"Радиоисследования планет с космических аппаратов" - читать интересную книгу автора (Крупенио Николай Николаевич)

Пассивные измерения

В последние годы радиотелескопы заняли прочное место на борту космических аппаратов, особенно на борту искусственных спутников Земли различного назначения (рис. 2).

Радиотелескоп, как известно, состоит из антенны и приемника, называемого радиометром, который не только усиливает радиоизлучение исследуемого объекта, но и позволяет получить характеристики этого излучения: интенсивность, спектр, иногда поляризацию. При измерении интенсивности часто производится так называемая калибровка, которая заключается в том, что одновременно с сигналом радиоизлучения исследуемого объекта на вход приемника подается эталонный сигнал с известной интенсивностью. После сопоставления известной интенсивности калибровочного сигнала (на выходе приемника) с интенсивностью полезного сигнала (радиоизлучения объекта) с учетом известных характеристик антенной системы определяется интенсивность радиоизлучения самого объекта.

В радиоастрономии интенсивность излучения характеризуется либо величиной спектральной плотности потока, определяемой мощностью потока излучения, падающего на единичную площадку в единичной полосе частот (длин волн), либо «радиояркостной температурой». Величина спектральной плотности потока радио- излучения, в свою очередь, измеряется в янских:[3] 1 Ян = 10–26 Вт · (м2 · Гц)–1.

Прежде чем перейти к понятию «радиояркостной температуры», отметим, что «яркость» радиоизлучения есть (как и в оптическом диапазоне) энергия излучения, проходящая через единичную площадку за единицу времени при изменении энергии в единичной полосе частот. Таким образом, для «яркости» радиоизлучения абсолютно черного тела справедлив закон Релея—Джинса, связывающего интенсивность излучения I с температурой источника T: I = kT/λ2, где k = 1,38 · 10–23 Дж/К — постоянная Больцмана, λ — длина волны, на которой производится измерение.

Рис 2. Схема радиоизмерений с борта искусственного спутника Земли: 1 — орбита; 2 — трасса наблюдений; 3 — трасса подспутниковой точки; 4 — экватор

С помощью радиотелескопа измеряется «яркость» радиоизлучающего тела, которое, вообще говоря, не является абсолютно черным, т. е. оно не только поглощает падающую на него энергию, но и частично отражает ее. Однако при формальном использовании в этом случае закона Релея—Джинса можно также получить величину «температуры», которую и называют «радиояркостной температурой». Эта величина зависит от действительной температуры исследуемого источника радиоизлучения, если, конечно, оно является тепловым. На практике часто используется отношение радиояркостной температуры к реальной температуре — так называемый коэффициент излучения данного тела.

При изучении радиоизлучения планет, как уже отмечалось, исследуется степень поляризации, частотный спектр радиоизлучения, а также зависимость интенсивности от времени суток и сезона. Все эти данные позволяют получить важную информацию о физических параметрах атмосферы и поверхностного слоя изучаемой планеты. В частности, определяются такие характеристики, как диэлектрическая проницаемость и электропроводность вещества верхнего покрова планеты, температура грунта и соответствующие распределения этих параметров с глубиной (при измерениях на различных радиочастотах) и с высотой (при определенном выборе используемой радиочастоты), когда исследуется температурный режим атмосферы планеты.

Степень поляризации радиоизлучения, в свою очередь, зависит от рельефа и температуры грунта, а также от диэлектрической проницаемости и электропроводности. Если исследуемый грунт имеет лишь незначительную электропроводность, то, при одновременном исследовании радиоизлучения в двух различных плоскостях вектора поляризации (но на одной и той же радиочастоте), удается определить сразу и диэлектрическую проницаемость и температуру грунта. При использовании более сложной методологии измеряется и электропроводность грунта.

Метод приема радиоизлучения одновременно на нескольких частотах очень продуктивен при изучении атмосфер планет. В этом случае радиочастоты выбираются таким образом, чтобы они (по крайней мере некоторые из них) находились вблизи так называемых резонансных частот собственных колебаний молекулярных газов. Такие резонансные частоты характерны для радиоизлучения молекул водяного пара, кислорода, формальдегида и т. д. Дело в том, что вблизи резонансных частот общее радиоизлучение планеты ослабляется, и по степени этого ослабления можно определить содержание данного газа в атмосфере планеты. Кроме того, спектр радиоизлучения в «нерезонансной» области радиочастот дает сведения о температуре атмосферы (для различных высот), а также о наличии влаги в облачном покрове. Например, исследуя радиоизлучение Венеры в области длин волн около 1,35 см, ученые смогут определить содержание водяного пара в атмосфере этой планеты, а делая измерения одновременно на трех-пяти радиочастотах (длинах волн) в миллиметровом и сантиметровом диапазонах, получат распределение температуры подоблачной атмосферы с высотой.

При проведении подобных измерений используются широкодиапазонные приемники радиоизлучения, в которых с помощью системы частотных фильтров весь исследуемый диапазон разбивается на ряд участков — каналов. В этих частотных каналах затем проводится усиление принимаемого излучения и определяется его интенсивность. Такие приемники называют спектральными радиометрами.

Качество измерений с помощью радиометров, установленных на борту космических аппаратов, в сильной степени зависит от соответствующих характеристик используемой антенны. Для получения высокого разрешения исследуемого участка на поверхности планеты (т. е. размера участка, усредненные характеристики которого еще возможно определить при использовании данного радиотелескопа) необходимо применять антенны с узкой диаграммой направленности.

Диаграмма направленности представляет собой характерную зависимость коэффициента усиления от различных направлений наблюдения объекта. Часто этот коэффициент измеряют в относительных единицах (по отношению к максимальному значению коэффициента усиления).

Для дальнейшего изложения нам понадобятся следующие характеристики диаграммы направленности:

1. Ширина диаграммы направленности. Она определяется разностью углов наблюдения, при которых коэффициент усиления становится в два раза меньше своего максимального значения.

2. Уровень боковых лепестков и их пространственное распределение относительно главного лепестка. Помимо основного максимума, образуемого главным лепестком диаграммы направленности, существует ряд относительных максимумов, образующих так называемые боковые лепестки диаграммы.

3. Коэффициент рассеяния. Он определяется величиной отношения энергии, принимаемой антенной со всех направлений, кроме соответствующего максимальному усилению (в главном лепестке диаграммы направленности), к энергии, принимаемой в направлении этого главного максимума усиления.

Коэффициент рассеяния фактически определяет влияние, оказываемое на принимаемое излучение (от исследуемой области) излучением близлежащих к ней районов (в направлениях вне главного лепестка). Чем выше коэффициент рассеяния, тем больше бывает ошибка измерений, поскольку в этом случае на полученные результаты будут оказывать сильное воздействие боковые лепестки диаграммы направленности. Размеры области (зоны), излучение которой на входе приемника свободно от влияния боковых лепестков, зависят от ширины диаграммы направленности данной антенны и от расстояния приемника до наследуемой области. Поэтому очевидна необходимость использования антенн с более узкой диаграммой направленности. Однако это связано с увеличением размеров антенн, что не всегда возможно из-за пространственных и весовых ограничений, возникающих при использовании космических аппаратов.

Мы не будем здесь касаться конструкций и схем построения антенн, используемых на борту космических аппаратов. Отметим только, что антенны с шириной диаграммы направленности менее 10° обычно называют антеннами с узкой диаграммой направленности, с шириной более 10° — антеннами с широкой диаграммой направленности.

Советский радиоастроном В. С. Троицкий в свое время открыл поляризацию теплового радиоизлучения Луны, характеризуемую тем, что интенсивность принимаемого радиоизлучения оказалась зависящей от поляризационных свойств антенны и угла, под которым она направлена к исследуемой поверхности (угла визирования). В связи с этим изучение поляризации стало играть определенную роль в радиофизических измерениях теплового излучения планет.

Антенны космических аппаратов рассчитаны на прием радиосигналов либо с круговой, либо с линейной поляризацией. Если антенна рассчитана на прием радиоизлучения с линейной поляризацией, то интенсивность принимаемого ею сигнала будет зависеть от угла между плоскостью наблюдения и плоскостью поляризации (см. рис. 1). Полученная зависимость позволяет получить важную информацию об электрических свойствах исследуемого грунта.