыть, и яркостная температура на длинных волнах не меняется.

Формула (4.2) годится для любой точки на экваторе Луны, нужно лишь добавить к фазе угловое расстояние от центра лунного диска. При сдвиге по широте необходимо учитывать еще изменение величин T₀ и T₁. При переходе к высоким широтам температура поверхности понижается, поэтому изофоты интенсивности излучения имеют вид эллипсов. С учетом фазовой вариации, центры эллипсов (особенно при наблюдениях на более длин-ных волнах) не совпадают с центром видимого диска, они смещены в сторону наступающего терминатора – границы тени (рис. 4.1).

Таким образом, фазовая функция (4.2) дает информацию о теплопроводности и электропроводности верхних слоев лунной поверхности.

Для диэлектрика с малой электропроводностью

(4.3)

где t = t(y) – функция y: t = ym secj¢. Коэффициент поглощения лунного вещества (считаем, что m не меняется с глубиной). Здесь j¢ – угол между направлением на наблюдателя и нормалью к лунной поверхности в точке выхода излучения:

Для лунного вещества зависимость коэффициента поглощения от длины волны аппроксимируется формулой . Поэтому можно заменить в (4.3) подынтегральную функцию на T(y) e^–0.02y. Отсюда, например, следует, что на волне l = 1 м оптическая глубина t = 1 достигается на геометрической глубине y = 50 м под поверхностью, и с такой же глубины поступает основная часть излучения. Там температура практически постоянна, и на метровых волнах фазовая вариация интенсивности не наблюдается.

Изофоты, полученные в миллиметровом диапазоне с высоким угловым разрешением, показывают, что лунные "моря" несколько горячее "континентов"; вероятно, это связано с различиями в теплопроводности поверхностных слоев. На сантиметровых волнах характер изофот более регулярный, то есть в теплопроводности более глубоких слоев различий меньше.

На краях диска выходящее из-под лунной поверхности излучение должно иметь линейную поляризацию до нескольких процентов. Это явление известно из оптики: при косом падении света на границу раздела двух сред условия для отражения и преломления волн, одна из которых поляризована в плоскости падения, а другая – перпендикулярно ей, различны. Степень поляризации p зависит от диэлектрической проницаемости e лунного вещества. По величине p, найдено, что e от 1.9 (l = 6 см) до 2.4 (l = 20 см).

Малая теплопроводность лунного грунта указывает, что поверхностный слой Луны сильно раздроблен или что он состоит из пористого материала. Прямые исследования лунного грунта подтвердили, что поверхность Луны покрыта слоем пыли толщиной несколько сантиметров, а под ним на глубину до 6 м находится пористый материал.

4.2. Собственное радиоизлучение планет и комет

Интенсивность теплового радиоизлучения планет отражает температуру их поверхности. Равновесную температуру планеты, определяемую балансом энергии солнечного облучения и энергии, излучаемой планетой, можно оценить так:

(4.4)

В левой части первый множитель – количество солнечной энергии на единицу площади на расстоянии R планеты от Солнца, из этой энергии планета радиусом r перехватывает долю pr²/4pR²; A – альбедо планеты. Предполагается быстрое вращение планеты, когда вся поверхность за время оборота успевает прогреться, и вся полученная энергия чернотельно излучается со всей поверхности изотропно (правая часть уравнения). Подставив константы, получим:

(4.5)

где R выражено в астрономических единицах.

В таблице 3 приведены краткие данные об истории открытия теплового радиоизлучения планет (в том числе двух астероидов – Цереры и Паллады). Результаты по нетепловому радиоизлучению Земли, Юпитера и Сатурна более подробно обсуждаются в тексте.

Таблица 3

Тепловое радиоизлучение планет

Планета	Год	l, см	Tb, K
Меркурий	1962	3.6	320
Венера	1956	3.15	750
Марс	1956	3.15	210
Юпитер	1955	3.15	145
Сатурн	1957	3.5	106 ± 21
Уран	1971	3.7 11.1	189 ± 7 195 ± 30
Нептун	1971	3.7 11.1	190 ± 20 201 ± 40
Плутон	1986	0.12	39–43
Церера	1982	6 2	112 ± 40 128 ± 40
Паллада	1982	6 2

Меркурий. Обнаружена (так же, как и у Луны) фазовая вариация. По величине вариации яркостной температуры определено отношение глубин проникновения электромагнитной и тепловой волны d. Величина d для Меркурия оказалась в 2 раза больше, чем для Луны, что соответствует большему содержанию SiO₂ в грунте Меркурия (на Луне больше базальта). Тепловая инерция поверхности велика (с увеличением l инерция уменьшается). Значит, грунт сильно раздроблен; степень раздробленности падает с глубиной.

Венера. Первые измерения радиоизлучения Венеры в 1956 г. дали исключительно высокую яркостную температуру ~750 K. Как было выяснено позже (в том числе прямыми измерениями на поверхности Венеры при помощи спускаемых аппаратов), температура поверхности действительно очень высока. Это вызвано парниковым эффектом в атмосфере Венеры. Атмосфера на 90% состоит из углекислого газа, обладающего высокой непрозрачностью в ИК-диапазоне на 2.3–4.6 мкм, как раз там, где находится спектральный максимум собственного излучения планеты.

Вследствие этого ИК-излучение "запирается" в приповерхностных слоях атмосферы, что приводит к перегреву планеты. Из-за большой оптической толщи в ИК температура планеты, измеряемая в этом диапазоне, –45°C, в то время как в радиодиапазоне она гораздо выше. На волнах длиннее 20 см начинается "завал" яркостной температуры Венеры. С чем он связан, пока неясно. Одна из гипотез – поглощение радиоизлучения на более длинных волнах в ионосфере Венеры.

Земля. Магнитосфера Земли и заряженные частицы высоких энергий, захваченные земным магнитным полем – источник мощного нетеплового радиоизлучения. Насчитывается множество видов магнитосферного радиоизлучения. Однако большая часть их генерируется в области выше земной ионосферы на низких частотах w < w_p – характерной плазменной частоты ионосферы, обрезающей спектр космического радиоизлучения снизу. Поэтому эти виды излучения могут исследоваться только с космических аппаратов. Наиболее мощное из них – авроральное километровое излучение (АКР). Название связано с тем, что АКР возникает в полярных областях магнитосферы, где часто наблюдается аврора – полярные сияния. Диапазон частот АКР – сотни килогерц (длины волн порядка километров). АКР обязано своим происхождением энергичным частицам солнечных космических лучей. Яркостная температура АКР T_b достигает в некоторых эпизодах 10¹⁷ K. Для объяснения столь высоких величин T_b необходимо использование механизма когерентного усиления – циклотронного мазера (§2.4).

Марс. Анализ наблюдений собственного радиоизлучения довольно сложен. Планета вращается быстро (1 оборот за 24 ч 37 мин). К тому же, орбита обладает большим эксцентриситетом. Данные радионаблюдений свидетельствуют, что электропроводность марсианского грунта примерно вдвое выше, чем у лунного, так как много окислов железа (отсюда красноватый цвет планеты). Основу марсианского грунта составляет кремнезем.

Юпитер. Радиоизлучение Юпитера впервые наблюдалось в 1955 г. Берком и Франклином на волне 22 м. Излучение было обнаружено случайно, по неожиданным помехам во время испытаний новой антенной решетки. Как выяснилось в дальнейшем, длинноволновое излучение планеты (на метровых и декаметровых волнах) имеет спорадический характер, плотность потока достигает 10⁶ Ян. После Солнца Юпитер – самый мощный радиоисточник Солнечной системы в этом диапазоне. Юпитер выделяется своим сильным магнитным полем (дипольная составляющая 7 Гс) и мощными радиационными поясами, что и обуславливает наличие сильного радиоизлучения на низких частотах.

Длительность спорадических всплесков Юпитера 0.1–1 с (иногда до 15 с). Всплески происходят в диапазоне частот от 5 до 43 МГц, чаще всего – около 18 МГц. Яркостная температура во время всплесков достигает 10¹⁵ K. Всплески сильно поляризованы, особенно по кругу, степень поляризации достигает 100%. Каждый отдельный всплеск узкополосен, Dn~1 МГц. Наблюдается модуляция излучения близким спутником Юпитера Ио, вращающимся внутри магнитосферы: вероятность появления всплеска больше, когда Ио находится вблизи элонгации по отношению к Юпитеру. Монохроматический характер излучения говорит о выделенной частоте, скорее всего гирочастоте. Высокая яркостная температура требует привлечения коллективных эффектов (циклотронный мазер, §2.4).

На миллиметровых и коротких сантиметровых волнах излучение Юпитера – чисто тепловое, хотя и с T_b несколько выше равновесной, что предполагает поток тепла из недр. Начиная с волн ~9 см яркостная температура возрастает – появляется нетепловая составляющая, связанная с синхротронным излучением релятивистских частиц со средней энергией ~30 МэВ в магнитном поле Юпитера. На волне 70 см T_b ~ 5×10⁴ K. Источник излучения не связан с диском планеты, а имеет вид двух протяженных лопастей по обе стороны от планеты (рис. 4.3). Такой вид радиокарты – прямое указание на магнитосферное происхождение излучения.

Уникальное событие в магнитосфере Юпитера имело место 16–22 июля 1994 г., когда произошло столкновение с фрагментами кометы Shoemaker–Levy 9. Выпадение фрагментов кометы на Юпитер вызвало возмущение в радиационных поясах планеты. В течение 4–7 суток наблюдалось повышенное на 20–30% синхротронное излучение на дециметровых волнах. Картографирование на VLA (l = 20 и 90 см) показало значительную асимметрию в направлении восток–запад по сравнению с картиной, изображенной на рис. 4.3. В то же время на более длинных, декаметровых волнах (n = 7–34 МГц) последствия столкновения зарегистрировать не удалось.

Сатурн. Тепловое радиоизлучение Сатурна аналогично излучению Юпитера на сантиметровых волнах. Равновесная температура планеты, согласно (4.5), 80 K, T_ИК = 120 K, T_b(3.5 см) = 106 K. Вероятно, имеется поток тепла из недр планеты. На волнах длиннее 9 см появляется нетепловая составляющая, но гораздо меньшая, чем у Юпитера. Мощных спорадических всплесков у Сатурна не обнаружено.

Уран. Излучение, обнаруженное в 1971 г., имело температуру около 190 K. В 1978 г. наблюдались гораздо более высокие значения T_b: на 2.8 см – 228±2 K, на 4.8 см – 243±9 K, на 6 см – 245±12 K. Повышение температуры, возможно, было связано с тем, что Уран вращается вокруг оси, наклоненной к плоскости орбиты почти на 90°. Около 1978 г. полюс планеты был как раз обращен к Земле. Отсюда следует, что приполярные области планеты более нагреты, чем экваториальные, либо вблизи полюса мы можем заглянуть в более глубокие слои атмосферы. После 1978 г. начался спад яркостной температуры Урана.

Нептун. Радиоизлучение чисто тепловое, яркостная температура выше равновесной; излучение, вероятно, исходит из более нагретых подповерхностных слоев.

Плутон. Радиоизлучение Плутона было зарегистрировано только в 1986 г. Планета наблюдалась на 30-метровом радиотелескопе Института миллиметровой радиоастрономии (IRAM) в Испании на n = 250 ГГц. Расстояние до Земли было 28.78 а.е. Поток S_n = 15.5±0.5 мЯн. Равновесная температура планеты 39–43 K. Она согласуется с наблюдаемым потоком, если принять радиус Плутона равным 1244 км (правда, в этих наблюдениях Плутон и его спутник Харон не разделялись) [Altenhoff W. et al., A&Ap, 1988, 190, L15].

Спутники планет. Найдено радиоизлучение от наиболее крупных спутников Юпитера – галилеевых и от спутника Сатурна Титан. Среди галилеевых спутников наиболее интересный результат получен на радиотелескопе РАТАН-600 для Ио: на l = 2 и 3.9 см измерены яркостные температуры заметно выше равновесных, 190 и 600 K соответственно. Следовательно, спутник сильно нагрет, а его спектр отличается от рэлей–джинсовского. По данным космических аппаратов "Вояджер", недра спутника Ио, который обращается на близкой орбите и не имеет синхронного вращения, находятся в расплавленном состоянии из-за диссипации вращательной энергии при его приливном взаимодействии с Юпитером. Расплавление недр подтверждается наличием натриевых вулканов на поверхности Ио. Титан наблюдался на VLA (l = 6 и 3.8 см), получены значения T_b = 87 ± 13 и 99 ± 35 K, близкие к равновесным. Однако измерения на l =3.3 мм дали T_b = 220 ± 40 K; возможно, эта величина относится к более глубоким и нагретым слоям атмосферы Титана.

Астероиды. На конец 1997 г. было внесено в каталоги 6678 астероидов. Радиоизлучение наблюдалось от многих наиболее крупных и близких к Земле астероидов. Высокоточные измерения их координат обнаружили невязки до 0.8² с существующими эфемеридами. Возможно, это связано с неточной взаимной привязкой систем оптических координат (каталоги FK4, FK5) и радиокоординат (основанной на удаленных внегалактических радиоисточниках). Радионаблюдения некоторых астероидов привели к пересмотру их физических параметров, найденных из оптических измерений. Так, уже первые наблюдения Цереры на l = 6 и 2 см дали величину T_b ~ 112–128 K (при r_opt = 985 км), в то время как равновесная температура по формуле (4.5) T_eq = 165 K. Радиоданные можно примирить с величиной T_eq, если принять, что диаметр Цереры 818 км.

Кометы. Основой кометы является кометное ядро – глыба льда с включением твердых частиц. Большинство комет движется по сильно вытянутым эллиптическим орбитам. У известных периодических комет периоды обращения вокруг Солнца – от нескольких лет до нескольких тысяч лет. Наблюдаются и апериодические кометы с параболическими или гиперболическими орбитами. Когда комета приближается к перигелию, начинается интенсивное испарение вещества ядра с выбросом молекулярного газа и пылевых частиц. Вокруг ядра появляется голова кометы, или кома. Под давлением солнечного излучения пылевые частицы и газ ускоряются в направлении, противоположном Солнцу. Образуется один или несколько хвостов кометы, которые тянутся иногда на миллионы километров. Хвосты наблюдаются в оптическом диапазоне за счет рассеяния солнечного света на пылевой составляющей и флуоресценции в спектральных линиях молекул. Молекулярный состав сложен и меняется с изменением расстояния от Солнца. В оптических спектрах комы найдены полосы молекул CN, C₂, OH, NH, CH; в хвостах наблюдаются молекулярные ионы CO⁺, N₂⁺, CO₂⁺. Радионаблюдения комет в непрерывном спектре (а также радиолокация комет) дают информацию в первую очередь о внутренней коме, в то время как спектральные наблюдения молекулярных радиолиний – о внешней коме и о хвостах комет. Радиоконтинуум был зарегистрирован лишь от немногих, наиболее близких к Земле комет, радиолинии обнаруживаются гораздо чаще.

Радиоизлучение в континууме впервые наблюдалось от кометы Kohoutek 1973f в декабре 1973 г. на волне 1.4 мм и в январе 1974 г. на волне 3.71 см. Излучение исходило от околоядерного облака ледяных частиц, диаметр облака ~850 км, яркостная температура на l = 3.71 см 313 ± 80 K. Плотность радиопотока быстро падала с увеличением расстояния от Солнца, указывая на уменьшение скорости производства пыли ядром.

Близко к Земле проходила комета IRAS–Araki–Alcock 1983d. У нее в континууме на 1.3 см наблюдался точечный источник 9 мЯн. Особенности радиоизлучения гало этой кометы трудно объяснить наличием только частиц миллиметровых размеров. Приходится предположить наличие в радиусе около 100 км вокруг ядра глыб размером до 1 м.

Много внимания было уделено комете P/Halley (период 76 лет), которая в очередной раз проходила через перигелий в 1986 г. Впервые континуум от нее был зарегистрирован на 22 и 43 ГГц; данные согласуются с излучением гало диаметром 1000 км с температурой частиц 300 K. Дальнейшие наблюдения в миллиметровом диапазоне подтвердили этот вывод. Интересный результат был получен при наблюдениях на километровых волнах с космических аппаратов. Километровое излучение кометы P/Halley может возникать при взаимодействии кометной плазмы с солнечным ветром на расстояниях до 2·10⁶ км от ядра кометы.

Из наиболее выдающихся комет последних лет следует назвать кометы Hale–Bopp C/1995 O1 и Hyakutake C/1996 B2 (самая яркая и близкая комета за последние 400 лет), которые наблюдались в диапазоне 30–860 ГГц вблизи прохождения через перигелий. Размер ядра Hale–Bopp оценен в 44.2 км, в то время как ядро кометы Hyakutake меньше 2.1 км. Спектральные индексы у обеих комет составляют 2.8, то есть больше рэлей–джинсовского значения. Это служит указанием на присутствие частиц размеров порядка длины волны для широкого диапазона частот.

Радиоизлучение от комет в спектральных линиях молекул (см. §5.5) было найдено в основном от комы и хвостов. Чаще всего обнаруживается излучение в линиях OH и HCN. Сведения о молекулярных линиях в кометах дают уникальную информацию о движениях и химических процессах в кометном газе. Первое наблюдение радиолиний относится к комете Kohoutek 1973f, в которой были найдены в излучении линии L-удвоения молекул CH (l=9 см) и OH (l=18 см) и вращательная линия HCN J=1–0 (l=3.4 мм). Наблюдения дали оценку скорости производства соответствующих молекул кометным ядром (10²⁸–10³⁰ с^–1). При этом протяженность хвоста, содержащего молекулы OH, достигает нескольких сот тысяч километров. У кометы West 1975n также наблюдались линии OH 1665 и 1667 МГц, вначале в эмиссии, затем линия 1665 МГц перешла в поглощение. Была разработана модель, в котором излучение в линиях 1665 и 1667 МГц возникает при переходах молекул OH под действием УФ-излучения Солнца с l~3080 Å в первое возбужденное электронное состояние и последующим радиационным переходом в основное состояние. При этом создается инверсия населенностей уровней L‑дублета OH 18 см и слабый мазерный эффект (§2.8, 5.5 и 5.6). С изменением гелиоцентрического расстояния кометы и ее скорости относительно Солнца условия резонансного возбуждения молекул OH изменяются. В случае кометы West 1975n это привело к тому, что линия 1665 МГц перешла из эмиссии в поглощение. В комете d’Arrest соотношение между линиями 1667 и 1665 МГц оказалось обратным. В комете Bradfield 1978c обе линии менялись синхронно.

У единственной кометы Bradfield 1974b был найден в эмиссии вращательный переход 6₁₆–5₂₃ H₂O, которому соответствует длина волны l = 1.35 см. Слабая линия H₂O, возможно, наблюдалась также в комете IRAS–Araki–Alcock 1983d. У источников в областях звездообразования этот переход наблюдается только с мазерным эффектом (§5.6).

Многочисленные данные по радиолиниям молекул получены для кометы P/Halley. Наблюдалось излучение HCN J=1–0. Скорость производства HCN хорошо коррелирует с видимой яркостью кометы, то есть соответствует скорости производства газа и пыли ядром кометы. При этом содержание HCN относительно мало, всего лишь ~0.1% от содержания H₂O, найденного по оптическим спектрам. Линия в основном имеет доплеровское смещение по направлению к наблюдателю, что объясняется выбросом газа со стороны ядра, обращенной к Солнцу. Аналогичный результат получен по линиям OH. Излучение OH испытывало медленные вариации, на которые накладывались короткие (~ нескольких суток) вспышки, связанные с возбуждением мазерного эффекта. При прохождении головы кометы на фоне галактических радиоисточников в линии OH 1667 МГц наблюдалось сильное поглощение. Из других молекул, найденных в P/Halley, отметим линию 1₁₁–1₁₀ формальдегида H₂CO на длине волны l = 6 см.

В радиолиниях подробно исследовались уже упомянутые кометы Hale–Bopp C/1995 O1 и Hyakutake C/1996 B2. Комета Hale–Bopp была картографирована на интерферометре Plateau de Bure с угловым разрешением 1.5²–3.5² в линиях молекул HCN, HNC, CO, H₂CO, CH₃OH, H₂S, CS и SO. В линии J=2–1 CO обнаружены колебания лучевой скорости с периодом вращения кометного ядра (11.4 ч). Они интерпретируются как вращающиеся газовые струи, исходящие из ядра. В комете Hyakutake впервые найдена линия аммиака NH₃. Обе кометы были также картографированы в линии молекулярного иона HCO⁺.

4.3. Радиолокация тел Солнечной системы

Радиолокационные исследования планет и других тел Солнечной системы очень эффективны и информативны. Это один из немногих случаев в астрономии, когда удается исследовать объект, оказывая на него активное воздействие и не ограничиваясь пассивным восприятием поступающего от него излучения. Радиолокация обеспечивает высокую точность измерения расстояний и скоростей движения в Солнечной системе, не достижимую другими методами.

Основные формулы радиолокационной астрономии. Метод состоит в следующем. Антенна излучает сигнал, генерируемый мощным передатчиком, в направлении планеты. Сигнал достигает поверхности планеты, рассеивается ею, и некоторая часть его отражается в направлении Земли. Мощность принятого на Земле сигнала, отраженного от планеты на расстоянии d:

(4.6)

W – мощность передатчика,

A_eff – эффективная площадь антенны,

l –длина волны,

величина – усиление антенны, показывает, во сколько раз мощность сигнала, излучаемого данной антенной с эффективной площадью A_eff в максимуме диаграммы направленности, больше мощности сигнала от изотропно излучающей антенны;

s – эффективная поверхность отражающего тела (планеты),

x – коэффициент отражения радиоволн ("радиоальбедо" планеты; считается, что планета отражает радиоволны изотропно), n – показатель преломления, n² = e; для Луны x = 0.06–0.07.

Мощность шумов приемника

(4.7)

T_ш – шумовая температура приемной системы, Dn – полоса частот, t – время накопления сигнала, – радиометрический выигрыш.

Отношение сигнал/шум на выходе приемника радиолокатора

(4.8)

Предполагается, что передача зондирующего сигнала и прием отраженного сигнала осуществляются одной и той же антенной. Такой метод радиолокации называется моностатическим. Применяется и бистатический метод, в котором передача и прием осуществляются разными антеннами. В этом случае в формуле вместо A_eff² нужно подставить произведение A_eff1×A_eff2.

По характеру излучаемого сигнала различают импульсную локацию и локацию непрерывным сигналом.

Основные антенны, используемые для радиолокации планет:

Евпатория, Крым, диаметр 70 м, l = 39 см;

Аресибо, Пуэрто Рико, диаметр 305 м, l = 12.6 см;

Голдстоун, Калифорния, диаметр 64 м, l = 3.5 и 12.6 см, в бистатическом режиме прием осуществляется на системе апертурного синтеза VLA.

Структура сигнала, отраженного от планеты. Пусть излучается непрерывный монохроматический сигнал. При отражении от вращающейся планеты спектр сигнала расширится вследствие эффекта Доплера максимально до величины , где n – частота излучаемого сигнала, v – линейная скорость вращения планеты на экваторе. Множитель 4 возникает из-за того, что полный диапазон лучевых скоростей на экваторе планеты составляет 2v и, кроме того, точки поверхности планеты на экваторе вблизи лимба воспринимают частоту сигнала n уже смещенной на величину , соответственно, переизлучают ее смещенной. Земной наблюдатель видит дополнительное смещение еще на . Зона равных лучевых скоростей на диске планеты имеет вид вертикальной полоски (рис. 4.4), ей соответствует узкая полоса частот в уширенном спектре отраженного сигнала. Помимо уширения, спектр сигнала сдвинется на величину , где v₀ – скорость движения планеты как целого относительно Земли.

Если локация осуществляется очень короткими импульсами, отраженные импульсы оказываются растянутыми по времени, так как волны, отраженные от разных частей планеты, приходят на Землю не одновременно. Первым поступит сигнал от подрадарной точки (то есть, ближайшей к Земле точки поверхности планеты). Далее в каждый момент времени сигнал будет поступать от кольца на видимом диске планеты, радиус кольца увеличивается со временем. Максимальное увеличение длительности импульса (для точек на лимбе планеты) Dt = 2R/c, где R – радиус планеты.

Реально величины уширения спектра Dn и растягивания импульса Dt оказываются меньше, чем это дают вышеприведенные формулы. На практике Dn и Dt определяются отражающими свойствами поверхности планеты, прежде всего ее "шероховатостью". Сигнал, отраженный от гладкой поверхности, придет в основном из области вблизи подрадарной точки, Dn и Dt будут невелики. Если же на поверхности присутствуют неоднородности с углами наклона склонов до i, то можно обнаружить сигналы от области планеты на центральных углах относительно направления на подрадарную точку, не превышающих i. Отраженный сигнал от лимба может быть получен только при наличии там отвесных склонов. Важную роль могут сыграть локальные неоднородности коэффициента отражения. На Меркурии и Марсе отраженные сигналы были обнаружены от приполярных областей благодаря наличию подпочвенных включений льда с диэлектрической проницаемостью, резко отличной от проницаемости окружающего грунта (см. далее).

Луна. Первый внеземной объект, для которого успешно проведена радиолокация еще в 1946 г. Баем в Венгрии. С тех пор получены подробные карты коэффициента отражения поверхности Луны в широком диапазоне, от 8 мм до 20 м. Линейное разрешение карт до 1 км. Наиболее интересный результат по радиолокации Луны получен при помощи КА – искусственного спутника Луны Clementine, выведенного на полярную орбиту. Локация проводилась бистатическим методом: радиоволны излучались передатчиком на спутнике, отражались от поверхности Луны и принимались на Земле антенной в Голдстоуне. В области южного полюса Луны найдены особенности коэффициента отражения. Вероятное объяснение – наличие в этой области Луны (так же, как на Марсе и Меркурии) подпочвенного льда общим объемом до 1.8 км³ [Спудис П.Д. и др., Астрон. вестник, 1998, 32, 17].

Меркурий. Радиолокация проводилась с 1962 г. (ll = 3.8, 12, 43 и 70 см). По характеру отраженных сигналов установлено, что грунт и рельеф напоминают лунный, перепад высот до 7 км. Найдено, что время оборота Меркурия вокруг оси 59 суток, а не 88 суток, как считалось ранее. Наиболее интересные результаты получены в 1991 г. Сигнал на частоте 2.4 ГГц излучался передатчиком в Голдстоуне, а принимался на VLA и в Аресибо. Пространственное разрешение на поверхности Меркурия составляло 15 км. Неожиданно был обнаружен отраженный сигнал от приполярной области планеты. Данные интерпретируются наличием неоднородностей показателя преломления на небольшой глубине под поверхностью. На дне крупных кратеров вблизи полюсов Меркурия, куда не заглядывает Солнце, вероятно, присутствуют подпочвенные включения льда размером до нескольких метров. В то же время, благодаря значительному наклону плоскости орбиты Меркурия (7°), земной наблюдатель имеет возможность в некоторые периоды времени видеть дно полярных кратеров. Лед на дне кратеров мог быть принесен крупными кометными ядрами, выпавшими на поверхность Меркурия [Nature, 1994, 369, 182; Icarus, 1999, 137, 197 и 141, 194].

Венера. Первый эксперимент по радиолокации Венеры был выполнен в апреле 1961 г. в СССР (антенна дальней космической связи в Крыму, l = 39 см) и почти одновременно в США и Англии. Были получены первые оценки коэффициента отражения поверхности Венеры: x = 11–16%.

Радиолокация Венеры позволила найти период вращения планеты, 243.04±0.03 суток, вращение обратное (таким образом, солнечные сутки на Венере равны 117 земным суткам). Угол наклона оси вращения к плоскости орбиты менее 5°. Уточнено значение астрономической единицы: 149 597 868 ± 0.7 км.

В 1969 г. на антенне в Хейстеке, США (D =36.6 м, l =3.84 см) получена первая карта распределения x по поверхности планеты. Более подробные карты с разрешением 50´50 км² получены в 1969–1970 гг. в Голдстоуне. Эти карты позволили выявить крупномасштабные материковые образования на Венере. Исследования отдельных областей Венеры с разрешением 10´10 км² проводились в Голдстоуне с 1972 г. Были найдены кратеры диаметром от 35 до 150 км.

Исследования рельефа Венеры, проведенные в СССР в 1972–1977 гг., показали, что в зоне широт ±10° относительно экватора перепады высот до 2 км, имеются равнины протяженностью до 1000 км и отдельные хребты. Диэлектрическая проницаемость поверхности e от 2.7 (песок) до 6.6 (твердый скальный грунт). В октябре 1975 г. при помощи спускаемых аппаратов КА Венера-9 и 10 были получены первые панорамы поверхности Венеры.

В 1979–1980 гг. на орбите вокруг Венеры работал американский спутник Пионер-Венера, имевший на борту радиовысотометр с антенной диаметром 38 см. С его помощью был проведен первый эксперимент по радиолокации Венеры с близкого расстояния. Разрешение составляло 100–150 км, а точность измерения дальности достигала 100–200 м. Составлена топографическая карта 93% поверхности Венеры от 60° ю.ш. до 75° с.ш. Определен средний радиус планеты, равный 6051.5 км; 27% поверхности занято низменностями, найдены два крупных образования, названные Альфа и Бета.

С октября 1983 г. в течение четырех месяцев на орбите вокруг Венеры работали советские аппараты Венера-15 и 16. Орбиты были близки к полярным, большая полуось ~79 тыс. км. Наблюдениями покрыта северная полярная область до 30°. Разрешение было около 1 км. В отдельных полосах применялся стереоскопический метод сравнения карт, полученных на двух последовательных оборотах спутника.

В июне 1985 г. в рамках программы Венера–Галлей был осуществлен пролет вблизи Венеры космических аппаратов Вега 1 и Вега 2, сброшены спускаемые аппараты, также проведена съемка поверхности. Далее в марте 1986 г. состоялась встреча с кометой Галлея.

В августе 1990 г. на полярную орбиту вокруг Венеры выведен американский космический аппарат Магеллан, проработавший до сентября 1992 г. с радиолокатором бокового обзора. Высота его орбиты составила 300 км, период обращения 3 ч 15 мин, разрешение локатора — 120 м. Наблюдениями дважды покрыта вся поверхность планеты. Построены объемные карты Венеры.

Основные результаты даны на рис. 4.5. Наиболее крупная возвышенность, Земля Иштар, по размерам приближается к Австралии. Горы Максвелла высотой 11.5 км на 12–13 км выше самых глубоких низменностей на Венере. По своим размерам массив Максвелла вдвое больше Тибета. Его склоны имеют наклон до 6°. На вершине – вулканический кольцевой кратер Æ~100 км (кратер Клеопатры). Коэффициент отражения в горных областях ~0.5, на равнинах ~0.15. Альфа – плато размером >1000 км и высотой до 2.5 км. К юго-западу от Альфы находится кратер Лизе Мейтнер (Æ~300 км, глубина 1 км), вероятно, ударного происхождения; к северо-востоку от Альфы – вулканическая возвышенность Сапфо (Æ~300 км). Область Бета (Æ~800 км) напоминает земные щитовые вулканы с застывшими лавовыми потоками.

Марс. Первые радиолокационные наблюдения выполнены в 1963 г. Перепад высот превышает 14 км. Углы наклона неоднородностей невелики. С уменьшением длины волны диаграмма направленности отражения расширяется, так как на поверхности планеты много мелких образований. В 1991 г. в эксперименте Голдстоун–VLA (l = 3.5 см) выявлены новые структурные особенности коэффициента отражения. В области Tharsis найдена огромная деталь Stealth, практически не отражающая радиоволны (вероятно, мелко раздробленная пыль или пепел с плотностью ~0.5 г/см³). Получен сильный сигнал, отраженный от южной полярной шапки. Как и в случае Меркурия, это можно объяснить наличием льда CO₂ или H₂O с небольшой примесью пыли на глубине до 2–5 м [Science, 1991, 253, 1508].

Юпитер. Попытка радиолокации была выполнена в 1964 г. на волнах l = 12 и 70 см. Отраженный сигнал не был обнаружен. Правда, в первой попытке было получено радиоэхо, причем эффективная площадь отражения s составляла ~60% от площади видимого диска планеты; вероятно, это было обусловлено инструментальными эффектами и впоследствии не подтвердилось. Отсутствие радиоэхо от Юпитера связано с большим поглощением радиоволн в его атмосфере.

Спутники Юпитера. Наблюдения выполнены в 1975–1979 гг. в Аресибо (l = 12.6 см). Спутники имеют резко отличающиеся коэффициенты отражения x: Европа 0.44–0.66, Ганимед 0.20–0.40, Каллисто 0.10. Поверхность этих спутников может состоять из глыб льда Æ ³ l, впаянных в поверхностный реголит, а вариации x объясняются различными размерами глыб [Icarus, 1980, 44, 431].

Сатурн. Локация проводилась в 1973 г. на волне l = 12.5 см. Отраженный сигнал получен, но только от колец планеты, s_eff == 0.6s_геом. Высокая отражательная способность колец может быть смоделирована наличием в кольцах кусков льда размером > 8 см (возможно, до 1 м).

Титан. Предполагалось, что этот спутник Сатурна покрыт океаном из жидких углеводородов с низким значением e; поэтому коэффициент отражения x должен быть мал, и нельзя ожидать радиоэха от Титана. Однако в эксперименте Голдстоун–VLA (l = = 3.5 см) отраженный сигнал был зарегистрирован; следовательно, существование океана углеводородов на Титане маловероятно [Science, 248, 975].

Уран, Нептун, Плутон – радиолокационные исследования не проводились ввиду слишком больших расстояний до этих планет.

Астероиды. В ноябре 1979 г. в Аресибо на волне l = 12.5 см проведена радиолокация Весты; s_eff = (0.2 ± 0.1)pa², a =272 км [Icarus, 1980, 43, 169]. С тех пор локация различных астероидов проводилась неоднократно. Упомянем некоторые из наиболее интересных новых результатов. Астероид Таутатис 4179 потенциально опасен для столкновения с Землей, в ноябре–декабре 1992 г. прошел от нее на расстоянии d_min = 3.6 млн. км. Локация проведена бистатическим методом: передающая антенна 70 м в Евпатории, принимающая – 100 м Эффельсберг, l = 3.5 и 6 см. Выявлены тонкие доплеровские эффекты в отраженном сигнале. Центральная частота спектра колеблется с периодом 14 с. Это можно объяснить интерференцией сигналов от двух глыб, составляющих астероид. Две округлых глыбы в контакте друг с другом, размером 2.5 и 1.5 км, синхронно обращаются вокруг общего центра тяжести с периодом P ~ 7 сут [ДАН, 1995, 342, 480]. Астероид Географос 1620, согласно радиолокационным данным, имеет неправильную невыпуклую форму, отношение осей ~2.76; это один из наиболее вытянутых объектов в солнечной системе.

Астероид Клеопатра 216 исследовался при помощи радиолокатора Аресибо, расстояние составляло 171 млн. км. Размеры астероида 217´94 км. Астероид открыт в 1880 г., но его точная форма была до сих пор не известна. Радиолокация показала, что Клеопатра имеет форму обглоданной кости и очень высокий коэффициент отражения радиоволн (рис. 4.6). Астероид, скорее всего, металлический и состоит из железо-никелевого сплава, то есть подобен железным метеоритам. Необычная форма объясняется столкновением, испытанным в прошлом [Science, 2000, 288, 836; http://www.jpl.nasa.gov/pictures/kleopatra].

Кометы. Впервые отраженные сигналы от кометы были получены в 1980 г. Комета P/Encke наблюдалась в Аресибо на волне 12.6 см. Найденное сечение отражения радиоволн ~1 км². В дальнейшем проведены успешные наблюдения ряда комет, включая кометы IRAS–Araki–Alcock, P/Halley, Hyakutake. Характер отраженных сигналов указывает на грубую, неправильную форму кометных ядер. Ядра вращаются с периодом от нескольких часов до нескольких суток. Вокруг ядер также обнаружены вращающиеся облака пылевых частиц.

Солнце. Трудность радиолокации Солнца состоит в том, что собственное радиоизлучение Солнца может быть на 2–3 порядка интенсивнее, чем отраженный импульс. Зондирующую волну нужно выбирать достаточно длинной, чтобы уровень N_кр располагался выше уровня N_t=1, иначе волна до отражения испытает сильное поглощение в солнечной короне. Первые эксперименты были проведены в 1961–1969 гг. Джеймсом [James] ом на волне l = 7.8 м. Получен отраженный сигнал, смещенный на 4 кГц по частоте относительно зондирующего сигнала. Наблюдаемое смещение соответствует движению отражающего слоя по направлению к наблюдателю со скоростью 16 км/с. Этот эксперимент – первое прямое доказательство существования "солнечного ветра", высокоскоростного истечения плазмы из солнечной короны. Одновременно наблюдалось уширение спектра отраженного сигнала до 70 кГц. Следовательно, в короне имеются турбулентные движения со скоростями до 300 км/с.

Радиолокация метеоров. Радиосигналы, отраженные от метеорных следов, зарегистрированы Хеем и др. в 1944 г., хотя эпизодически наблюдались и раньше. Механизм отражения радиоволн – томсоновское рассеяние (§2.9) на свободных электронах в ионизованном метеорном следе.

Если расстояние между электронами в следе меньше длины волны (в атмосфере Земли это всегда выполняется), то все электроны колеблются в фазе, и происходит сложение амплитуд, а не интенсивностей сигналов, рассеянных отдельными электронами. Тогда сечение рассеяния одним кубическим сантиметром метеорного следа равно s = 6.6·10^–25N² см². По доплеровскому смещению частоты сигнала, отраженного от ионизованной подушки перед метеором, можно определить скорость метеора. Траектории метеоров определяются при одновременных наблюдениях из нескольких пунктов. Таким способом было найдено большое число радиантов для метеорных потоков, ранее не известных из оптических наблюдений, так как они всегда входят в атмосферу Земли на ее дневной стороне.