Астрономические наблюдения из космоса - неотъемлемая часть современной астрофизики. Звезды, туманности и галактики излучают не только видимый свет, но и радиоволны, инфракрасное, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение, несущие важнейшую информацию об излучающем объекте. Однако к поверхности Земли, кроме видимого света, доходят только радиоволны и коротковолновое (1-4 мкм) инфракрасное излучение; атмосфера непрозрачна для высокоэнергичного излучения (гамма-, рентгеновского и ультрафиолетового) и почти непрозрачна для длинноволнового инфракрасного света. Поэтому астрономы для исследования этих видов излучения поднимают приборы над поглощающими слоями атмосферы. См. также АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА; ЭЛЕКТРОМАГНИТНОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ.

Внеатмосферная астрономия нужна и для некоторых наблюдений в видимом свете. Проходя сквозь атмосферу, свет рассеивается на пылинках, поглощается молекулами озона и воды и преломляется на неоднородностях плотности, в результате чего изображения дрожат и становятся размытыми. В 1980-х и 1990-х годах была создана техника адаптивной оптики, способная в реальном времени изменять форму оптической поверхности (например, зеркала телескопа) для компенсации атмосферного дрожания и размытия. Это существенно повысило четкость изображений у наземных телескопов - до десятых долей угловой секунды. Но лучших результатов достигнуть не удается; к тому же собственное свечение ночной атмосферы и рассеянный в ней свет городских и дорожных огней мешают астрономам изучать объекты низкой поверхностной яркости - туманности и галактики, - даже находясь на отдаленных горных обсерваториях. У телескопов, работающих на орбите, небо гораздо темнее и изображения намного более четкие.

Для первых внеатмосферных астрономических наблюдений использовали баллистические ракеты, которые лишь на несколько минут поднимались над плотными слоями атмосферы. Еще в конце 1940-х годов ученые США измерили ультрафиолетовое излучение Солнца, используя захваченные немецкие ракеты "Фау-2", которые запускали на полигоне Уайт-Сэндс (шт. Нью-Мексико). Однако внеатмосферная астрономия реально встала на ноги, когда кратковременные выходы в космос с помощью высотных ракет были дополнены детальными исследованиями с борта орбитальных обсерваторий.

раздел астрономии, в котором тела Солнечной системы исследуются с помощью радиоволн, посланных передатчиком и отражённых этими телами (см. Планетный радиолокатор). Методы Р. а. используются для решения задач астрометрии и астрофизики.

Применение радиолокации дало возможность измерять расстояния до небесных объектов по времени, в течение которого радиосигнал достигает небесного тела и возвращается обратно. Точность этих измерений (< 1 км) значительно превышает точность определения расстояний на основе астрометрических наблюдений, в связи с чем они применяются для уточнения значений фундаментальных астрономических постоянных, параметров движения тел Солнечной системы, их размеров. Радиолокация ближайших планет способствует большей точности выведения космических аппаратов к планетам, посадки их в заданных районах поверхности планет.

Измеренное радиолокационным путём расстояние до ближайшей к Земле точки поверхности планеты О (рис. 1) в сочетании с расстоянием до центра масс планеты С, положение которого определяется законами небесной механики, позволяет вычислить расстояние этой точки от центра планеты и таким образом - высоту её над некоторой средней поверхностью.

При радиолокации планет в периоды их прохождения за Солнцем было обнаружено запаздывание момента прихода эхо-сигнала, обусловленное уменьшением скорости распространения электромагнитных волн в поле тяготения Солнца, в соответствии с теорией тяготения Эйнштейна. Обнаружение этого эффекта послужило одной из экспериментальных проверок общей теории относительности.

Решение многих астрофизических задач в Р. а. базируется на исследовании смещения и расширения спектральной линии эхо-сигнала вследствие Доплера эффекта, обусловленного движением объекта, отражающего радиосигнал, относительно наблюдателя. Этим методом изучается движение метеоров в атмосфере Земли, движение ионизованных образований в солнечной короне, вращение планет. Крупнейшим достижением Р. а. явилось определение периода и направления вращения Венеры и Меркурия.

Высокая проникающая способность радиоволн позволила преодолеть плотный облачный слой Венеры, непрозрачный для оптических лучей, и получить первые сведения о её поверхности. Измерения интенсивности отражённого сигнала, которая зависит от величины коэффициента отражения материала поверхности, показали, что поверхность Венеры по электрическим свойствам близка к скальным породам на силикатной основе, которые широко распространены на Земле. В центре диска Венеры наблюдается яркий блик, а края тонут в тени, как у зеркально гладкой сферы. Это явление имеет место на радиоволнах и у др. планет с твёрдой поверхностью (в видимых лучах это явление не наблюдается). Юпитер и Сатурн, имеющие мощную газовую оболочку, не дают заметного отражения. В то же время кольца Сатурна оказались хорошим отражателем и рассеивают радиоволны подобно тому, как облака рассеивают видимый свет.

В Р. а. разработан метод получения изображения поверхности планет, основанный на выделении из всего отражённого планетой эхо-сигнала частей, соответствующих небольшим участкам поверхности планеты. В основе этого метода лежит анализ распределения интенсивностей эхо-сигнала по времени прихода на приёмную аппаратуру и по доплеровским смещениям частоты: время возвращения сигнала и смещение частоты зависят от расстояния до того или иного участка поверхности планеты и от лучевой скорости этого участка относительно антенны радиолокатора и закономерно изменяются от точки к точке. Точки, лежащие на некоторой окружности 1, плоскость которой перпендикулярна лучу зрения (рис. 1), находятся на одинаковом расстоянии от антенны радиолокатора; эта окружность является линией равных запаздываний эхо-сигнала. Точки, лежащие на окружности 2, плоскость которой параллельна лучу зрения и оси вращения планеты PP', имеют по отношению к антенне радиолокатора одинаковые лучевые скорости; эта окружность является линией равных доплеровских смещений. Рассчитав на основании известного движения планеты запаздывание и доплеровское смещение для точек окружностей 1 и 2, по этим величинам из суммарного эхо-сигнала выделяют сигналы, отражённые участком поверхности вблизи точки В, лежащей на пересечении окружностей, и измеряют их интенсивность. Разделение сигналов, отражённых точками В и B', для которых расстояние и лучевая скорость одинаковы, осуществляется за счёт пространственной избирательности антенны или радиоинтерферометра.

На рис. 2(А) представлено изображение участка Луны, полученное этим методом (Массачусетсский технологический институт, США). Качество изображения мало уступает фотографическому снимку, сделанному с Земли с помощью оптического телескопа. Отражённый сигнал принимался одновременно двумя антеннами, что позволило измерить по разности фаз принятых сигналов отклонение лунной поверхности в каждой точке от некоторой средней поверхности. Измеренное отклонение высот показано на рис. 2(В), причём тёмным изображены более низкие места, а светлым - возвышенные. Применение этого метода особенно перспективно для Венеры, поверхность которой недоступна прямому фотографированию. К 1974 получено изображение небольшого участка поверхности Венеры, на котором заметны кратеры.

Если при радиолокации планет и Луны изучаются радиоволны, отражённые их твёрдой поверхностью, то при исследовании Солнца принимается эхо-сигнал, отражённый ионизованным газом солнечной короны. С помощью радиолокации в солнечной короне обнаружены образования, движущиеся со скоростями до 200 км/сек как к периферии, так и к центру Солнца. При радиолокации метеоров радиосигнал отражается протяжённым ионизованным следом, возникающим при входе частиц в земную атмосферу.

Радиолокация метеоров и Луны была начата в 40-х гг. 20 в. Первые эхо-сигналы от солнечной короны были получены в 1959 (США), а от Венеры в 1961 (СССР, США, Великобритания). Основная трудность радиолокационных наблюдений состоит в том, что интенсивность принимаемых сигналов убывает пропорционально расстоянию до исследуемого объекта в четвёртой степени. Это ограничивает возможности радиолокации пределами Солнечной системы.

Лит.: Котельников В. А. [и др.], Успехи планетной радиолокации, "Природа", 1964, № 9; Шапиро И., Радиолокационные наблюдения планет, пер. с англ., "Успехи физических наук", 1969, т. 99, в. 2; Дубинский Б. А., Слыш В. И., Радиоастрономия, М., 1973; Radar astronomy, ed. by J. V. Evans, N. Y. [a. o.], [1968].

Б. А. Нубийский, О. Н. Ржига.

Рис. 2. А - изображение участка Луны с кратерами Птолемей, Альфонс, Арзахель, полученное радиолокационным методом. В - карта высот, полученная в тех же измерениях. Переход от черного к светлому соответствует изменению высоты на 6 км.

Рис. 1. Линии равных запаздываний ( 1 ) и равных доплеровских смещений ( 2 ) на поверхности планеты; PP' - ось вращения, О - центр диска, С - центр масс, B и B' - выделяемые участки поверхности планеты.