Меркурий. Оптические наблюдения показали, что Меркурий имеет низкий коэффициент отражения, значение которого близко к коэффициенту отражения Лу­ны. Этот низкий коэффициент отражения и близость планеты к Солнцу согласуются с очень высокой днев­ной поверхностной температурой. В подсолнечной точ­ке температура поверхности на минимальном расстоя­нии планеты от Солнца доходит до +430°С (ночные температуры в экваториальной зоне значительно выше, чем на Луне, и достигают —20°С). У Луны и Мерку­рия близки и другие оптические характеристики, что свидетельствует о примерно одинаковой в среднем мик­роструктуре их поверхностей.

Меркурий является наиболее сложной из планет земной группы с точки зрения проведения радиофизи­ческих наблюдений. Как известно, Солнце является мощным источником радиоизлучения, а так как макси­мальное угловое отклонение Меркурия от Солнца (элонгация) не превышает 20°, то фоновое излучение Солнца оказывает большое влияние на результаты из­мерения радиоизлучения этой планеты.

Наблюдения радиоизлучения Меркурия весьма скудны. Первое измерение его радиоизлучения было сделано вблизи элонгации в 1962 г. на длине волны 3,6 см. Затем были проведены еще измерения на пяти длинах воли (от 3,3 мм до 11,3 см). По данным этих измерений радиояркостная температура Меркурия вы­ше радиояркостной температуры Луны и составляет в среднем около 320° К (что является следствием более высокой поверхностной температуры этой планеты по сравнению с Луной).

На волнах миллиметрового диапазона отмечены сильные временные изменения яркостной температуры, увеличивающиеся с уменьшением длины волны и кор­релирующие как с изменением фазы Меркурия, так и с долготой центрального меридиана планеты.

Измерения радиоизлучения на разных длинах волн показали, что с уменьшением длины волны возрастают суточные вариации радиояркостной температуры. По измерениям вариаций радиоизлучения на длине волны 3,3 мм было определено отношение величины глубины проникновения электромагнитной волны к величине глубины проникновения суточной тепловой волны б. Параметр б позволяет оценить относительный тангенс угла потерь вещества, т. е. отношение величины тан­генса угла потерь электромагнитной энергии в веще­стве верхнего покрова планеты к значению плотности этого вещества. А это, в свою очередь, позволяет опре­делить процентное содержание окислов кремния (SiO2) в веществе.

Значение б для Меркурия, как оказалось, в 2 раза меньше, чем для Луны. Это соответствует большему процентному содержанию SiO2 в веществе верхнего по­крова Меркурия, т. е. говорит о том, что меркурианские породы являются либо средними, либо кислыми, в то время как на Луне большая часть поверхности покрыта основными породами (базальты).

Измерения радиоизлучения на длине волны 3,3 мм показали также, что теплофизические свойства грунта Меркурия примерно соответствуют лунным. Параметр тепловой инерции у, равный обратной величине корня квадратного из произведения плотности, теплопровод­ности и теплоемкости вещества, имеет значение по дан­ным этих измерений 1000±500, что соответствует силь­но раздробленным породам.

Значения параметра тепловой инерции, полученные по данным измерения радиоизлучения на более длин­ных волнах, оказались значительно меньшими. Вероят­но, это связано с меньшей раздробленностью грунта на большей глубине.

Измерения радиоизлучения Меркурия в миллимет­ровом диапазоне показали также, что радиояркостная температура диска планеты зависит не только от рас­стояния до Солнца и фазы освещения Солнцем, но и от долготы центрального меридиана: на планете были обнаружены жаркие, горячие и прохладные зоны (с шириной порядка 60° по долготе). Средние темпе­ратуры в этих зонах отличались друг от друга до 40° С.

Радиолокационные исследования Меркурия были выполнены в 1962 г. с помощью планетного радиоло­катора СССР на волне лямбда = 43 см и с помощью голдсто­унского радиолокатора Центра дальней космической связи США на волне лямбда = 12,5 см. Впоследствии радио­локация Меркурия была также проведена в ионосфер­ной обсерватории Аресибо на волне лямбда = 70 см. Эти ра­диолокационные измерения показали, что коэффициент отражения Меркурия почти не зависит от длины вол­ны, а вариации этого параметра слабо коррелируют с долготой «подрадарной» точки.

Таким образом, анализ радиофизических наблюде­ний планеты Меркурий показывает, что ее грунт по теплофизическим и электрическим характеристикам близок к грунту горных районов Луны.

В 1969 г. на длине волны 3,8 см были проведены измерения рельефа поверхности. Они показали, что по­верхность Меркурия не сильно отличается от сфериче­ской, а максимальные перепады высот не превышают 7 км (при максимальной ошибке определения ±3 км). В этих измерениях разрешение по долготе составляло около 400 км.

Информация о шероховатости поверхности была по­лучена только из радиолокационных наблюдений на волне 12,5 см. Согласно измерениям ширина «допле­ровского» спектра Меркурия соответствует «спектру Лу­ны «а той же длине волны с учетом разницы их угло­вых скоростей. Это позволило сделать заключение, что на волне лямбда= 12,5 см шероховатость поверхности Мер­курия и Луны примерно одинакова. Близость меркурианского рельефа к лунному была блестяще подтверж­дена фотографиями с автоматической межпланетной станции «Маринер-10», полученными три пролетах стан­ции вблизи планеты Меркурий в 1974—1975 гг.

Венера. Венера является самой, можно сказать, «ра­диофизической» планетой, так как плотный облачный слой позволяет дистанционно исследовать с Земли под­облачную атмосферу и поверхность планеты только лишь радиометодами. Первые наблюдения радиоизлу­чения Венеры, выполненные в 1956 г. на длинах волн 3,15 и 9,4 см, показали, что радиояркостная темпера­тура примерно в 2 раза выше ожидаемой температуры поверхности. (В те годы считалось, что условия у по­верхности Венеры по температуре, давлению и газово­му составу атмосферы примерно соответствуют зем­ным.) В последующие годы измерения радиоизлучения Венеры были выполнены в диапазоне длин волн от I мм до 70 см. При этом большинство экспериментов было проведено во время нижних соединений, когда ви­димая с Земли часть поверхности Венеры не освещена Солнцем и угловой размер планеты максимален. Боль­шой вклад в радиоастрономические исследования Вене­ры внесли сотрудники радиоастрономической лаборато­рии Физического института АН СССР, которые под руководством А. Д. Кузьмина выполнили измерения ра­диоизлучения планеты на ряде длин волн миллиметро­вого и сантиметрового диапазонов.

Спектр радиоизлучения Венеры имеет сложную фор­му (рис. 12)— характерные завалы на определен­ных волнах (короче 3 см и длиннее 20 см). После про­ведения прямых измерений атмосферы планеты с по­мощью автоматических советских станций серии «Ве­нера» стали более понятными результаты выполненных ранее радиофизических исследований. Так, завал в ко­ротковолновой части спектра (Тя = 300°К на лямбда=3 мм), видимо, обязан плотной и протяженной атмосфере, со­стоящей в основном из углекислоты с давлением у по­верхности более 90 атм. Высокие радиояркостные тем­пературы на волне лямбда = 6—10 см, по всей вероятности, вызваны высокой термодинамической температурой по­верхности (~750°К). Причина завала спектра радио­яркостных температур на волнах, длиннее 20 см, не установлена до сих пор, хотя на этот счет выдвига­лось несколько гипотез.

Спектр радиояркостных температур Венеры

Спектр радиояркостных температур Венеры

Наблюдаемое радиоизлучение планеты не имеет значительных временных вариаций, что объясняется большой теплоемкостью атмосферы, приводящей к поч­ти неизменной температуре на экваторе в течение длин­ных венерианских суток. Малые широтные вариации яркостной температуры, отмеченные при интерферометрических измерениях радиоизлучения на волне 11 см, также вызваны, по-видимому, малым наклоном оси вращения Венеры ж плоскости эклиптики.

Первые интерферометрические измерения радиоиз­лучения Венеры, выполненные А. Д. Кузьминым и Б. Кларком в 1964 г., показали, что на волне лямбда = 10 см основная часть радиоизлучения исходит от твердой по­верхности, а коэффициент его поляризации соответст­вует диэлектрической проницаемости вещества поверх­ностного слоя, равной е = 2,2±0,2 (если поверхность планеты, как и предполагалось при этом, ровная, а вклад атмосферы в радиоизлучение не учитывался). Учет различного ослабления радиоволн в атмосфере для «подрадарной» точки и для районов, находящихся у лимба планеты, увеличивает значение е до 3,6. Эти же измерения позволили впервые определить радиус твердой оболочки планеты с ошибкой около 50 км. Бо­лее точные данные о радиусе с ошибкой около 2 км были получены с Земли позднее при помощи радиоло­кационных методов.

Следует отметить, что результаты измерений спект­ра радиояркостных температур и их временных вариа­ций позволили сделать оценку (очень приближенную) температуры и давления у поверхности с учетом дан­ных основного химического состава атмосферы плане­ты, полученных аппаратурой автоматической межпла­нетной станции «Венера-4». Полет последующих авто­матических станций серии «Венера» дал наиболее точ­ную информацию о высотных профилях температуры, давления и о химическом составе атмосферы. Эти дан­ные непосредственных измерений позволили по-новому взглянуть на результаты радиоастрономических и ра­диолокационных измерений планеты. В частности, они показали, что на волнах, длиннее 6 см, не может быть существенных временных вариаций радиояркостной температуры в течение солнечных суток, так как радио­излучение на этих волнах в основном формируется по­верхностным слоем планеты. При известных химиче­ском составе главных компонент атмосферы и высот­ных профилях температуры и давления удалось про­извести оценку содержания водяного пара и аммиака в атмосфере по коротковолновому завалу спектра яркостных температур. Эти компоненты были измерены приборами автоматических станций «Венера». Однако результаты оценок по радиоастрономическим измерениям концентраций Н2О и NH3 существенно разошлись с результатами прямых измерений. Причина такого расхождения пока еще «е ясна.

Большое значение для физики атмосферы планеты Венера имели результаты фотографирования ее облач­ного покрова в ультрафиолетовом диапазоне с борта автоматических межпланетных станций «Маринер-10», «Венера-9» и «Венера-10». Эти фотографии выявили наличие на планете глобальных циркуляционных процессов в верхней атмосфере, способствующих интенсив­ному перемещению атмосферы.

Первая (попытка радиолокационных исследований Венеры была предпринята в 1958 г. на длине волны 68 см в лаборатории им. Линкольна Массачусетекото технологического института. Однако принятый сигнал, вероятно, был обусловлен каким-то фоновым эффектом, так как эффективная площадь рассеяния оказалась равной 1. (По этим данным поверхность Венеры долж­на бы быть металлической.)

Первая успешная радиолокация Венеры была про­ведена во время нижнего соединения 1961 г. Институ­том радиотехники и электроники АН СССР (лямбда = 43 см), лабораторией реактивного движения Калифорнийского технологического института (лямбда= 12,5 ом), лабораторией им. Линкольна Массачусетского технологического ин­ститута (лямбда=23 см) и обсерваторией Джодрелл-Бэнк (лямбда = 73 см). Впоследствии радиолокационные исследо­вания Венеры проводились также ионосферной обсер­ваторией в Аресибо (лямбда = 70 см) и обсерваторией Джикамарка в Перу (лямбда = 600 см). Радиолокационные иссле­дования Венеры были выполнены в диапазоне длин волн от 3,6 до 780 см. Применительно к Венере с по­мощью радиолокации решались следующие задачи: 1) определение направления и периода собственного вращения планеты; 2) уточнение параметров орбиты планеты; 3) уточнение величины астрономической еди­ницы — среднего расстояния между Землей и Солнцем; 4) определение топографии поверхности и проведение радиолокационного картографирования; 5) определе­ние коэффициента отражения радиоволн.

Венера имеет постоянный облачный покров, поэтому при наблюдении в наземные телескопы не видны дета­ли ее поверхности, по движению которых можно было бы судить о направлении и периоде собственного вращения планеты, а также о наклоне оси вращения пла­неты к плоскости ее орбиты.

Эти данные были получены только путем анализа «доплеровских» спектров отраженных от Венеры радиолокационных сигналов. Период вращения опреде­ляется по ширине «доплеровского» спектра, так как его ширина пропорциональна угловой скорости вращения планеты. Изменение формы спектра происходит, види­мо, за счет перемещения по диску планеты сильно от­ражающих участков поверхности, что вызывает смеще­ние по «доплеровскому» спектру планеты пика от со­ответствующего сильно отражающего участка поверх­ности. Измерения на длинах волн 12,5; 43 и 70 см в течение ряда нижних соединений впервые позволили определить, что направление вращения Венеры обрат­ное, т. е. при наблюдении с северного полюса планеты ее вращение происходит по часовой стрелке (в то вре­мя как остальные планеты, кроме Урана, поворачи­ваются против часовой стрелки). Период собственного вращения Венеры, как оказалось, составляет 242,98 сол­нечных земных суток, что на 0,1% меньше периода, при котором Венера между нижними соединениями совер­шает 4 полных оборота вокруг Солнца. Поэтому за каждое нижнее соединение наземный наблюдатель ви­дит примерно одну и ту же часть поверхности планеты. Радиолокационные измерения показали также, что ось вращения планеты отклонена не более чем на 6° от нормали к плоскости орбиты планеты. Международным астрономическим союзом в 1970 г., по данным радиоло­кационных измерений, был принят период вращения Венеры, равный 243,0 земных суток.

Измерение эффективной площади рассеяния Венеры на длинах волн 3,6 и 3,8 см выявило сильное ослаб­ление отраженного сигнала по сравнению с результа­том измерений в дециметровом диапазоне. Этот факт, а также уменьшение радиояркостных температур в миллиметровом и в коротковолновой части сантиметро­вого диапазона свидетельствуют о наличии каких-то поглощающих компонент в венерианской атмосфере. Данные компоненты удалось впоследствии определить с помощью прямых измерений химического состава ат­мосферы планеты, выполненных на автоматических станциях «Венера-4, -5, -6, -7, -8». Ими оказались угле­кислый газ, водяной пар и аммиак. Пользуясь данными о химическом составе атмосферы и высотных про­филях температуры и давления, полученных также пря­мыми измерениями, стало возможным оценить ослаб­ление радиосигналов в атмосфере, а также вклад ат­мосферы в собственное радиоизлучение планеты. Про­ведение таких расчетов показало, что измеренные с помощью автоматических станций «Венера» концентра­ции водяного пара и аммиака превышают соответству­ющие значения, определенные из радиофизических из­мерений в миллиметровом и сантиметровом диапазо­нах. Поэтому для оценки свойств венерианского грун­та необходимо использовать радиолокационные данные, полученные в дециметровом и метровом диапазонах, где невелико влияние атмосферы на результаты изме­рений характеристик отражения поверхности. Радиоло­кационные измерения показали, что с ростом длин волн в дециметровом и метровом диапазонах наблюдался некоторый рост коэффициента отражения (а это сви­детельствует об уплотнении грунта с глубиной). Так, если по измерениям на волне лямбда = 12,5 см g=1,8± ±0,4 г/ом3, то по измерениям на волне лямбда = 180 см g = 3,2 ±1,2 г/см3, т. е. грунт Венеры оказался более плот­ный, чем грунт Луны.

Анализ характеристик отражения планеты показал, что с ростом длин волн диаграмма обратного рассея­ния сужается, а это соответствует уменьшению значе­ний среднеквадратичных углов наклона при увеличении базы. По этим данным, рельеф Венеры в среднем более ровный, чем у Луны: на одинаковых длинах волн сред­неквадратичные углы наклона поверхности Венеры примерно в 2 раза меньше, чем у Луны.

Измерение дальности до Венеры позволило опреде­лить перепад высот с точностью 150 м в экваториаль­ном районе планеты. По этим данным максимальный перепад высот соответствует 4—5 км при разрешении по поверхности менее 400 км.

В последние годы делались многочисленные попыт­ки радиолокационного картографирования поверхности Венеры с Земли с высоким разрешением. Однако из-за относительно широких диаграмм направленности ан­тенн наземных радиолокаторов не удавалось получить раздельного радиоизображения северного и южного по­лушарий планеты. Раздельное радиоизображение было получено лишь в 1972 г. методом частотно-временного картографирования на волне лямбда = 12,5 см при приеме от­раженных сигналов на две антенны, разнесенные меж­ду собой на 21 км. Полученное радиоизображение уча­стка поверхности диаметром 1500 км имело разрешение 10 км. На нем было обнаружено 10 кольцевых крате­ров с диаметром от 35 до 150 км. Причем кратеры ока­зались менее глубокими, чем аналогичные кратеры на Луне и Марсе. Радиолокационное картографирование также показало на наличие большего, чем на Луне, двадцатикратното радиолокационного контраста от­дельных образований. Линейные размеры «радиоярких» образований «а Венере достигают 1000 км.

Радиолокационные наблюдения показывают, что как макро-, так и микро-рельеф на Венере сглажен по сравнению с лунным или марсианским. Видимо, при­чиной этому является плотная атмосфера, приводящая к высоким температурам и давлениям у поверхности.

Обнаружение крупномасштабных формаций на по­верхности планеты, скрытой постоянным облачным по­кровом от наземного наблюдения, является одним из важнейших достижений планетной радиолокации.

Большим достижением космической науки и техни­ки явились получение и передача на Землю панорам поверхности Венеры в местах посадки автоматических станций «Венера-9, -10». На фотографии, полученной в месте посадки АМС «Венера-9», видна россыпь камней с линейными размерами более 1м. Фотография в месте посадки АМС «Венера-10» указывает «а следы лавовых потоков в этом районе планеты, отстающем от места посадки АМС «Венера-9» «а 2200 км.

Марс. Разреженная атмосфера Марса и отсутствие облачных покровов, закрывающих на долгое время большие пространства поверхности от наземного на­блюдателя, позволяют исследовать планету и ее по­верхность методом оптической и инфракрасной астро­номии. Информация о подповерхностных слоях грунта, также как и «а Луне, получается с помощью радио­физических измерений.

В связи с тем что наблюдения с Земли вариаций ра-диояркостных температур при различных условиях ос­вещения планеты Солнцем (при разных фазах Марса) затруднительны из-за значительного изменения углово­го размера планеты при движении ее по орбите, то ну­жен был другой метод анализа, чем лунационно-затменный. Таким методом явился метод анализа спектра радиояркостных температур на волнах миллиметрового диапазона при одной и той же фазе освещения пла­неты Солнцем, разработанный В. С. Троицким. Этот ме­тод позволил определить теплофизические параметры грунта с использованием данных наблюдения Марса в инфракрасном диапазоне. В. С. Троицкий и его сотруд­ники О. Б. Щуко и В. Д. Кротиков показали, что при анализе радиоизлучения планеты необходимо учиты­вать ее расстояние от Солнца, так как из-за большого эксцентриситета орбиты Марса условия ее облучения Солнцем при разных противостояниях существенно из­меняются. Это вызывает изменение теплового режима поверхностного слоя, а следовательно, и радиоизлуче­ния планеты. Поэтому сопоставление результатов из­мерений радиоизлучения во время разных противостоя­ний требует значительно более сложных расчетов, чем выполнялись до сих лор.

Первые наблюдения радиоизлучения Марса были сделаны в 1956 г. на волне 3,15 см С. Мейером, Т. Мак-Коллафом и Р. Слонейкером. Они же в 1956—1957 гг. провели на этой длине волны измерения радиоизлуче­ния Венеры и Юпитера. Измеренная температура Мар­са оказалась равной около 220° К. Позднее были вы­полнены многочисленные измерения в диапазоне длин волн от 1 мм до 21 см. Средняя радиояркостная темпе­ратура планеты оказалась равной 210° К.

Анализ спектра излучения Марса в миллиметровом диапазоне позволил определить отношение величин глубины проникновения радиоволн и суточной тепло­вой волны, задаваемое формулой б — т-лямбда. Параметр т, по оценкам ученых, использовавших разные ряды на­блюдений, колебался в весьма широких пределах (от т<1 до т>10). Расчеты В. Д. Кротикова и О. Б. Щу­ко, выполненные с учетом вариаций теплового режи­ма планеты при разных противостояниях, дали значе­ние т = 5—6, что примерно в 2 раза превысило значе­ние т для Луны. Это свидетельствует о том, что ве­щество верхнего покрова Марса в среднем для всей по­верхности планеты имеет в 2 раза большую электро­проводность в радиодиапазоне. Возрастание электро­проводности марсианского грунта, как предполагают специалисты, связано с наличием в нем окислов желе­за. Результаты дистанционных исследований грунта Марса с борта автоматических станций показали, что марсианский грунт имеет также силикатную основу, как и грунт Луны.

Данные об электропроводности вещества верхнего покрова Марса были получены при сопоставлении ре­зультатов измерения излучения планеты в радио- и ин­фракрасном диапазонах. Эти измерения были выпол­нены с помощью советских автоматических станций «Марс-3» и «Марс-5». Полученные значения относи­тельного тангенса угла потерь соответствуют либо кис­лым, либо средним породам с относительным содержа­нием кремнезема более 50%. Эти данные оказались близкими к результатам измерения процентного содер­жания кремнезема в пылевом облаке Марса (данные измерения были проведены с помощью инфракрасного спектрометра искусственного спутника Марса «Мари­нер-9»).

Впервые успешные радиолокационные наблюдения Марса были проведены во время противостояния 1963 г. сотрудниками Института радиотехники и электроники АН СССР на длине волны 43 см и сотрудниками лабо­ратории реактивного движения Калифорнийского тех­нологического института США на длине волны 12,5 см. Впоследствии радиолокационные измерения Марса бы­ли продолжены во время противостояний 1965, 1967, 1969 и 1971 гг. При этих измерениях были исследова­ны области широт от —18 до +22° на длинах волн от 3,8 до 70 см. Наиболее многочисленными были измере­ния на волнах 3,8 и 12,5 см. В измерениях 1971 г. было достигнуто разрешение по поверхности 8×80 км (лямбда = 12,5 см) вдоль трасс, проходивших почти по одной и той же параллели. В ходе радиолокационных наблюде­ний измерялись характеристики отражения (эффектив­ная площадь рассеяния, и мгновенный «доплеровский» спектр отраженного сигнала), а также расстояние меж­ду наземным пунктом и «подрадарной» точкой. При дальности до Марса около 60 млн. км в экспериментах 1971 г. была получена точность измерения дальности до планеты ±75 м. Измерение расстояния до Марса со столь высокой точностью позволило решить две зада­чи — уточнить движение Марса по орбите вокруг Солн­ца и выполнить топографические измерения рельефа планет. По данным этих измерений перепад высот на Марсе достигает 14 км (что не намного больше максимального перепада высот на Луне). Попытки найти для Марса корреляции оптического альбедо с высотами и наклонами пока не дали результатов: различные свет­лые и темные области находятся как на возвышенных, так и на низменных местах. Анализ диаграмм обрат­ного рассеяния Марса показал, что с уменьшением дли­ны волны диаграммы, как правило, расширяются. Это, видимо, свидетельствует о росте количества мелких об­разований на поверхности по сравнению с более круп­ными. Обработка радиолокационных сигналов указы­вает на то, что в среднем для Марса не наблюдается заметного изменения коэффициента отражения с ро­стом длины волны в диапазоне 3,8—70 см. Вероятно, что грунт этой планеты примерло однороден с глубиной и имеет среднюю плотность g=1,4 г/см3. Самый верх­ний, переработанный метеоритами слой грунта в сред­нем имеет толщину в несколько сантиметров. Однако локальные вариации плотности грунта, по данным на­земных радиолокационных наблюдений, весьма велики и составляют величину gmin ~ 0,5 г/см3 и gmax = 3,0—3,2 г/см3, т. е. грунт Марса в разных районах изменяет­ся по своей структуре от весьма рыхлого до плотного, соответствующего плотности скальных пород.

Юпитер. Планеты-гиганты, или, как их еще называ­ют, большие планеты, — Юпитер, Сатурн, Уран и Неп­тун — имеют весьма схожие между собой характеристи­ки и резко отличаются от планет земной группы: боль­шие планеты имеют быстрое вращение вокруг своей оси; малые средние плотности; весьма протяженные га­зовые атмосферы, высота которых составляет значи­тельную часть радиуса планет. Из-за большого рас­стояния от Солнца надоблачные температуры у этих планет весьма низкие (ниже —120°С).

Одной из особенностей Юпитера, ближайшей к Солнцу и Земле планеты-гиганта, является наличие у него Сильного собственного магнитного поля, состояще­го из двух компонент — внутреннего дипольного поля и внешнего недипольного поля. Внутреннее дипольное поле по своей структуре и характеристикам подобно магнитному полю Земли. Напряженность этого магнит­ного поля на экваторе Юпитера примерно на порядок выше земного, а магнитные моменты Юпитера и Земли отличаются примерно на 4 порядка и имеют противо­положную полярность. Внешнее, недипольное, магнитное поле Юпитера было обнаружено автоматической межпланетной станцией «Пионер-10». Это поле распо­лагается «а расстоянии от 3,4 до 10,5 млн. км от пла­неты.

В радиоастрономическом плане Юпитер изучен весь­ма подробно. Первые измерения радиоизлучения пла­неты были выполнены в 1956 г. на длине волны 3,15 см. Измеренная радиояркостная температура оказалась равной 145° К, что выше яркостной температуры плане­ты, определенной в инфракрасном диапазоне (Тя= 130°К). Таким образом, эти радиоастрономические измерения позволили определить излучение подоблач­ной атмосферы.

Последующие измерения радиоизлучения на волне 10,3 см дали избыточную радиояркостную температуру (Тя~ 600оК) даже по сравнению с предсказанной в со­ответствии с теорией теплового радиоизлучения. Прове­денные затем измерения в более длинноволновом диа­пазоне (в диапазоне дециметровых волн) установили удивительный факт — область радиоизлучения планеты превысила угловой размер, определяемый из оптиче­ских наблюдений и соответствующий высоте верхней границы облаков. Такая повышенная яркость и более широкие границы радиоизлучения впоследствии стали понятны, когда было выяснено, что это радиоизлуче­ние является синхротронным излучением электронов, тормозящихся в сильном магнитном поле планеты.

Радиоизлучение планеты Юпитер измерено в весьма широком диапазоне от 2 мм до 1500 м, и его спектр можно условно разделить на 4 диапазона: 1) милли­метровых волн (тепловое излучение); 2) сантиметро­вых волн (смешанное тепловое и нетепловое излуче­ния); 3) дециметровых волн (спокойное нетепловое излучение); 4) метровых и декаметровых волн (спора­дическое — хаотическое импульсное нетепловое излу­чение).

Таким образом, в области миллиметровых волн ра­диоизлучение Юпитера, генерируемое верхней частью подоблачной атмосферы планеты, является тепловым и хорошо описывается тепловой моделью.

Радиоизлучение на длинах волн более 10 см имеет примерно постоянный поток, не зависящий от дли­ны волны, со спектральной плотностью 6,7-10-26 Вт-(м2Гц)-1. Это соответствует тому, что изменение наблюдаемой радиояркостной температуры пропорцио­нально квадрату длины волны. Такая зависимость на­блюдается для длин волн около 1 м.

Излучение Юпитера в дециметровом диапазоне но­сит спокойный характер без резких изменений интен­сивности и оказалось по своему характеру близким к излучению радиогалактик и остатков Сверхновых звезд, например Крабовидной туманности, которое хорошо изучено радиоастрономами.

Обнаружение нетеплового радиоизлучения Юпитера способствовало открытию радиационных поясов этой планеты, структура которых оказалась более сложной, чем у радиационных поясов Земли. Если граница внеш­него радиационного пояса Земли в экваториальной плоскости находится примерно в 40—50 тыс. км от по­верхности, то внешний радиационный пояс Юпитера простирается до 10,7 млн. км. Более сложная конфигу­рация радиационных поясов Юпитера, видимо, обязана более быстрому вращению этой планеты по сравнению с вращением Земли.

Благодаря сильному магнитному полю в радиацион­ных поясах Юпитера концентрируются заряженные ча­стицы высоких энергий, которые поочередно разгоняют­ся и тормозятся дипольным магнитным полем планеты. При торможении они излучают радиоволны децимет­рового диапазона. Согласно теории этого излучения оно должно быть поляризованным и иметь размеры излу­чающей области, существенно превышающие размеры диска планеты. При этом конфигурация поля нетепло­вого радиоизлучения должна примерно повторять кон­фигурацию радиационных поясов.

Для окончательного подтверждения относительно механизма излучения Юпитера в дециметровом диапа­зоне длин волн нужно было провести раздельное изме­рение радиоизлучений диска планеты и радиационных поясов. Для этого были выполнены радиоинтерферомет­рические измерения радиоизлучения Юпитера с высо­ким угловым разрешением на длинах волн 10,4 и 31 см, которые показали, что в экваториальной плоскости об­ласть радиоизлучения примерно в 3 раза превышает диаметр планеты, в то время как в ортогональной к ней плоскости соответствует диску планеты. Кроме того, ра­диоизлучение радиационных поясов оказалось поляри­зованным. Таким образом, предполагаемый механизм дециметрового радиоизлучения был экспериментально подтвержден. На рис. 13 показано распределение той части радиояркостных температур по диску Юпитера, которые обязаны своим происхождением радиоизлуче­ния за счет радиационных поясов планеты. Эти изме­рения были выполнены в 1963 г. Г. Берджем и Д. Мор­рисом на длине волны 10,4 см.

Карта распределения дециметрового радиоизлучения радиационных поясов Юпитера

Карта распределения дециметрового радиоизлучения радиационных поясов Юпитера

Весьма неожиданными оказались результаты изме­рения радиоизлучения Юпитера в метровом и декамет­ровом диапазонах. Оказалось, что это радиоизлучение имеет переменную интенсивность и носит спорадиче­ский нетепловой характер. Это спорадическое нетепло­вое радиоизлучение Юпитера, имеющее вид кратковре­менных всплесков переменной длительности и большой интенсивности, было обнаружено еще в 1955 г. на дли­не волны 22 м.

В 1956—1965 гг. были проведены многочисленные измерения в диапазоне длин волн от 4 до 1500 м. Они показали, что длительность всплесков декаметрового излучения колеблется в весьма широких пределах от нескольких миллисекунд до нескольких суток. Интен­сивность излучения сильно зависит от длины волны, возрастая с ее увеличением (при изменении длины волны от 10 до 60 м поток радиоизлучения возрастает в 1000 раз). Спектральная плотность мощности дека­метрового излучения огромна (~108 Вт/Гц). Юпитер после Солнца оказался в декаметровом диапазоне са­мым мощным источником излучения.

Источник декаметрового излучения Юпитера имеет малые угловые размеры и, по-видимому, находится под облачным слоем планеты. Характер спорадического ра­диоизлучения изменяется со временем; иногда регист­рируется группа всплесков общей продолжительностью в несколько секунд или несколько минут. Такое изме­нение можно объяснить вариациями характеристик ионосферы планеты и межпланетной плазмы. Иногда характер всплесков радиоизлучения напоминает шумо­вые бури, которые продолжаются несколько часов и на­поминают земные индустриальные помехи, рассмотрен­ные нами ранее.

Суммарная мощность излучения Юпитера в этом диапазоне составляет 5-1010 Вт. Всплески декаметрово­го излучения коррелируют с солнечной активностью: максимум всплесков обычно происходит во времена минимума солнечной активности.

Одной из особенностей Юпитера является его диф­ференциальное вращение, вследствие которого период вращения областей на разных широтах различен. Так, видимые особенности в экваториальной плоскости планеты имеют период вращения около 9 ч 50,5 мин.

В то же время видимые особенности на диске планеты в умеренных широтах вращаются с периодом около 9 ч 55,7 мин. Поэтому для Юпитера принято три зна­чения периода вращения: первое — для видимых осо­бенностей в экваториальной области; второе — для ви­димых особенностей в умеренных широтах; третье — для среднего периода выявления всплесков декаметро­вого радиоизлучения. Исследования показали, что ча­стота появления и мощность всплесков декаметрового излучения изменяются с периодом, отличающимся от периода вращения видимых особенностей на диске пла­неты. Период появления всплесков декаметрового излу­чения соответствует периоду вращения источника излу­чения, равного 9 ч 55,49 мин.

Весьма интересным является то, что всплески дека­метрового излучения планеты зависят от положения спутника планеты Ио на орбите относительно Юпитера. Сильнее всплески радиоизлучения наблюдаются в то время, когда Ио проходит через положение максималь­ной элонгации, т. е. когда линия Земля—Юпитер со­ставляет с направлением Юпитер—Ио угол около 90°. Правда, с положением Ио на орбите связан только один тип всплесков, так называемые широкополосные всплески продолжительностью от одной до нескольких секунд (ширина их спектра составляет величину около 500 кГц). Более кратковременные всплески длитель­ностью от 1 мс до 1 с с шириной спектра порядка 50 кГц не зависят от положения спутника Ио на орби­те. Причина декаметрового радиоизлучения и местопо­ложение источника этого излучения пока не установле­ны. Возможными механизмами образования этого из­лучения могут быть следующие: вращение магнитного поля планеты, колебания плазмы в ионосфере Юпите­ра, возмущение магнитосферы планеты при движении спутника Ио, электрические разряды в атмосфере, а также ряд других причин.

Радиоизлучение Юпитера весьма своеобразно. Сум­марная энергия радиоизлучения в 2,5 раза превышает энергию, поступающую от Солнца. Каковы источники этого излучения и где они располагаются, это пока еще остается загадкой.

Радиолокация Юпитера впервые была проведена в 1963 г. сотрудниками Института радиотехники и элек­троники АН СССР (лямбда=43 см) и в лаборатории реак­тивного движения США (лямбда = 12,5 см). В обоих экспе­риментах были зарегистрированы «отраженные» радио­сигналы. Однако последующий анализ этих сигналов вызвал сомнение, являются ли они в самом деле отра­женными от планеты. Так, из радиолокационного экс­перимента «а волне лямбда = 12,5 см следовало, что спектр принятого сигнала должен был быть сформирован глад­ко отражающей и плоской областью площадью 50 000 км2. Эффективная площадь рассеяния планеты при этом соответствовала бы 60% геометрической пло­щади диска планеты, что указывало бы >на поверхность, состоящую на 40% из хорошо проводящего металла и на 60% из скальных пород. Очевидно, что эти измере­ния были ошибочными.

Попытка получения отраженного сигнала от Юпи­тера в 1964 г. с помощью радиолокатора Аресибо на волне лямбда = 70 см также не увенчалась успехом, и был установлен верхний предел для эффективной площади рассеяния, равный б/па2<0,0036, что говорило о силь­ном ослаблении радиоволн планетной атмосферой, име­ющей большую протяженность. (Если бы Юпитер по своим характеристикам отражения был подобен Луне, то на радиолокаторе в Аресибо отраженный сигнал в 100 раз превысил бы порог его чувствительности!

В этом же 1964 г. был повторен эксперимент на вол­не лямбда = 12,5 см, однако отраженный сигнал и в этом экс­перименте также не был обнаружен.

Юпитер очень сложный объект для радиолокации: протяженная водородно-аммиачная атмосфера сильно поглощает радиоволны, а большая угловая скорость вращения планеты и громадное расстояние до Земли приводят к широкому «доплеровскому» спектру и тре­буют высокого энергетического потенциала радиолока­тора. Сигналы, принятые во время экспериментов 1963 г., могли быть обусловлены либо рассеянием ра­диоволн частицами верхней атмосферы, либо рассея­нием радиоволн в центрах сильных бурь.

Проведенные радиолокационные и радиоастрономи­ческие измерения дали большой фактический материал о свойствах подоблачной атмосферы и более глубоких слоев Юпитера. Радиофизические исследования пока­зали, что Юпитер является своеобразной и уникальной планетой в Солнечной системе. Многие явления, обна­руженные при исследовании этой планеты, пока не на­шли своего однозначного объяснения. Поэтому к Юпи­теру приковано внимание ученых многих специально­стей, которые исследуют эту планету не только всем доступным арсеналом наземных средств, но и сделали первую весьма успешную попытку дистанционных ис­следований Юпитера с близкого расстояния при про­лете автоматических межпланетных станций «Пионер-10» и «Пионер-11».

Сатурн. Радиоизлучение Сатурна впервые было об­наружено в 1957 г. на длине волны 4 см. К настояще­му времени радиоизлучение планеты измерено в диа­пазоне длин волн от 1,2 мм до 21 см. Радиояркостная температура планеты, как оказалось, увеличивается с длиной волны, но гораздо медленнее, чем это наблю­дается у Юпитера. В диапазоне длин волн до 3 см спектры излучения этих планет очень похожи.

Тот факт, что у Сатурна радиояркостные температу­ры выше инфракрасных, свидетельствует о формирова­нии радиоизлучения ниже верхней границы облаков, а наблюдаемый спектр радиоизлучения планеты может быть объяснен в рамках тепловой модели, без привле­чения механизма нетеплового излучения, как это имело место для Юпитера. Повышение радиояркостной темпе­ратуры с ростом длины волны, видимо, соответствует излучению более нагретых и более глубоких подоблач­ных слоев атмосферы планеты.

Характерной особенностью Сатурна является систе­ма из трех колец, расположенных вокруг Сатурна, в плоскости экватора планеты. Расстояние от верхней границы облачного слоя Сатурна до внутреннего края первого кольца составляет около 14 тыс. км, а до на­ружного края третьего кольца — 77 тыс. км (толщина каждого кольца порядка 10 км). Масса вещества колец на 7 порядков меньше массы самой планеты.

В 1973 г. были проведены радиолокационные на­блюдения Сатурна на длине волны 12,5 см. Отражен­ный сигнал был получен только от колец, а от самой планеты не наблюдался. Это объясняется тем, что ат­мосфера планеты, состоящая из водорода, аммиака и метана, хорошо поглощает радиоволны. Поэтому ин­тенсивность отраженного сигнала от планеты оказалась столь мала, что не смогла быть зарегистрированной на­земным радиолокатором.

Сигнал, отраженный от колец планеты, соответство­вал эффективной площади рассеяния, равной 60% от геометрической площади колец. Эта величина пример­но на порядок выше, чем эффективная площадь рас­сеяния небесных, тел с твердой оболочкой: планет зем­ной группы и астероидов Икар и Торо. По поводу столь высокой эффективной площади рассеяния колец было высказано несколько гипотез. Расчеты, выполненные, например, Г. Петтенгилом и Т. Хегфорсом, показали, что наблюдаемый феномен может быть объяснен, если кольца Сатурна состоят из ледяных частиц, 10% из которых по массе являются круглыми шариками с диа­метром более 8 см.

Спектрометрические наблюдения колец Сатурна в инфракрасном диапазоне подтвердили данное предпо­ложение. Они показали, что кольца могут состоять из частиц водяного льда и инея, размер которых может доходить до 1 м.

Уран, Нептун, Плутон. Намерения радиоизлучения Урана и Нептуна малочисленны, так как принимаемое радиоизлучение близко к порогу чувствительности со­временных радиотелескопов. Наблюдаемые яркостные температуры этих планет в сантиметровом диапазоне сравнимы с яркостными температурами тепло-вой ком­поненты Сатурна и Юпитера. Более высокие яркостные температуры в радиодиапазоне по сравнению с инфра­красным диапазоном показывают, что радиоизлучение исходит из более глубоких слоев атмосферы. Для всех четырех больших планет — Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна — тепловое радиоизлучение хорошо объясняет­ся излучением атмосфер, содержащих аммиак.

Измерение радиоизлучения Плутона, имеющего, по-видимому, твердую оболочку, в настоящее время не­возможно, так как принимаемый поток радиоизлучения от этой планеты лежит за пределами чувствительности современных радиотелескопов.

Радиолокационные исследования Урана, Нептуна и Плутона также не могут быть проведены с помощью современ­ных планетных радиолокаторов (расчетная интенсивность отра­женного сигнала намного ниже чувствительности современных радиолокаторов).

На рис. 14 даны спектры ра­диоизлучения больших планет, приведенные в книге «Планеты и спутники» под ред. А. Дольфюса (М., «Мир», 1974).

Спектры радиоизлучения больших планет

Спектры радиоизлучения больших планет

Луна. Первые наблюдения интегрального радиоизлучения Луны в полнолуние были выпол­нены в 1946 г. на длине волны 1,25 см. Затем, в 1948 г., на той же длине волны проводились из­мерения в течение трех лунных суток. Они показали, что ра­диояркостная температура зави­сит от фазы освещения Луны Солнцем. Однако это из­менение радиояркостной температуры происходит с за­паздыванием и с существенно меньшей амплитудой, чем изменение температуры поверхности, определяемой по. инфракрасному излучению Луны. Радиоизлучение Лу­ны измерялось в диапазоне от 1 мм до 165 см.

В Горьковсксм научно-исследовательском радиофи­зическом институте (НИРФИ) в 1961—1964 гг. под ру­ководством В. С. Троицкого была проведена большая серия прецизионных измерений с использованием метода «искусственной луны» (рис. 15). Целью этих измерений было определение зависимости от длины волны суточ­ных вариаций радиояркостной температуры в диапазо­не длин волн от 4 мм до 50 см. При этом средняя по диапазону яркостная температура оказалась равной 230° К. По изменению средней суточной яркостной температуры в зависимости от длины волны В. С. Троиц­кий и В. Д. Кротиков определили средний поток теп­ла, идущего из недр Луны. Он оказался равен 10-6 кал(см2с)-1. Эта величина лишь в 1,5 раза мень­ше геотермального потока от магмы Земли и Несколько больше потока тепла за счет радиоактивного распада в коре Земли. Проведенные измерения показали, что концентрация радиоактивных элементов в недрах Луны выше, чем в недрах Земли.

Отношение среднесуточной радиояркостной температуры к изменению радиояркостной температуры в течении лунных суток

Отношение среднесуточной радиояркостной температуры к изменению радиояркостной температуры в течении лунных суток

По вариациям радиояркостных температур в тече­ние суток на разных длинах волн был определен отно­сительный тангенс угла потерь электромагнитной энер­гии в веществе верхнего покрова Луны. Он соответст­вовал горным породам Земли основного состава — по­родам типа базальтов. Измерения временных вариаций спектра (радиояркостных температур позволили опреде­лить параметр тепловой инерции грунта, который имел в 1,5 раза меньшее значение, чем полученное соответ­ствующее значение из инфракрасных измерений, что, видимо, указывает на уплотнение грунта Луны с глу­биной.

Большой угловой размер Луны позволил с помощью построенных к 1960 г. радиотелескопов получить линейное разрешение лучше чем 1/10 диаметра лунного диска. Благодаря этому была выполнена целая серия измере­ний поляризации радиотеплового излучения Луны. Впервые такие измерения были проведены Н. С. Собо­левой на большом пулковском радиотелескопе в Пул­ковской обсерватории АН СССР. В результате этих из­мерений была получена зависимость коэффициента по­ляризации от угла наблюдения, что позволило сделать оценку эффективной диэлектрической проницаемости е и величины шероховатости поверхности диска Луны. Впоследствии поляризационные измерения были прове­дены в диапазоне длин волн от 4 мм до 21 см. Они показали, что е постепенно увеличивается с ростом дли­ны волны (от 1,5 до 2,3). Факт увеличения е также сви­детельствует об увеличении плотности грунта с глу­биной.

Для объяснения наблюдаемого явления было доста­точно предположить, что в среднем по диску Луны тол­щина очень рыхлого слоя немногим более 1 см. Этот вывод, сделанный В. С. Троицким, сильно противоречил существовавшей в те годы гипотезе о толстом рыхлом пылевидном слое верхнего покрова Луны. По оценкам разных ученых, толщина этого рыхлого слоя колеба­лась от нескольких метров до нескольких сотен метров. Однако запуски автоматических и пилотируемых стан­ций на Луну блестяще подтвердили выводы В. С. Тро­ицкого.

Использование радиотелескопов с высоким угловым разрешением (<1/10 лунного диска) в миллиметровом диапазоне длин волн позволило измерить распределе­ние радиояркостных температур по диску Луны и их изменение в течение лунных суток. Измерения показа­ли, что моря ночью теплее материков; кроме того, что моря медленнее нагревались и медленнее остывали, чем материки. Это свидетельствовало о различии электри­ческих и теплофизических свойств вещества лунного грунта в морских и материковых районах. По данным измерений верхний покров морских районов в среднем оказался сложенным из более плотного вещества, чем верхний покров материков. Впоследствии такие разли­чия- были обнаружены и в образцах грунта, доставлен­ных из разных районов Луны.

Радиолокация Луны проводилась на 19 длинах воля от 8,6 мм до 19,2 м. На большинстве длин волн были измерены эффективная площадь рассеяния (б/па2) — величина, показывающая, какой площади поверхности идеально отражающего диска соответствует сигнал, от­раженный от сферической поверхности реальной плане­ты. Также были измерены диаграммы обратного рас­сеяния и «доплеровские» спектры.

Обработка данных интегральных измерений эффек­тивной площади рассеяния, диаграмм обратного рассея­ния (рис. 15) и «доплеровских» спектров позволила определить коэффициент отражения вещества верхнего покрова Луны на разных длинах волн, а также эффек­тивную диэлектрическую проницаемость и плотность вещества грунта Луны. Эти данные относились к цент­ральной части диска Луны, которая участвовала в фор­мировании отраженного сигнала. Оценка плотности грунта по данным радиофизических измерений стала возможной после проведения многочисленных измере­ний различных образцов земных -горных пород горьков­ским радиофизиком В. Д. Кротиковым, а впоследствии американскими физиками И. Ульрихом и М. Кемпбе­лом. Для обезвоженных горных пород различной степе­ни раздробленности и разного состава В. Д. Кротико­вым была получена связь эффективной диэлектриче­ской проницаемости е и плотности g. Такая же связь между є и g, определенная В. Д. Кротиковым для пред­полагаемых аналогов лунного грунта, впоследствии бы­ла экспериментально подтверждена и для лунных по­род при исследовании доставленных с Луны образцов в земных лабораториях.

Результаты интегральных радиолокационных на­блюдений Луны в широком частотном диапазоне по­казали, что с ростом длины волны возрастает коэффи­циент отражения. Так как глубина проникновения ра­диоволн увеличивается с ростом длины волны, то этот факт, видимо, связан с ростом плотности грунта. По­следнее было экспериментально доказано при анали­зе лунного грунта, собранного с разных глубин.

Радиолокационное картографирование Луны было проведено на длинах волн 3,8; 23 и 70 см с линейным разрешением по поверхности от 5 до 1 км. (Следует сказать, что флуктуации коэффициента преломления земной атмосферы не позволяют реализовать линейное разрешение на Луне при наблюдении с помощью даже наземных оптических телескопов лучше 0,7 км.)

Оказалось, что все старые кратеры с развитыми лу­чевыми системами, такие, как кратеры Тихо, Копер­ник, Теофил, Аристарх, имеют большую «радиолока­ционную яркость» и обладают не только радиолока­ционными, но и тепловыми аномалиями — имеют более высокие ночные температуры, чем окружающие их об­ласти. Это, вероятно, связано с большей плотностью ве­щества покрова, что и определяет большую отража­тельную способность в радиодиапазоне и меньшую теп­ловую инерцию. Карты радиолокационной отражатель­ной способности очень сходны с оптическими фотогра­фиями (на последней странице обложки приведена ра­диолокационная карта района кратера Тихо). Это вы­звано тем, что интенсивность отраженного сигнала за­висит в большей степени от наклонов поверхности, чем от плотности грунта.