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雷达天文方法

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  射电天文学的一个分支,主动向天体(或人造天体)发出无线电波,并接收反射的回波,通过对回波的处理和研究以探讨天体的物理和几何结构,这种方法是天文学中观测和实验兼用的手段之一。由于雷达发射功率的限制,雷达天文主要研究太阳系内的现象,例如,流星的空间分布和物理状态,月球行星(包括小行星)的自转、表面特征和大气结构,日冕行星际物质彗星的等离子体运动和结构。此外,还用于精确测定太阳系内天体的距离和位置等。近年来,出现了光波段的激光雷达,对于月球和人造天体的精确定位和测距具有重要的意义(见月球激光测距人造卫星激光测距)。
  雷达天文学创始于二十世纪三十年代,当时研究的是高层大气、流星轨迹和极光。1946年在匈牙利和美国首次接收到月球的雷达回波。这是大气层外天体的第一个回波信号。1961年,在金星离地球最近时,接收到它的雷达回波。自1959年起,美国用这种方法研究日冕。1965年以后,即使金星和水星离地球最远时,也能作到有成效的雷达天文观测。
  天文雷达的工作原理与一般雷达基本相同,但是探测目标的距离,前者比后者要远几千倍乃至几百万倍以上。因此,接收回波与发射信号之间有较大的时间延迟,从月球的几秒钟到外行星的几个小时。其次,雷达回波信号强度是和距离的四次方成反比的。用来观测天体的雷达,一般要求有大口径的天线和强功率的发射机。例如,美国阿雷西博天文台的射电望远镜在作为天文雷达使用时就装有口径 305米的球面天线和平均峰值功率为150千瓦的发射机(工作波长70厘米)。此外,探测月球、行星和太阳时,在视线方向上,天体的尺寸也比一般地面雷达目标大得多。以月球为例,为了得到整个可见半球的回波能量,发射脉冲宽度的选择必须照顾到电波扫描月面直径所需的时间(11.6毫秒),否则,月球反射的有效面积便要减小。如果考虑到上述天体的自转运动(或天平动),雷达信号从该天体(如行星)的不同部分反射后,由于多普勒效应就会具有不同的无线电频率,从而产生回波的多普勒致宽。天文雷达直接和准确地测定回波延迟,能精确地确定所测天体的距离。它在测定太阳系的尺度上起着重要的作用,大大地提高了天文单位(即日地平均距离)的精确度;根据天文雷达对金星和火星的观测和相应的光学观测资料,得到了1天文单位距离等于149,597,870.5公里,其均方误差为±1.6公里。精确度这样高的天文单位数值,对于计算行星际火箭的精确轨道和有关的天文常数是极其重要的。利用雷达测距的高精确度,就可以发现行星或小行星在轨道上运动的微小变化。这就可以确定其他天体的摄动作用,进而检验广义相对论所预期的微小影响(见广义相对论的天文学验证)。利用雷达测距的高精确度,也可以确定月球和行星同几何球体的差异程度。
  测量雷达回波的多普勒致宽,可以计算行星或小行星等天体的自转周期,也可导出轨道面的倾角。如果倾角为零度,且自转轴正好朝向观测者,则多普勒致宽为零。由于公转运动,行星和小行星同地球的相对位置发生变化,因而多普勒致宽也相应地变化。这样,就可从累积的资料中分析出自转的倾角。

  雷达测定水星的自转周期是公转周期(88天)的 2/3,即59(±3)天,从而否定了长期以来认为水星总是以同一半球面对太阳的看法。同光学望远镜相比较,虽然天文雷达的分辨率要小,但是利用回波延迟-多普勒频移的综合方法,可以分辨出来自月球(或行星)可见半球上各个不同部分的雷达回波信号,从而绘制出月球或行星的表面图。这项技术主要特点是,不管观测目标的距离如何,都可得到同样的精细程度。
  参考书目
 斯科尔尼克主编,谢卓译:《雷达手册》,第九分册,第三十四章:雷达天文学,国防工业出版社,北京,1973。(M.I.Skolnik,Radar Handbook,McGraw-Hill,New York,1970.)

 

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