астрономія Радіолокації, розділ астрономії, в якому тіла Сонячної системи досліджуються за допомогою радіохвиль, посланих передавачем і відбитих цими тілами (див. Планетний радіолокатор ). Методи Р. а. використовуються для вирішення завдань астрометрії і астрофізики.
Вживання радіолокації дало можливість вимірювати відстані до небесних об'єктів за часом, протягом якого радіосигнал досягає небесного тіла і повертається назад. Точність цих вимірів (< 1 км. ) значно перевищує точність визначення відстаней на основі астрометричних спостережень, у зв'язку з чим вони застосовуються для уточнення значень фундаментальних астрономічних постійних, параметрів руху тіл Сонячної системи, їх розмірів. Радіолокація найближчих планет сприяє більшій точності виведення космічних апаратів до планетам, посадки їх в заданих районах поверхні планет.
Виміряне радіолокацією дорогою відстань до найближчої до Землі крапки поверхні планети Про ( мал. 1 ) у поєднанні з відстанню до центру мас планети З , положення якого визначається законами небесної механіки, дозволяє обчислити відстань цієї крапки від центру планети і таким чином — висоту її над деякою середньою поверхнею.
При радіолокації планет в періоди їх проходження за Сонцем було виявлено запізнювання моменту приходу ехо-камери-сигналу, обумовлене зменшенням швидкості поширення електромагнітних хвиль в полі тяжіння Сонця, відповідно до теорії тяжіння Ейнштейна. Виявлення цього ефекту послужило одній з експериментальних перевірок загальної теорії відносності.
Вирішення багатьох астрофізичних завдань в Р. а. базується на дослідженні зсуву і розширення спектральної лінії ехо-камери-сигналу унаслідок Доплера ефекту, обумовленого рухом об'єкту, що відображає радіосигнал, відносно спостерігача. Цим методом вивчається рух метеорів в атмосфері Землі, рух іонізованних утворень в сонячній короні, обертання планет. Найбільшим досягненням Р. а. з'явилося визначення періоду і напряму обертання Венери і Меркурія.
Висока проникаюча здатність радіохвиль дозволила здолати щільний хмарний шар Венери, непрозорий для оптичних променів, і отримати перші відомості про її поверхню. Виміри інтенсивності відбитого сигналу, яка залежить від величини коефіцієнта віддзеркалення матеріалу поверхні, показали, що поверхня Венери по електричних властивостях близька до скельних порід на силікатній основі, які широко поширені на Землі. У центрі диска Венери спостерігається яскравий відблиск, а краї тонуть в тіні, як в дзеркально гладкої сфери. Це явище має місце на радіохвилях і в ін. планет з твердою поверхнею (у видимих променях це явище не спостерігається). Юпітер і Сатурн, що мають потужну газову оболонку, не дають помітного віддзеркалення. В той же час кільця Сатурну виявилися хорошим відбивачем і розсіюють радіохвилі подібно до того, як хмари розсіюють видиме світло.
В Р. а. розроблений метод здобуття зображення поверхні планет, заснований на виділенні зі всього відбитого планетою ехо-камери-сигналу частин, відповідних невеликим ділянкам поверхні планети. У основі цього методу лежить аналіз розподілу інтенсивностей ехо-камери-сигналу за часом приходу на приймальну апаратуру і по доплеровським зсувах частоти: час повернення сигналу і зсув частоти залежать від відстані до тієї або іншої ділянки поверхні планети і від променевої швидкості цієї ділянки відносно антени радіолокатора і закономірно змінюються від крапки до крапки. Крапки, лежачі на деякому колі 1 , плоскість якої перпендикулярна променю зору ( мал. 1 ), знаходяться на однаковій відстані від антени радіолокатора; це коло є лінією рівних запізнювань ехо-камери-сигналу. Крапки, лежачі на колі 2, плоскість якої паралельна променю зору і осі обертання планети PP'', мають по відношенню до антені радіолокатора однакові променеві швидкості; це коло є лінією рівних доплеровських зсувів. Розрахувавши на підставі відомого руху планети запізнювання і доплеровськоє зсув для точок кіл 1 і 2, по цих величинах з сумарного ехо-камери-сигналу виділяють сигнали, відбиті ділянкою поверхні поблизу точки В, лежачою на пересіченні кіл, і вимірюють їх інтенсивність. Розділення сигналів, відбитих точками У і B'', для яких відстань і променева швидкість однакові, здійснюється за рахунок просторової вибірковості антени або радіоінтерферометра.
На мал. 2 (А) представлено зображення ділянки Луни, отримане цим методом (Массачусетсський технологічний інститут, США). Якість зображення мало поступається фотографічному знімку, зробленому із Землі за допомогою оптичного телескопа. Відбитий сигнал приймався одночасно двома антенами, що дозволило виміряти по різниці фаз прийнятих сигналів відхилення місячної поверхні в кожній крапці від деякої середньої поверхні. Виміряне відхилення висот показане на мал. 2 (В), причому темним змальовані нижчі місця, а світлим — піднесені. Вживання цього методу особливе перспективно для Венери, поверхня якої недоступна прямому фотографуванню. До 1974 отримано зображення невеликого ділянки поверхні Венери, на якому помітні кратери.
Якщо при радіолокації планет і Луни вивчаються радіохвилі, відбиті їх твердою поверхнею, то при дослідженні Сонця приймається ехо-камера-сигнал, відбитий іонізованним газом сонячної корони. За допомогою радіолокації в сонячній короні виявлені утворення, рухомі з швидкостями до 200 км/сек як до периферії, так і до центру Сонця. При радіолокації метеорів радіосигнал відбивається протяжним іонізованним услід, що виникає при вході часток в земну атмосферу.
Радіолокація метеорів і Луни була почата в 40-х рр. 20 ст Перші ехо-камера-сигнали від сонячної корони були отримані в 1959 (США), а від Венери в 1961 (СРСР, США, Великобританія). Основна трудність спостережень радіолокацій полягає в тому, що інтенсивність сигналів, що приймаються, убуває пропорційно відстані до досліджуваного об'єкту в четвертій мірі. Це обмежує можливості радіолокації межами Сонячної системи.
Літ.: Котельников Ст А. [і ін.], Успіхи планетної радіолокації, «Природа», 1964 № 9; Шапіро І., Спостереження радіолокацій планет, пер.(переведення) з англ.(англійський), «Успіхи фізичних наук», 1969, т. 99, ст 2; Дубінський Би. А., Слиш Ст І., Радіоастрономія, М., 1973; Radar astronomy, ed. by J. V. Evans, N. Y. [а. о.], [1968].
