Радиоизлучение корональных выбросов массы

 

Рис.17.35. Спектр яркостных температур  спокойного Солнца и типичного коронального выброса массы (n_e =3:5 10⁷ cм^-3, T = 2:5 MK, L = 4:4 10¹⁰ cм).)

 

В настоящее время на больших радиотелескопах (радиогелиографы в Нобеяма и в Nancey, а также на радиотелескопе ССРТ) появилась возможность наблюдать корональные выбросы массы (CME), которые связаны либо со вспышками, либо с неустойчивыми протуберанцами и волокнами. На рис.17.35 приведен спектр CME по сравнению со спектром спокойного Солнца. Видно, что в дециметровом диапазоне яркостная температура СМЕ приблизительно на порядок меньше яркостной температуры спокойного Солнца.

 

Ускорение, инжекция и распространение энергичных частиц

Остановимся кратко на механизме генерации энергичных электронов в некоторых видах всплесков. Механизм этот есть пересоединение магнитных силовых линий в результате динамических явлений в солнечной атмосфере. Полезно также представить то, что случается с заряженными частицами после того, как они были ускорены. Цель состоит в том, чтобы понять ускорение непосредственно, которое является фундаментальным для магнитного пересоединения. В настоящее время это - в значительной степени тайна, как процесс пересоединения может ускорить так много частиц в таком большом объеме за секунды.

 

Рис.17.36. Схема генерации и распространения энергичных частиц в магнитной ловушке.

Ускорение связано с областью излучения через процесс названный инжекцией. В процессе инжекции может происходить модуляция электронов. После инжекции электроны могут идти непосредственно в хромосферу (если они находятся в конусе потерь) и тогда они теряют свою энергию, производя жесткое рентгеновское излучение, или они могут захватиться в магнитную ловушку на некоторое время, перед окончательной возможностью пройти судьбу предыдущих электронов. Заманенные в ловушку {пойманные} электроны - те, которые производят большую часть микроволновой эмиссии.

Каждый из вышеупомянутых процессов формирует временной профиль и распределение энергии электронов:

само ускорение будет давать временной профиль, который может быть произволен, но так или иначе связан со скоростью пересоединения.

процесс инжекции

o может быть тривиален, только дельта-функция, которая передает частицы с тем же самым временем и характеристиками энергии, как и в процессе ускорения,

o или он может модулировать ускорение и по времени и по энергии (включая и изменение питч-угла частиц).

Распространение будет подчинено другим эффектам типа:

а) захват в ловушку: некоторая доля электронов (те, что не в конусе потерь) будет поймана в ловушку на какое-то время. При этом временной профиль и энергия электронов будут изменяться под воздействием столкновений, как с фоновыми частицами, так и с волнами различных типов.

в) убеганиеиз ловушки. Это происходит с частицами, рассеиваемые в конус потерь. Такие частицы дадут жесткое рентгеновское излучение, когда они проникнут в хромосферу, и это называют вторичной компонентойвысыпания частиц. Это может случиться из-за

o кулоновских столкновенй (столкновения между ионами и электронами). В этом случае, если оригинальный энергетический спектральный индекс - , то новый спектральный индекс после столкновений будет -3/2.

o взаимодействие частиц и волн, когда преобразование энергии частиц более сложное, зависящее от типов волн и энергетического спектра электронов.

Рис. 17.37 дает возможность увидеть, как захват в ловушку электронов может быть отражен в пространственных наблюдениях радиоизлучения вспышки. Мы видим асимметричную петлю (правая сторона имеет намного более высокую напряженность магнитного поля, чем левая сторона), и мы видим, что электроны отражаются на некоторой высоте выше основания петли на этой стороне.

 

Вспышечная петля как эквивалентный RLC контур.

Подтверждением такой схемы петли является наличие вертикальных токов I ~ 3´10¹¹ A вблизи пятен. Модель такой петли выглядит следующим образом. Движение конвективной плазмы со скоростью ≈ 0.3-1 км/с генерирует электрический ток (область 1, рис.17.38). Этот ток течет через корону от одного основания арки к другому (область 3).

Под фотосферой ток замыкается (область 2). Ток возбуждает плазменные волны на верхнегибридной частоте, которые в процессе их взаимодействия либо с флуктуациями плотности ионов, либо с низкочастотными плазменными волнами дают радиоизлучение.

Такая петля пульсирует с периодом и добротностью

,

где ток в единицах , а  и  - соответственно сопротивление, индуктивность и емкость контура, которые зависят от физических параметров петли, что позволяет производить из наблюдений их оценку.

 

Рис.17.38. Схема петли в виде эквивалентного RLC контура.

 

 

Глава 18. Солнечная система

 

Луна

 

Радиоизлучение Луны является чисто тепловым. Луна переизлучает падающую на нее энергию солнечного излучения. Механизм излучения аналогичен тормозному излучению. 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. 18.1). 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.

 

 

 

 

 

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

T_b( ) = T₀( ) +

+ T₁( ) cos[ – ₁( )],                 (18.1)

где  – фаза Луны (  = 0° – новолуние,  =180° – полнолуние), ₁ – фазовое запаздывание. Постоянная составляющая T₀ – средняя температура слоев лунного грунта, откуда в основном выходит излучение (то есть уровень  = 1). Зависимости величин T₀, T₁/T₀ и ₁ от длины волны  показаны на рис. 18.2. Фазовое запаздывание ₁ отражает конечную скорость распространения тепловой волны в лунном грунте. Для очень коротких волн, в частности, инфракрасных, ₁ = 0, так как излучение выходит из очень тонкого слоя, который прогревается и остывает почти сразу.

Формула (18.1) 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 длинных волнах) не совпадают с центром видимого диска, они смещены в сторону наступающего терминатора – границы тени (рис. 18.1).

Таким образом, фазовая функция (18.1) дает информацию о теплопроводности и электропроводности верхних слоев лунной поверхности.

Для диэлектрика с малой электропроводностью:

_,                                                                             (18.2)

где (y) – функция глубины y: = y cos  (предполагается, что коэффициент поглощения не зависит от глубины); - угол между лучем излучения, подходящего изнутри к лунной поверхности к ее нормали; - доля излучения, отраженного от лунной поверхности Коэффициент поглощения лунного вещества при  равен  (  и - диэлектрическая проницаемость и электропроводность лунного вещества на частоте ). Из закона преломления (6.9) следует связь между углом  и углом  между направлением на наблюдателя и нормалью к лунной поверхности в точке выхода излучения:

.                                                                                                  (18.3)

Для лунного вещества зависимость коэффициента поглощения от длины волны аппроксимируется формулой.  Поэтому можно заменить в (18.2) подынтегральную функцию на . Отсюда, например, следует, что на волне  = 1 м оптическая глубина  = 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 связано с различием  для вертикальной (по отношению к лунной поверхности) и горизонтальной составляющей радиоизлучения. 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  от 1.9 (  = 6 см) до 2.4 ( = 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.

 

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:

_.                                                                      (18.4)

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 r²/4 R²; 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:

_,                                                                                                        (18.5)

где R выражено в астрономических единицах.

В таблице 18.1 приведены краткие данные о тепловом радиоизлучении планет (в том числе астероида – Цереры). Результаты по нетепловому радиоизлучению Земли, Юпитера и Сатурна более подробно обсуждаются в тексте.

 

Таблица 18.1. Тепловое радиоизлучение планет

 

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

 

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

Рис. 18.3. Изображение Меркурия

 

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.

 

 

Рис. 18.4. Изображение Венеры, полученные с использованием данных измерений с советских космических аппаратов Венера-13 и Венера-14

 

 

Рис.18.5.Снимок поверхности Венеры, сделанный с помощью радара

 

 

Вследствие этого ИК-излучение "запирается" в приповерхностных слоях атмосферы, что приводит к перегреву планеты. 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 – 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.

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).

 

Рис.18.6. На поверхности Марса

 

 

 

Рис. 18.7. Пылевые бури на Марсе и на Земле.

 

 

Юпитер. Радиоизлучение Юпитера 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 сек (иногда до 15 сек). 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, ~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).

 

 

 

Рис.18.8. Юпитер и его крупнейший спутник Ио

 

Рис. 18.9. Вихревые облака в атмосфере Юпитера. Белое пятно сформировалось в конце 30-х годов и с тех пор почти не изменилось.

 

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. 18.10). Такой вид радиокарты – прямое указание на магнитосферное происхождение излучения.

Сатурн. Тепловое радиоизлучение Сатурна аналогично излучению Юпитера на сантиметровых волнах. Равновесная температура планеты, согласно (18.5), 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.

 

Рис.18.11 Изображение Сатурна

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.

 

Рис.18.12 Нептун. Шторм в атмосфере

 

 

Плутон. Радиоизлучение Плутона было зарегистрировано только в 1986 г. Равновесная температура планеты 39–43 K. Она согласуется с наблюдаемым потоком, если принять радиус Плутона равным 1244 км.

 

Рис.18.13 Плутон и его спутник Харон.

 

 

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 = 2 и 3.9 см измерены яркостные температуры заметно выше равновесных, 190 и 600 K соответственно. Следовательно, спутник сильно нагрет. Титан наблюдался на VLA ( = 6 и 3.8 см), получены значения T_b = 87 ± 13 и 99 ± 35 K, близкие к равновесным. Однако измерения на  =3.3 мм дали T_b = 220 ± 40 K; возможно, эта величина относится к более глубоким и нагретым слоям атмосферы Титана.

 

Рис.18.14. Спутник Юпитера Ио в естественном цвете

 

 

Астероиды. На конец 1997 г. было внесено в каталоги 6678 астероидов. Радиоизлучение наблюдалось от многих наиболее крупных и близких к Земле астероидов. Радионаблюдения некоторых астероидов привели к пересмотру их физических параметров, найденных из оптических измерений. Так, уже первые наблюдения Цереры на  = 6 и 2 см дали величину T_b ~ 112–128 K (при r_opt = 985 км), в то время как равновесная температура по формуле (18.5) 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. 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. Радионаблюдения комет в непрерывном спектре (а также радиолокация комет) дают информацию в первую очередь о внутренней коме. Радиоконтинуум был зарегистрирован лишь от немногих, наиболее близких к Земле комет, радиолинии обнаруживаются гораздо чаще.

Радиоизлучение от комет в спектральных линиях молекул было найдено от комы и от 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.

По данным радиоизлучения комет удается определить, например, скорость производства пыли ядром, размер и температуру частиц и более крупных составляющих кометы. Километровое излучение кометы может возникать при взаимодействии кометной плазмы с солнечным ветром.

 

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:

                                                    (18.6)

W – мощность передатчика, A_eff – эффективная площадь антенны, –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; – эффективная поверхность отражающего тела (планеты), x – коэффициент отражения радиоволн ("радиоальбедо" планеты; считается, что планета отражает радиоволны изотропно). Для Луны x = 0.06–0.07.

Мощность шумов приемника

                                                                                            (18.7)

T_ш – шумовая температура приемной системы, – полоса частот, – время накопления сигнала,  – радиометрический выигрыш. Отношение сигнал/шум на выходе приемника радиолокатора

                                                                         (18.8)

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.

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  – частота излучаемого сигнала, – линейная скорость вращения планеты на экваторе. Множитель 4 возникает из-за того, что полный диапазон лучевых скоростей на экваторе планеты составляет 2  и, кроме того, точки поверхности планеты на экваторе вблизи лимба воспринимают частоту сигнала  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. 18.16), ей соответствует узкая полоса частот в уширенном спектре отраженного сигнала. Помимо уширения, спектр сигнала сдвинется на величину , где – 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) t = 2R/c, где R – радиус планеты.

Реально величины уширения спектра  и растягивания импульса  оказываются меньше, чем это дают вышеприведенные формулы. На практике  и  определяются отражающими свойствами поверхности планеты, прежде всего ее "шероховатостью". Сигнал, отраженный от гладкой поверхности, придет в основном из области вблизи подрадарной точки,  и  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.

Луна. Получены подробные карты коэффициента отражения поверхности Луны в широком диапазоне, от 8 мм до 20 м. Линейное разрешение карт до 1 км. 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.

Меркурий. 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.

Венера. Первый эксперимент по радиолокации Венеры был выполнен в апреле 1961 г. в СССР (антенна дальней космической связи в Крыму,  = 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, угол наклона оси вращения к плоскости орбиты (менее 5°).

Радиокарты позволили выявить крупномасштабные материковые образования на Венере. Были найдены кратеры диаметром от 35 до 150 км, перепады высот до 2 км, равнины протяженностью до 1000 км и отдельные хребты. Диэлектрическая проницаемость поверхности от 2.7 (песок) до 6.6 (твердый скальный грунт). Радиолокационные измерения со спутников позволили построить топографическую карту 93% поверхности Венеры от 60° ю.ш. до 75° с.ш., определить средний радиус планеты, равный 6051.5 км, построить объемные карты Венеры.

Основные результаты радиолокации Венеры приведены на рис. 18.17.

Марс. Радиолокационные наблюдения показали, что 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. 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.

Юпитер. Попытка радиолокации была выполнена в 1964 г. на волнах  = 12 и 70 см. Отраженный сигнал не был обнаружен. Отсутствие радиоэха от Юпитера связано с большим поглощением радиоволн в его атмосфере.

Спутники Юпитера. 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 , а вариации x объясняются различными размерами глыб.

Сатурн. Отраженный сигнал получен, но только от колец планеты, _eff == 0.6 _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 ; поэтому коэффициент отражения x должен быть мал, и нельзя ожидать радиоэха от Титана. Однако в эксперименте Голдстоун–VLA ( = 3.5 см) отраженный сигнал был зарегистрирован; следовательно, существование океана углеводородов на Титане маловероятно.

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

Астероиды. Радиолокация астероидов позволяет определить их размеры. В ноябре 1979 г. в Аресибо на волне  = 12.5 см проведена радиолокация Весты и было получено, что _eff = (0.2 ± 0.1)  a², a =272 км. 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. Астероид представляет собой две округлых глыбы, находящихся в контакте друг с другом, с размерами 2.5 и 1.5 км. Глыбы синхронно обращаются вокруг общего центра тяжести с периодом P ~ 7 сут. Астероид Географос 1620, согласно радиолокационным данным, имеет неправильную невыпуклую форму, отношение осей ~2.76. Это - один из наиболее вытянутых объектов в солнечной системе.

Радиолокация астероида Клеопатра 216 показала, что его размеры 217´94 км. Клеопатра имеет форму обглоданной кости и очень высокий коэффициент отражения радиоволн (рис. 18.7). Астероид, скорее всего, металлический и состоит из железо-никелевого сплава, то есть подобен железным метеоритам.

 

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 других комет. Характер отраженных сигналов указывает на гру