[вернуться к содержанию сайта]

    Планетная радиолокация в принципе аналогична обычной радиолокации, с которой мы имеем дело на Земле. Сущность её заключается в том, что при помощи мощного передатчика и остронаправленной антенны с Земли к планете посылаются радиоволны, которые отражаются и возвращаются обратно. Принимая эти радиоволны достаточно чувствительным приёмником, можно получить данные о движении планеты и о строении её поверхности.

    Первым внеземным телом, от которого получили радиоэхо, был наш спутник – Луна, расстояние до которой составляет в среднем 380000 км. Ещё в 20-х гг. в связи с первыми опытами импульсного зондирования ионосферы обсуждалась возможность обнаружения отражённых от Луны радиосигналов. Однако прошло два десятилетия прежде чем развитие радиотехники позволило осуществить этот эксперимент. Первые радиолокационные отражения от Луны были получены в 1946 г. де Виттом, Стодола и др. в США и почти одновременно Баем в Венгрии на переоборудованных военных радиолокационных станциях. Эти опыты положили начало новому, активному методу исследования небесных тел.

    В последующие годы благодаря совершенствованию радиолокационной аппаратуры стало возможным проводить детальные исследования отражающих свойств лунной поверхности на радиоволнах. Многочисленные измерения, произведённые в диапазоне волн от 8 мм до 8 м (Эванс и Петенгил, 1963 г.)¹, показали, что поверхность Луны более гладкая, чем предполагали ранее. Основное отражение радиоволн происходит от ближайшей к Земле части лунной поверхности – шарового сегмента глубиной в несколько километров. Это позволило измерять расстояние до Луны с ошибкой меньше 1 км, что на порядок величины превышает среднюю точность астрономических наблюдений. Оказалось, что от поверхности Луны в направлении к локатору отражается примерно 7% от той энергии, которая отразилась бы, если бы она была гладкой, идеально проводящей сферой. В последнее время в США проводились эксперименты, в результате которых были получены первые карты отражения радиоволн отдельными участками Луны (Грин и Петенгил, 1960 г.).

    Опыт, накопленный при радиолокации Луны, был использован при подготовке к радиолокации Венеры. Хотя Венера подходит к Земле ближе других планет, знаем мы о ней немного: сплошной облачный покров, закрывающий планету, не позволяет астрономам разглядеть, что находится на её поверхности. Для радиоволн облака не представляют непреодолимой преграды, поэтому можно получить отражения от самой поверхности планеты.

    Эта задача была несравненно более трудной из-за большого расстояния. Так, при сохранении той же антенны и того же приёмника, которые использовались при локации Луны, потребовалось бы значительно увеличить мощность передатчика. Известно, что при радиолокации мощность принимаемых сигналов падает пропорционально четвёртой степени расстояния, в отличие от радиосвязи, где мощность сигналов убывает пропорционально квадрату.

    Первые опыты по радиолокации Венеры (закончившиеся, как первоначально полагали, удачно) были проделаны в 1958 г. в США (Прайс, Грин и др., 1959 г.)² и повторены в 1959 г. в Англии (Эванс и Тейлор, 1959 г.). Но как теперь выяснилось, результаты этих опытов оказались ошибочными, так как за отражённый сигнал были приняты случайные выбросы шумов приёмника. Успешная радиолокация Венеры впервые была проведена в 1961 г. во время нижнего соединения (наименьшее расстояние между Землёй и Венерой – около 40 млн. км) при помощи созданных к этому времени более мощных и совершенных радиолокаторов. Это было сделано одновременно в США (Массачусетский технологический институт и Калифорнийский технологический институт), в Англии (Радиообсерватория Джодрелл-Бэнк) и в Советском Союзе (Институт радиотехники и электроники АН СССР совместно с другими организациями). Во время нижнего соединения в 1962 г. в этих странах снова были проведены радиолокационные наблюдения Венеры.

    Усовершенствование аппаратуры позволило вслед за тем получить радиолокационные отражения от Меркурия и Марса. Меркурий – самая маленькая из основных планет солнечной системы. Его диаметр в 2,5 раза меньше, чем у Венеры, расстояние от Земли до него не бывает меньше 80 млн. км. Он обращается в непосредственной близости от Солнца, что очень затрудняет визуальные наблюдения. Поэтому о Меркурии, как и о Венере, известно сравнительно мало. Радиолокация Меркурия была произведена сначала в СССР в июне 1962 г., а затем повторена почти через год в США. Оказалось, что Меркурий отражает радиоволны примерно так же, как и Луна.

Таблица 1

    В феврале 1963 г., во время противостояния Марса, одновременно в Советском Союзе и США были получены радиолокационные отражения и от этой планеты, находящейся на расстоянии 100 млн. км.

    В сентябре–октябре того же года, благодаря дальнейшему повышению чувствительности радиолокатора, в Советском Союзе удалось получить отражения от Юпитера – самой большой планеты солнечной системы. Во время этого эксперимента радиоволнам приходилось проходить путь в 1 млрд. 200 млн. км. Вернувшийся от планеты сигнал был очень ослаблен, и чтобы обнаружить его, пришлось накапливать энергию в течение двадцати с лишним часов. Коэффициент отражения Юпитера оказался больше 10%.

    В табл. 1 дано время, необходимое радиоволнам, чтобы пройти расстояние до планеты и вернуться обратно.

    В октябре–ноябре 1963 г. радиолокация Юпитера была проведена и в США.

    Разработанные астрономами и столетиями совершенствовавшиеся методы измерения расстояний до небесных тел требовали проведения большого числа очень точных угломерных измерений положения планет из разных пунктов Земли. Эти исследования надо было проводить совместно в нескольких обсерваториях, расположенных часто на разных континентах. Для наблюдений требовались благоприятные атмосферные условия.

    Академики Л. И. Мандельштам и Н. Д. Папалекси, много занимавшиеся разработкой радиодальномерных систем, ещё за несколько лет до осуществления радиолокации Луны показали, что при помощи известных в то время радиометодов расстояние до неё можно измерить точнее и проще, чем позволяют оптические методы.

    Ультракороткие радиоволны, которые свободно проходят через ионосферу, как известно, распространяются от Земли к планете и затем обратно к Земле по кратчайшему пути со скоростью, равной скорости света. Измеряя время пробега радиоволн, можно определить расстояние до планеты и отдельных элементов её поверхности. Точность измерения расстояния при этом может быть достигнута очень высокая, так как величина скорости света сейчас известна с точностью до одной миллионной. Время может быть измерено с точностью большей, чем одна стомиллионная от длительности измеряемого интервала.

    Существует ряд способов измерения расстояния при помощи радиоволн. Остановимся на одном из них – способе линейной частотной модуляции, применённой нами в 1962 г. при радиолокации Венеры. Частота излучаемых колебаний при этом периодически изменялась по пилообразному закону.

    Изменение частоты отражённых сигналов в приёмнике (рис. 1) происходило по такому же закону, но с запаздыванием, равным времени распространения сигнала до планеты и обратно.

    Частота колебаний на выходе приёмника была равна разности частот отражённого сигнала и местного гетеродина. Во время приёма частота гетеродина изменялась по пилообразному закону так же, как частота передатчика при передаче (см. рис. 1), но с задержкой на время распространения сигнала до планеты и обратно. Для этого модуляция частоты гетеродина начиналась в момент t₁, когда по расчёту отражённый сигнал должен был вернуться.

    Разность частот сигнала и гетеродина зависела от измеряемого расстояния. Так, если принятое в расчётах значение было равно фактическому расстоянию, то начало модуляции гетеродина на приёме точно соответствовало фактическому времени прихода отражённого сигнала t₁ (этот случай показан на рисунке жирной линией) и частота на выходе приёмника была номинальной – f₁. Если расстояние было меньше принятого в расчётах, то отражённый сигнал приходил раньше – в момент t₂ (пунктирная линия) и частота на выходе приёмника становилась выше номинальной – f₂. Если же расстояние было больше расчётного, то отражённый сигнал приходил позже – в момент t₃ (тонкая сплошная линия) и частота на выходе приёмника получалась ниже номинальной – f₃. По отклонению частоты на выходе приёмника от номинального значения можно было найти поправку к тому расстоянию, которое было принято в расчётах.

    Радиолокационные измерения расстояния до планет дают очень надёжный способ определения астрономической единицы – основного масштаба длины в солнечной системе.

    Все расстояния в межпланетном пространстве вычисляются астрономами очень точно через среднее расстояние между Землёй и Солнцем³. Этой величине длины было присвоено название астрономической единицы. Определяя расстояние до планеты в астрономических единицах, а затем измерив его при помощи радиолокатора в километрах, можно выяснить какова же в действительности величина астрономической единицы.

    Ранее она неоднократно определялась различными астрономическими методами. Результаты этих измерений астрономической единицы и радиолокационные данные 1961 г. представлены на рис. 2. Затушёванные прямоугольники изображают ошибки, как определили их сами авторы.

Рис. 2. Результаты определения астрономической единицы радиолокационными и астрономическими методами

    Из рисунка 2 видно, что астрономические методы дают значения астрономической единицы, лежащие в пределах от 149,4 до 149,7 млн. км.

    Радиолокационные измерения 1961 г. дали, как видно из рисунка, совпадающие и намного более точные результаты, чем полученные астрономами. Надёжность этих результатов не вызывает никаких сомнений, так как измерения были проведены независимо в трёх странах на разных длинах волн и расхождения получились в пределах ожидаемых ошибок. Измерения повторялись много раз: чувствительность аппаратуры была достаточно велика, чтобы уверенно регистрировать отражённый от Венеры сигнал.

    Результаты измерения астрономической единицы по радиолокационным наблюдениям Венеры в 1961 и 1962 гг. представлены на рис. 3 в увеличенном масштабе. Значение астрономической единицы по этим измерениям лежит в пределах от 149596600 до 149600000 км.

Рис. 3. Результаты определения астрономической единицы по радиолокационным наблюдениям Венеры в 1961 и 1962 гг. Скорость света в этих наблюдениях принималась равной 299792,5 км/сек, радиус Венеры – 6100 км. Для измерений, произведённых в СССР, дано максимальное значение ошибки, в котором учтены погрешности за счёт аппаратуры, неточного знания скорости распространения радиоволн, радиуса Венеры и неточности эфемерид. В измерениях, проведённых в других странах, эти ошибки учтены не полностью

    На этом же рисунке указаны частоты передатчиков радиолокаторов; крайние значения их (408÷2388 Мгц) отличаются почти в 6 раз. Если бы наличие заряженных частиц в межпланетном пространстве оказывало существенное влияние на распространение радиоволн этого диапазона, то измеренное расстояние (и значение астрономической единицы) на более коротких волнах получилось бы меньше, чем на более длинных, которые сильнее подвержены влиянию ионизированной среды. Отсутствие видимой связи между полученными значениями астрономической единицы и частотой, на которой проводились измерения, свидетельствует о том, что влияние межпланетной среды находится в пределах ошибок измерений.

    Данные рис. 3 были получены из наблюдений движения одной планеты. Радиолокация Меркурия и Марса в 1962–1963 гг. позволила произвести независимые измерения астрономической единицы ещё по двум планетам. Эти измерения дали результаты, сходные с радиолокационными наблюдениями Венеры.

    До проведения радиолокационных измерений наиболее достоверным считалось значение 149532000 ± 7000 км, полученное Рабе в 1950 г. по наблюдениям малой планеты Эрос (см. рис. 2). Ошибка определения Рабе, как показали радиолокационные измерения, составляла 64÷68 тыс. км, т. е. 0,04% астрономической единицы. Сравнительно высокая точность этого определения вполне соответствует требованиям астрономических наблюдений, но была совершенно недостаточной для вождения межпланетных космических кораблей. Например, при запуске с Земли к Марсу космического корабля такая ошибка привела бы к тому, что корабль прошёл бы в стороне от Марса примерно на расстоянии в 15 радиусов этой планеты.

    На основании наиболее точных радиолокационных измерений (см. рис. 3) значение астрономической единицы теперь известно примерно в 100 раз точнее результатов Рабе, что имеет исключительное значение для космических полётов. Дальнейшее уточнение астрономической единицы ограничивается не возможностями радиолокационной аппаратуры, а неточным знанием параметров орбиты Венеры, её радиуса и значения скорости света.

    Точное измерение расстояния до планеты на протяжении длительного интервала времени позволяет наряду с астрономической единицей уточнить также параметры орбиты (эксцентриситет, положение на орбите и т. д.). Так, например, если размеры орбиты известны точно, но планета находится на орбите впереди вычисленного положения, то измеренное расстояние до соединения, когда планета движется к Земле, будет меньше вычисленной величины, а после соединения, когда планета удаляется,– больше вычисленной величины. Это смещение можно найти и внести в таблицы, по которым рассчитывается движение планеты.

Рис. 4. Изменение во времени разности между вычисленным расстоянием от локатора до Венеры

    Возможность такого уточнения можно показать на результатах наших измерений расстояния до Венеры в октябре–декабре 1962 г. (рис. 4). Кружками здесь показано изменение в зависимости от даты наблюдения Δr, которая представляет собой разность между измеренным расстоянием до Венеры и вычисленным по имевшимся ранее сведениям об орбите планеты. Астрономическая единица принималась при этом равной 149599300 км. Измеряемое расстояние менялось от 40 млн. км (минимальное – 13 ноября, во время нижнего соединения Венеры) до 65 млн. км (21 декабря). На этом рисунке около кружков также показана результирующая погрешность измерений за данный день, составлявшая 7–15 км. (Заметим, что в наших измерениях 1961 г. эта ошибка составляла несколько сот километров).

    Штрих-пунктирными линиями на рисунке показано, как должна была меняться величина Δr при различных значениях астрономической единицы. В частности, если бы её значение было точно равно А=149599300 км, т. е. величине, определённой нами по измерениям 1961 г. и использовавшейся в расчётах, то в отсутствие других ошибок экспериментальные точки должны были совпасть с горизонтальной осью вверху.

    Несовпадение экспериментальных точек ни с одной из этих кривых свидетельствует о том, что не только астрономическая единица, но и параметры орбиты Венеры, использовавшиеся при расчёте расстояния до неё, должны быть уточнены. В частности, если для астрономической единицы взять значение 149597900 км, радиус Венеры принять равным 6020 км и считать, что фактическое положение центра Венеры на её орбите смещено относительно расчётного на 270 км по движению, то величина Δr будет изменяться так, как показано на рисунке сплошной линией, которая довольно хорошо соответствует расположению экспериментальных точек. Величина этого смещения составляет всего 2% от диаметра Венеры и заметить его оптическими способами было бы очень трудно.

    Радиолокационные наблюдения дают нам непосредственно расстояние не до центра Венеры (к которому привязаны все использующиеся в расчётах астрономические данные о движении планеты), а расстояние до ближайшей к Земле части её поверхности (точка А, рис. 5), которая обусловливает наиболее интенсивное отражение,– т.е. расстояние, меньшее на величину радиуса Венеры. Величина радиуса влияет на изменение Δr, что и позволяет его определить.

Рис. 5. Кольцевые отражающие зоны на поверхности планеты при облучении её плоской волной. В пределах каждого кольца отражённые сигналы запаздывают одинаково

    Оптические наблюдения в отличие от радиолокационных дают нам радиус внешней границы облачного слоя. Д. Я. Мартынов из наблюдений покрытия Венерой звезды Регул определил этот радиус – 6100±34 км.³ Взяв разность радиусов по оптическим и радиолокационным наблюдениям, можно найти высоту облаков на Венере. Однако точность произведённых измерений пока для этого ещё недостаточна.

    Последующие радиолокационные наблюдения, проведённые при других положениях Венеры на её орбите и обработанные совместно с прежними наблюдениями, очевидно, позволят уточнить не только параметры орбиты и размеры Венеры, но и параметры орбиты Земли.