ФИРЭ: РАДИОЛОКАЦИОННЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ КОМЕТ
Электромагнитное освоение космоса

РАДИОТЕХНИКА И ЭЛЕКТРОНИКА, 1998, том 43, № 9, с. 1076-1080.

УДК 621.396.96; 523.6

РАДИОЛОКАЦИОННЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ КОМЕТ

 А. Л. Зайцев

(Институт радиотехники и электроники РАН, Фрязино)

Анализ результатов предыдущих радиолокационных исследований и прогноза предстоящих в ближайшие 25 лет наиболее тесных сближений периодических комет с Землёй свидетельствует о наличии потенциальной возможности их эпизодических исследований с помощью модернизированной радиолокационной системы Евпатория ® Эффельсберг. Однако, для регулярных исследований множества малых тел Солнечной системы необходим специализированный и значительно более мощный астероидно-кометный радиолокатор.

ВВЕДЕНИЕ

Кометы значительно более трудны для радиолокационных исследований, чем планеты [1] или астероиды [2]. Причин тут две — очень малые, по астрономическим масштабам, размеры и крайне редкие сближения с Землёй до расстояний, при которых существующие планетные радиолокаторы в состоянии обнаружить эхосигналы. Известно о 12 попытках радиолокации комет, из которых лишь 6 оказались удачными. Однако, только радиолокация, как это было в своё время с Венерой, позволяет разглядеть поверхность под оптически непрозрачной оболочкой и именно радиолокация даёт возможность определить параметры роя мелких фрагментов, сопровождающих ядра комет. Кроме того, радиолокационные измерения лучевой скорости и расстояния обеспечивают существенное уточнение орбиты, поскольку, в отличие от оптической астрометрии, здесь определяются координаты центра масс, а не фотоцентра кометы.

СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ПРЕДЫДУЩИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

Первые попытки радиолокационного обнаружения ядер комет, оказавшиеся, к сожалению, неудачними, были предприняты на планетном радиолокаторе в Хайстеке, США [3] в январе 1971 и 1975 годов в периоды очередных сближений с Землёй кометы Когоутека. Первая успешная радиолокация связана с именем Поля Камоуна, которому в ноябре 1980 года с помощью планетного радиолокатора в Аресибо, Пуэрто Рико, удалось обнаружить эхосигналы от ядра кометы Энке [4]  в период её сближения с Землёй до минимального расстояния Rmin = 0,295 Астрономической единицы (АЕ). В результате этой радиолокации впервые прямыми экспериментальными методами, за 6 лет до полётов к комете Галлея космических аппаратов “Вега 1 и 2” и “Джотто”, было доказано наличие у кометы компактного ядра. Кроме того, были измерены радиолокационное поперечное сечение ядра для зеркальной компоненты радиоэха soc, доплеровское смещение частоты эхосигналов и величина уширения спектральной линии B, которое связано с отражением от вращающейся протяжённой цели, каковой является ядро кометы. Основываясь на оценке периода вращения ядра P = 6h 20m ± 40m, полученной из оптических измерений асимметрии комы и вариаций размеров гало, были найдены нижняя и верхняя границы размеров ядра D = (0,5 — 3,8) км.

Всего за прошедшие с тех пор 16 лет было выполнено лишь 6 успешных радиолокационных исследований комет. Перечень этих экспериментов и условия радиолокации систематизированы в таблице 1. Здесь и далее приняты следующие обозначения:

GS — комета Grig-Skjellerup,

IAA — комета IRAS-Araki-Alcock,

SSF — комета Sugano-Saigusa-Fujikava,

Rmax, АЕ — максимальное расстояние в период радиолокации, в Астрономических единицах,

l — длина волны,

soc — радиолокационное поперечное сечение для зеркальной (OC) компоненты эхосигнала,

m = ssc /soc — поляризационное отношение для поверхности ядра, равное отношению мощностей эхосигналов, принятых в каналах, соответствующих диффузной (SC) и зеркальной компонентам при круговой поляризации зондирующего сигнала,

B — максимальная ширина спектра эхосигнала,

V = lB/2 — максимальная разность скоростей приближающегося и удаляющегося краёв видимого диска ядра кометы,

sc — радиолокационное поперечное сечение роя мелких фрагментов, сопровождающих ядро,

m c — поляризационное отношение для роя,

d — склонение на дату максимального сближения,

D — средние размеры ядра,

Q — отношение мощности сигнала к стандартному отклонению мощности шума.

Таблица 1. Перечень комет и условия их радиолокации.

Комета

Дата

Rmax, АЕ

Локатор

l, см

Эхосигналы

Энке

11.1980

0,36

Аресибо

12,6

От ядра

GS

05.1982

0,33

Аресибо

— // —

— // —

IAA

05.1983

0,033

Голдстоун

12,9

От ядра и роя

— // —

— // —

— // —

Аресибо

12,6

— // —

— // —

— // —

0,072

Голдстоун

3,5

От ядра

SSF

06.1983

~ 0,06

Аресибо

12,6

— // —

Галлея

11.1985

0,63

Аресибо

— // —

Только от роя

Хиакутаке

03.1996

0,10

Голдстоун

3,5

От ядра и роя

Радиолокатор в Аресибо имеет неподвижную 300-м антенну, усиление которой до последней модернизации (1997 год) составляло на волне 12,6 см около 70 дБ, радиолокатор в Голдстоуне, Калифорния, в 1983 году имел 64-м антенну с усилением порядка 62 и 71 дБ, соответственно, на волнах 12,9 и 3,5 см, сейчас диаметр этой антенны составляет 70 м, а усиление на волне 3,5 см — около 74 дБ. Передатчики локаторов работают в непрерывном режиме со средней мощностью (370 - 490) кВт, суммарная шумовая температура приёмных систем составляла (20 - 50) К. Более детальные сведения о конкретных параметрах радиолокационных систем содержатся в соответствующих публикациях, приведённых в списке литературы.

Одной из интересных специфических особенностей комет, как объектов радиолокационных исследований, является возможность получения эхосигналов не только от ядер, но и от комы — центральной и наиболее яркой области головы кометы. Такая возможность была предсказана теоретически [5] на основе представлений о коме как рое (облаке) размером в сотни километров, состоящем из мелких, от 1 мм и более, фрагментов, сопровождающих ядро. В 1983 году эта модель получила экспериментальное подтверждение — при радиолокации кометы IAA в Голдстоуне и Аресибо (см. табл. 1) в спектрах эхосигналов были обнаружены две компоненты: узкополосная, B ~ (3,0 — 3,5) Гц и широкополосная, B ~ (250 — 600) Гц, [6, 7]. По данным, полученным в Аресибо, пиковое значение мощности широкополосной компоненты составляет лишь 1% от пика узкополосной компоненты, а максимум спектра роя смещён на 30 Гц вниз относительно пика от ядра.

Кроме кометы IAA, эхосигналы от роя были обнаружены также у комет Галлея и Хиакутаке, причём комета Галлея оказалась единственной, у которой отсутствовало отражение от ядра, что было объяснено чрезвычайно низкой, порядка 0,1 г/см3, плотностью его поверхностного слоя, [8]. В этом смысле комета Галлея отдалённо напоминает Сатурн, кольца которого, состоящие из множества обломков, дают мощное отражение (soc ~ (108 — 109) км2 на волне 13 см), в то время, как эхосигналы от самой планеты обнаружить не удалось.

Радиолокационные характеристики ядер (Таблица 2) имеют ряд как общих, так и специфических черт. Для четырёх из пяти обнаруженных ядер радиолокационное поперечное сечение soc не превышает 1,1 км2. Исключение составляет лишь комета IAA, при этом измерения на волне 3,5 см дали вдвое большее значение soc, что пока не получило убедительного объяснения, кроме тривиального предположения, что за 3 дня, на которые разнесены эти измерения, несферичное ядро могло соответствующим образом развернуться. Вполне вероятно, что причиной неудачных попыток радиолокационного обнаружения остальных шести комет явилось гораздо более низкое значение soc, порядка того, что измерено для кометы SSF. Поэтому в будущем, при первой предварительной оценке радиолокационной обнаружимости только что открытых комет, параметры которых неизвестны, именно значения soc ~ (0,04 — 0,05) км2 следует принять как более корректные.

Таблица 2. Радиолокационные характеристики ядер комет

Комета

soc, км2

m

B, Гц

V, см/с

Энке

1,1 ± 0,7

6 ± 3

37,8 ± 18,9

GS

0,5 ± 0,13

< 0,3

< 1

< 6,3

IAA, 12,9 см

2,25

3,0 — 3,3

18,8 — 22,0

IAA, 12,6 см

2,37 ± 0,5*)

0,105 ± 0,005

3,5 ± 0,1

22,0 ± 0,6

IAA, 3,5 см

4,44

0,25

20,3 ± 0,4

35,9 ± 0,7

SSF

~ 0,04

~ 0,1

2

12,6

Хиакутаке

0,178 — 0,192*)

0,39 — 0,7

12 ± 0,4

21,0 ± 0,7

*) Полное значение радиолокационного поперечного сечения s = soc (m + 1).

————

Сведения о поляризационном отношении m более скудны. Наиболее надёжными являются измерения на волне 12,6 см для кометы IAA. Столь низкое (m ~ 0,1) значение свидетельствует о незначительной деполяризации эхосигналов от ядра и даёт основание предположить, что поверхностный слой не содержит неоднородностей, приводящих к переотражениям и поляризационной “рандомизации”. Сказанное выше о природе двухкратного увеличения soc на волне 3,5 см может быть отнесено также и к аналогичному увеличению m. Однако не исключено, что большая степень деполяризации на волне 3,5 см является следствием физических особенностей ядер, поскольку схожая картина имеет место и для кометы Хиакутаке.

Значительный разброс измерений ширины спектра эхосигналов B связан с его прямо пропорциональной зависимостью от центральной частоты зондирующего колебания. Поэтому нормировка, осуществляемая путём перехода к произведению V = lB/2, физический смысл которой — диапазон лучевых скоростей приближающегося и удаляющегося краёв видимого диска вращающего небесного тела, отмеченный разброс существенно снижает. Среднее по множеству из шести (без кометы GS) измерений даёт Vave ~ 25 см/с, что также можно будет принять в дальнейшем для ориентировочной оценки полосы согласованной фильтрации при расчетах отношения сигнал/шум и при выборе параметров оперативного цифрового обнаружения недавно открытых комет.

Сведений о радиолокационных параметрах роя мелких частиц вокруг ядра (Таблица 3) существенно меньше. Здесь можно отметить существенно большую ширину спектра эхосигналов и весьма значительное отношение радиолокационного поперечного сечения роя к сечению ядра sc/soc у комет Галлея и Хиакутаке, а также очень малое, порядка 1%, поляризационное отношение у роя кометы IAA, свидетельствующее об отсутствии рассеяния и об однократном характере обратного отражения от мелких частиц. Для сравнения — кольца Сатурна, также состоящие из множества обломков, но несколько больших размеров, на волне 13 см имеют высокое, порядка 70%, радиолокационного альбедо и m ~ 0,5, что характерно для многократного рассеяния без значительных потерь.

Таблица 3. Радиолокационные характеристики роя мелких фрагментов, сопровождающих ядро.

Комета

sc, км2

m

B, Гц

sc / soc

IAA, 12,9 см

~ 0,56*)

~ 255

~ 0,25

IAA, 12,6 см

0,81 ± 0,16

0,014 ± 0,003

600 ± 50

0,38

Галлея

32 ± 10

< 1

~ 100

> 10

Хиакутаке

1,25 — 1,42*)

< 1

~ 3000

7,0 — 7,4

*) Для зеркальной компоненты эхосигнала.

Асимметрия спектра эхо от роя свидетельствует об эжекции сантиметровых частиц с поверхности ядра кометы IAA преимущественно на солнечной стороне, [6]. Анализ спектра эхосигналов от роя кометы Хиакутаке привёл к заключению, что отражение происходит от пористых гранул сантиметровых размеров. Эти гранулы вылетают из ядра со скоростями в несколько десятков метров в секунду, что много больше первой космической скорости для данного ядра. Поэтому гранулы являются одним из основных компонентов потери массы ядрами активных комет под действием солнечного излучения, [9]. Здесь мы имеем уникальную возможность прямых экспериментальных исследований эволюции небесного тела, поскольку она протекает в обозримом времени. Кроме того, эжекция частиц с поверхности ядра приводит к негравитационным возмущениям орбиты, поэтому радиолокационная астрометрия ядра наряду с возможностью учёта негравитационных сил позволяет существенно увеличить устойчивость многолетнего прогноза движения кометы.

ПОТЕНЦИАЛЬНЫЕ ВОЗМОЖНОСТИ РАЗНЕСЁННОЙ РАДИОЛОКАЦИОННОЙ СИСТЕМЫ ЕВПАТОРИЯ ® ЭФФЕЛЬСБЕРГ

Представляет интерес проанализировать перспективы будущих радиолокационных исследований комет. Предстоящие в ближайшие 25 лет сближения известных короткопериодических комет в хронологическом порядке перечислены в Таблице 4. Данные о минимальном расстоянии, склонениии и ориентировочных размерах предоставлены Ю. Медведевым из ИТА РАН, за что автор ему искренне благодарен. Для оценки отношения сигнал/шум можно использовать следующее упрощённое выражение, [10]:

Q = 2,53 · 10-24 ·E ·C ·Ti1/2,

где E = Pt ·St ·Sr /Ts ·l3/2 — радиолокационный потенциал, C = s0×D3/2·P1/2·R–4 — параметры цели, а Ti — время некогерентного накопления после согласованной фильтрации в полосе B, равной доплеровскому уширению спектральной линии из-за вращения ядра. Параметры, входящие в E, обозначают, соответственно, излучаемую мощность Pt, эффективные площади передающей и приёмной антен St и Sr, суммарную шумовую температуру приёмной системы Ts и длину волны l. К параметрам цели C относятся радиолокационное альбедо ядра s0, его средние размеры D и период вращения P, а также расстояние “локатор — комета” R, выраженное здесь в АЕ.

В настоящее время и, по-видимому, в обозримом будущем, единственной мощной системой радиолокационной астрономии, находящейся вне США, является сиcтема, основу которой составляют 70-м антенна с St ~ 2500 м2 и передатчик 6-см диапазона с непрерывной мощностью 150 кВт, расположенные в Евпаторийском центре дальней космической связи, и 100-м радиотелескоп (Sr ~ 4000 м2) Боннского института радиоастрономии, находящийся в Эффельсберге. Разнесённая система Евпатория ® Эффельсберг впервые была использована для радиолокационных исследований астероида 4179 Таутатис [11] в период его очередного сближения с Землёй в декабре 1992 года. В результате модернизации, проект которой существует, её радиолокационный потенциал может быть доведён до 132 дБ за счёт увеличения до 300 кВт излучаемой мощности и снижения Ts до 20 К.

В качестве параметров цели для R и D примем значения, приведённые в соответствующих столбцах таблицы 4. Радиолокационное альбедо оценено только для ядра кометы IAA и составляет 0,039, [9]. Сведения о периоде вращения ещё более неопределённы, чем оценки размеров ядер. Общепринято лишь, что скорости собственного вращения не должны быть слишком быстрыми, поскольку ядра очень рыхлые и не могут противостоять значительным центробежным силам. Оценки периода вращения для кометы Галлея, например, лежат в пределах (2,2 — 7,4) суток, [12]. Данные о доплеровском уширении эхосигналов от ядер (табл. 2) также свидетельствуют о довольно медленном собственном вращении, поэтому в расчётах для более мелких, чем комета Галлея, объектов вполне корректно принять P = 24 часа. Время интегрирование взято равным 8 часам, что соответствует средней продолжительности зоны совместной видимости комет с положительными склонениями для разнесённой системы Евпатория ® Эффельсберг. Результаты вычислений отношения сигнал/шум в таблице 4 приведены для указанного там же диапазона размеров ядер.

Вычисления Q для первого из сближений кометы 45P носят чисто познавательный характер, поскольку из-за большого отрицательного склонения эта комета не будет видна в северном полушарии в период минимального расстояния от Земли. Если учесть, что в случае планет и астероидов оценки радиолокационного поперечного сечения, доплеровского смещения и ширины спектра становятся состоятельными уже при Q ³ 5, то в целом можно констатировать наличие принципиальной возможности радиолокационных исследований комет, при условии, что реальные размеры окажутся несколько выше приведённых в таблице 4 их нижних границ.

Таблица 4. Предстоящие сближения короткопериодических комет до расстояния менее 0,2 АЕ на интервале 1998-2023 гг и ожидаемое отношение мощности эхосигналов от ядра и флуктуаций шума для модернизированной радиолокационной системы Евпатория ® Эффельсберг, l = 6 см.

Комета

Дата

Rmin, АЕ

d, град

D, км

Q

73P/Schwassmann-Wachmann 3

05.2006

0,078

26,5

0,1 — 0,95

2,1 — 63

103P/Hartley 2

10.2010

0,128

35,6

0,2 — 3,31

0,8 — 54

45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova

08.2011

0.060

-68,0

0,1 — 1,05

6 — 210

45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova

02.2017

0,083

26,0

— // —

1,7 — 57

41P/Tutle-Giakobini-Kresak

03.2017

0,136

56,5

0,1 — 1,81

0,2 — 19

46P/Wirtanen

12.2018

0,085

21,5

0,3 — 2,51

8 — 190

Обратившись вновь к перечню комет, исследовавшихся с помощью радиолокации (табл. 1), следует заметить, что лишь три из них были известны задолго до экспериментов и что наиболее значительные результаты были получены именно по новым кометам IAA и Хиакутаке. Поэтому в будущем надо быть готовыми к оперативной радиолокации и тех комет, которые пока неизвестны. Так, комета IAA была открыта всего за неделю до своего нижнего соединения с Землёй, а расчёт целеуказаний для аппаратуры и углового сопровождения был закончен на 10 минут позже того момента, когда комета вошла в зону обзора неподвижной антенны в Аресибо. Как уже отмечалось выше, в случае только что открытых комет, при ориентировочной оценке отношения сигнал/шум и выборе параметров оперативного цифрового обнаружения эхосигналов величину доплеровского уширения спектральной линии можно определить из эмпирической формулы B, Гц ~ 50 / l, см, что для l = 6 см даёт B ~ 8,3 Гц, а поперечное сечение soc принять равным (0,04 — 0,05) км2.

Дальнейший прогресс радиолокационных исследований множества околоземных астероидов и комет и, в целом, всей популяции малых тел Солнечной системы, связан с созданием первого специализированного инструмента радиолокационной астрономии, имеющего значительно более высокий потенциал. Так, предлагаемый вариант астероидно-кометного радиолокатора (АКР), основу которого составят две, передающая и приёмная, антенны диаметром 100 м каждая, имеющие St = Sr = 6000 м2 и непрерывный передатчик на волне 3,5 см с Pt = 1 Мвт, будет иметь E = 144 дБ, [13]. Те же значения Q, которые приведены в таблице 4, данным АКР достигаются за Ti = 2 мин.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Подводя итог, можно констатировать, что радиолокация является эффективным средством исследования ядер комет и “космического мусора”, сопровождающего ядро. Существует потенциальная возможность эпизодических исследований наиболее близко пролетающих мимо Земли комет с помощью модернизированной системы Евпатория ® Эффельсберг. Однако для обеспечения регулярных исследований множества малых тел Солнечной системы необходим существенно более мощный, специализированный астероидно-кометный радиолокатор.

Автор искренне благодарен за помощь С. Остро из JPL, США, приславшему рукопись статьи [9] до её выхода из печати и А. Г. Сокольскому из ИТА РАН.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
  1. Котельников В. А. и Петров Г. М. “Радиолокационная астрономия”. В ежегоднике “Наука и человечество, 1982”, М., “Знание”, стр. 203-223.
  2. Ostro, S. J. “Radar observations of asteroids”. In “Asteroids II”, eds. R. Binzel, T. Gehrels, and M. Matthews, Arizona Press, Tucson, 1989, pp. 192-212.
  3. Chaisson E. J., Ingals R. P., Rogers A. E. E., and Shapiro I. I. “Upper limit on the radar cross-section of comet Kohoutek”, Icarus, 24, 188-189 (1975).
  4. Kamoun P. G., Campbell D. B., Ostro S. J., Pettengill G. H., and Shapiro I. I. "Comet Encke: radar detection of nucleus", Science, 216, 293 (1982).
  5. Kamoun P. G., Pettengill G. H., and Shapiro I. I. “Radar detectability of comets”, in “Comets”, Tucson: Univ. of Arizona Press, 1982. Ed. by L. Wilkening, pp. 288-296.
  6. Harmon J. K., Campbell D. B., Nine A. A., Shapiro I. I., and Marsden B. G.. "Radar observations of comet IRAS-Araki-Alcock 1983d", Astrophys. J., 338, 1071 (1989).
  7. Campbell D. B., Harmon J. K., and Shapiro I. I. "Radar observations of comet Halley", Astrophys. J., 338, 1094 (1989).
  8. Goldstein R. M., Jurgens R. F., and Z. Sekanina. “A radar study of comet IRAS-Araki-Alcock”, Astron. J., 89, 1745 (1984).
  9. Harmon J. K., Ostro S. J., Bender L. A. M., Rosema K. D., Jurgens R. F., Winkler R., Yeomans D. K., Choate D., Cormier R., Giorgini J. D., Mitchell D. L., Chodas P. W., Rose R., Kelley D., Slade M. A., Thomas M. L. "Radar Detection of the Nucleus and Coma of Comet Hyakutake (C/1996 B2)", Science, 1998, in press, номера страниц будут вписаны при корректуре.
  10. Зайцев А. Л. “Радиолокационные исследования астероидов, сближающихся с Землёй”. Диссертация на соискание учёной степени доктора физико-математических наук, ИРЭ РАН, Фрязино, 1997.
  11. Зайцев А. Л., Сокольский А. Г., Ржига О. Н., Вышлов А. С., Кривцов А. П., Шубин В. А. “Радиолокационные исследования астероида 4179 Таутатис на волне 6 см”, Радиотехника и электроника, 38, 1842 (1993).
  12. Rahe J., Vanysek V., and Weissman P. R. “Properties of cometary nuclei”, in “Hazards due to comets and asteroids” , Tucson: Univ. of Arizona Press, 1994. Ed. by T. Gehrels, pp. 597-634.
  13. Зайцев А. Л. “Астероидно-кометный радиолокатор: предпосылки и концепция проекта”, “Радиотехника”, 1998, в печати, номера страниц будут вписаны при корректуре.