1、深空網無線電科學研究的一種手段Sami Asmar & Nicholas Renzetti April 15, 1993簡介 無線電科學實驗主要是利用航天器和深空網的傳感器之間的無線電鏈路。深空網的通訊設備和航天器上的通訊系統構成了無線電科學實驗的主要單元。研究人員通過測量來自航天器的無線電信號的相位或幅度的一些微小變化來研究行星和他們的衛星的大氣和電離層結構，行星的引力場、形狀、質量，行星環，歷表，太陽日冕，磁場，慧尾以及廣義相對論范疇的引力波和引力紅移。一、介紹1二、深空網一種無線電科學設備2三、無線電信號傳播與掩星探測技術8四、日冕與太陽風的研究12五、天體力學研究17六、低頻引

2、力輻射探究21七、相對論時間延遲的測量23八、在慧尾時航天器的減速25一、介紹深空網是由美國NASA噴氣推進實驗室（JPL）加利福尼亞技術研究所管理的一個無線電通訊組織。它最初的功能是為探索太陽系提供地球和航天器之間的雙程通信。為開展這項任務，它配備了高功率的發射機，低噪聲放大器和接收器，以及經度上適當全球平均分布的深空站，它們分別是位于加利福尼亞的Goldstone；靠近西班牙馬德里的Robledo；靠近澳大利亞堪培拉的Tidbinbilla。其中有兩個站位于北半球，第三個位于南半球。Waff (1993)曾經對深空網目前的發展狀況進行過歷史性的回顧。深空網由四個子網構成，每個子網有一個天線

3、。圖1給出的四個子網分別是：70米直徑子網（站的標識是DSS-14, DSS-43, DSS-63）；34米直徑標準子網（DSS-12, DSS-42, DSS-61）；34米直徑高效率子網（DSS-15, DSS-45, DSS-65）；26米直徑子網（DSS-16, DSS-46, DSS-66）。另外一個子網正處于建設階段。它包括三個34米波導天線，這種天線除了X波段（8.4GHz）外還提供Ka波段的有效通信。該子網也可以在Ka波段發射信號為Cassini無線電科學實驗提供支持。這些深空通訊體與航天器上的無線電通訊子系統一起構成了無線電科學儀器的主要單元。研究人員通過檢測從航天器到地面接

4、收站之間的無線電信號的相位和振幅的變化來研究行星及他們的衛星的大氣和電離層的結構，行星重力場，質量，行星環，行星歷表，太陽等離子體，磁場，彗星comae，以及引力波和引力紅移等廣義相對論方面的理論。二、深空網一種無線電科學設備除了與深空任務進行通信外，深空網還產生準確的無線電科學數據觀測量。下面給出的是深空站的不同子系統對無線電科學數據的影響的一個總的描述。圖2和圖3是這些子系統的框圖，說明了不同子系統之間以及與航天器上的無線電儀器之間是如何相互作用的。圖2描述的是火星觀察者號（Mars Observer）任務，圖3描述的是伽利略號（Galileo）任務。表1列出了深空站適用于無線電科學的一些

5、特性。天線的大拋物面將入射的射頻信號聚焦到一個副反射器上。通過調整副反射器的位置使信號能量盡可能的傳遞到天線的其他部位。發射過程中，射頻信號的能量集中在副反射器上，調整副反射器使能量盡可能傳遞到主反射器，再由主反射器傳遞到目標航天器。有幾種可能的方法可以使大天線保持對航天器的正確指向。一種方法是“共視掃描”，天線對已捕獲的信號進行圓錐式的掃描。閉環接收機的反饋提供給某種算法，該算法對掃描模式與接收的信號水平進行比較，然后對航天器信號視方向的掃描中心點進行補償。對于大多數的掩星觀測，存在信號變化強烈或信號水平較弱的情況，此時天線是盲指向的，CONSCAN方法不再適用。可以用航天器導航儀提供的星歷

6、來計算每個天線瞄準角的預測值。在跟蹤階段開始前，應先將預測值轉換為天線的坐標。通過安裝在天線上的計算機來調整副反射器的位置和折射角，最后再加上一個系統的誤差修正。對于70-m和34-m的標準子網，兩個接收通道都可以接收S-波段（2.3GHz）或X-波段（8.4GHz）信號。目前這些站還只能發射S-波段信號。每一個頻段允許有一個或兩個圓極化。對于34-m高效子網，只有一個通道且X-波段的上下行效果最優。34-m天線有一個低功率發射機（20kW），70-m天線有一個高功率發射機（400kW）。只要信號被天線的前端鎖定，就被傳輸到低噪聲放大器（微波激發器）然后再到接收機。深空網一般有兩種接收形式。一

7、種是閉環接收，它通過線路中的反饋回路提供了快速捕獲航天器信號和遙測鎖的能力。為了能夠在最短的時間內捕獲信號，閉環接收機需要有預測值來驅動。載波信號和測距頻譜被傳送到多普勒計數器來數多普勒周，計算航天器的距離，然后再將該數據實時傳輸到JPL。位于測量數據系統和連續測距系統中心的跟蹤系統處理多普勒和測距類型數據以及信號強度信息。測量數據系統控制測站的所有跟蹤系統功能，數多普勒周，格式化后傳遞到JPL。測距系統測量從地面站到航天器然后再到地面站之間射電信號傳播的雙程光行時。如圖4所示，經過編碼的信號被調制到載波上然后傳輸到目標航天器上，信號被探測到后又轉發回地面站。接收碼與發射碼進行相關，就可以得到

8、信號的雙程光行時延遲（可參照Kinman，1992，多普勒跟蹤行星航天器的回顧）。測距觀測量，是站鐘記錄的雙程光行時的一種度量， 其中：是在真時刻站鐘的時間。多普勒觀測量，是由差分距離和多普勒計數的時間定義的：另一種信號接收方式稱為開環。開環接收機沒有反饋回路來跟蹤接收到的信號，它們依靠預測頻率來保持對入射信號跟蹤。在天線中將射頻信號降頻到IF，然后傳輸到信號處理中心再次降頻到VF。70-m站的RF-IF降頻器有四個IF通道，可以同時記錄數據，分別是S-波段和X-波段信號的左右旋兩種極化方式，如：XRCP、SRCP、XLCP、SLCP。34-m站的RF-IF降頻器有兩個IF通道，它們是S-波段

9、和X-波段的某一種極化方式（左旋或右旋）。無線電科學處理機將IF-VF降頻器的輸出量進行數字化并記錄下來。再將數據和頭信息實時傳輸到JPL或者記錄到磁帶上。處理機根據預測值對開環接收機進行調音，并同時考慮了頻率和時間的偏移量。它可以對航天器發送的相干和非相干頻率通道間進行調音。并還發送信息頻譜信息到操作控制中心和支持該任務的區域，包括測站接收到的信號的頻譜，用來實時驗證無線電科學系統的數據并監視實驗的進程。開環接收機的調音，閉環系統的信號捕獲，以及天線定向的預測值都是由深空網根據最新的航天器軌道信息得到的。對太陽系中的大多數行星，預測軟件中都包含了行星的大氣模型。對于掩星觀測，從任務的導航儀中

10、得到非常精確的大氣模型和最新的軌道信息來產生預測值來對開環接收機進行調音是至關重要的。測站的一些子系統需要頻率和時間標準。典型的時間標準是氫鐘，銫鐘作為備份。這些高穩定度的原子鐘對無線電科學數據的獲取至關重要。目前的穩定度在1000秒積分時間內大約為10-15。除了無線電科學數據，深空網同時會產生有用的輔助數據用于對地球大氣的進行介質改正。包括用地球軌道衛星得到的電離層改正數據；通過地面氣壓、溫度、相對濕度的測量得到的對流層改正數據。將來可能會使用到水汽輻射計。 地面通信設備支持深空網所有的通信需求，包括無線電科學系統。這些設備分布在JPL和系統的不同地理位置。數據流主要是在每個弧段之前從操作

11、控制中心向各個系統發送觀測綱要、事件次序和預測值，以及在每個弧段其間從各系統到控制中心發送系統狀況和配置信息。如果必要的話，弧段結束后數據可回放。無線電科學支持團隊或位于JPL的高級多任務控制中心的計算機會實時的獲取并顯示所有實驗中的無線電科學數據。聲音網絡將各系統操作人員，JPL的控制人員，工程人員和無線電科學技術人員聯系起來以保證整個團隊間的通訊。無線電科學任務支持區域是無線電科學實驗的控制中心。它是由飛行工程的多任務無線電科學支持團組組成，目的是操作并監測任務進度。某一無線電科學實驗的配置要求是由無線電科學支持團組提供的，他們是任務的主要研究人員。基于對該實驗的詳細分析得出的配置信息包括

12、：選擇合適的測站、設置開環設備的濾波帶寬和采樣頻率、天線的指向方式、多普勒采樣頻率、測距參數（可參看Kursinski和Asmar，1991）。對無線電科學設備的詳細描述可從一些文檔中得到，有興趣的研究人員和工程人員，建議先參照下面JPL的最新文檔：Deep Space Network/Flight Project Interface Design Handbook (1988), Deep Space Network/Systems Requirements Detailed Interface Design (1991), and Asmar and Herrera (1993).三、無線

13、電信號傳播與掩星探測技術幾乎所有的行星任務都采用了無線電信號的傳播技術來研究行星大氣、電離層、行星環以及磁場，而且將來的任務也計劃采用同樣的方法。在這些技術中，從一個航天器中發出的無線電信號被一個行星（或它的一個衛星）所遮掩，然后再被地面接收，以探測行星的外部大氣。引起了無線電鏈路上的相位和振幅都會發生變化，地面測站通過測量這種變化，然后根據研究目的將觀測量轉換成適當的折射率廓線。從折射率廓線，可以得到關于電離層的電子分布和中性大氣的溫度-壓強的廓線信息。如果是行星環掩星，可以得到行星周圍的環內的物質粒子大小分布的信息。只有對觀測量進行航天器的幾何飛行路徑引起的多普勒效應的修正后，才能得到折射

14、率廓線。無線電傳播的研究可以回溯到20世紀60年代初。斯坦福大學的Von Eshleman 在1962年首先提出了這種方法。Da Cain領導的JPL團組也獨立地開展了地球大氣折射對多普勒記數準確度影響的研究，從中他認識到用多普勒相位測量的敏感性對其他行星的大氣和電離層研究的可能性（Kliore et al. 1964）。理論技術上的研究大部分是由Fjieldbo（1964）開展的。掩星技術首次在1965年的Mariner IV飛過火星時付諸實施；它探測到了火星大氣的突變特征，證明了火星大氣主要是由CO2構成的，表面溫度比地球的1%還要低或者比預先想象的量級要低(Kliore et al.,

15、1965; Fjeldbo and Eshleman, 1968)。Eshleman et al.（1977）和Tyler（1987）給出了對航行者號（Voyager）航天器對外太陽系無線電傳播實驗的總括性描述。Tyler（1992）又給出了火星觀測者號（Mars Observer）無線電科學實驗的描述。Howard et al. (1992)描述了伽利略（Galileo）號實驗的情況，Bird et al. (1992c)描述了Ulysses Io plasma torus的掩星實驗。水手號、海盜號、先驅者號、麥哲倫號（Mariner, Viking, Pioneer, and Magell

16、an）實驗在下面都有引用。Yakovlev（1985）記述了蘇聯的無線電傳播實驗的情況。從水手4號（Mariner IV）對火星的首次探測開始，提供了對火星表面壓強、溫度和火星電離層電子濃度的第一次測量。下一次是1967年水手5號對金星的無線電掩星探測(Kliore et al., 1967; Fjeldbo et al., 1971)。這次實驗也得到了關于金星電離層的電子濃度分布和中性大氣的溫度、壓強廓線的新的有用信息。這次實驗實現了到達金星表面，而蘇聯的Venera 4沒有實現這一科學目標(Kliore and Cain, 1968; Eshleman et al., 1968)。為了消除

17、在出掩星時由于閉環接收機的鎖時間導致的數據丟失，提供更高穩定度的儀器，深空網增強了深空站的接收設備，采用了開環接收機（參看 Section II）。新的儀器稱為無線電科學系統，自該系統運作以來幾乎用到了所有的掩星實驗中去。20世紀60年代晚期到70年代早期，無線電科學家一直在研究內行星。水手6號和7號(Kliore et al., 1969)飛過火星，水手9號軌道器對火星進行了重復性的測量(Kliore et al., 1972, 1973)；水手10號到達了金星和水星(Howard et al., 1974a,b; Fjeldbo et al., 1976)。這兩個軌道器和登陸器在1976到

18、1982年的火星任務中提供了大量重要的掩星數據(Fjeldbo et al., 1977; Lindal et al., 1979)。從1979年12月到1992年10月，先驅者號金星航天器沿金星軌道飛行，提供了關于電離層結構(Kliore et al., 1979b,c)，大氣(Kliore and Patel, 1980; Cimino et al., 1980; Woo et al., 1980)，以及相對于太陽活動周期變化(Kliore et al., 1991; Kliore and Luhmann, 1991)的重要數據。1973年，先驅者10號航天器經過木星，可以對外部行星進行首

19、次掩星觀測。對這些數據的分析揭示了Io存在大氣的事實(Kliore and Woiceshyn, 1976; Kliore et al., 1975)。1974年，先驅者11號航天器探測了木星。先驅者11號到達土星時，進行了一次掩星觀測，這次實驗是對土星大氣和電離層的首次測量。1979年航行者1號和2 號飛過木星，1980和1981年飛過土星。航行者2號還飛過了天王星（1986年）和海王星（1989年）。關于航行者號無線電科學實驗的發現結果下面做了總結(Tyler, 1987; Tyler et al., 1989)。航行者號對四個大行星（木星，土星，天王星，海王星）的大氣進行掩星觀測，得到的

20、壓強水平分別是：1.0，1.3，2.3，6.5 bar (Lindal, 1992; Tyler et al., 1989)。從這些溫度-壓強廓線中可以得到，在近絕熱下降率的情況下，對流頂層以下和大部分的同溫層結構中，壓強大約為100mbar。這些廓線還提供了大氣組成的信息，尤其是氫氦的比重。圖5表示的是掩星的幾何構形，圖6表示的是航行者1號和2號到達的四個外行星的溫度-壓強廓線。對海王星、土星、木星測量的深度受微波吸收的影響。對于天王星測量深度受航天器軌道的限制，它的軌道要求在觀測范圍內鏈路的彎曲角不能大于3度。探測了海王星北緯60度附近和天王星赤道附近的大氣。土星和木星的數據分別在北緯36

21、和南緯12附近。木星的溫度分布可能受到了垂直大氣波傳播的影響(Lindal, 1992)。航行者號還探測到了木星，土星和Trtion的電離層。土星的電離層非常復雜，隨位置和時間的變化很大。木星上也存在類似的隨高度和位置的變化，初步分析天王星也存在這些現象(Tyler, 1987)。Eshleman et al. (1979b) 描述了木星上的 Io環實驗。Levy et al. (1981) 研究了從航行者1號無線電掩星數據的彌散多普勒測量得到的Io環的電子含量。用這些掩星數據，同樣可以研究行星形狀以及木星和土星的磁場(Hinson, 1984)。航行者1號near-diametric掩星觀測

22、測定Titan的半徑是2575 ± 0.5 km，同時也發現Titan大氣的主要組成是氮氣。Lindal et al., 1983中給出了它的溫度-壓強廓線；并得到表面溫度是94 ± 0.7 K。在低于100km的所有高度上都觀測到了閃爍現象，也反映了Titan驚人的大氣動力學特征。大氣無線電掩星技術進一步被用于對行星環的掩星實驗。在航行者1號到達土星的時候，行星環掩星實驗觀測到了這個經典環狀系統的整個寬度范圍。結果在Tyler (1987)中有討論，也可參考Marouf, Rosen, and Gresh的出版物。Marouf et al. (1982)描述了行星環掩星實

23、驗相關方面的理論。1992年2月尤利賽斯航天器飛越木星系統，由于重力支持進入太陽極軌道，對木衛一等離子體環進行了掩星實驗。航天器發射2.3-8.4GHz信號，信號經過接收、記錄、差分和積分，最后得到了木衛一等離子體環的柱狀電子含量(Bird et al., 1992c)。結果同用航行者號數據建立的環模型相一致，暗示了從木衛一中注入的氣體的數量同航行者時期相似。另一方面，在離心赤道上torus似乎沒有延展開來，暗示了低于預測值的等離子體溫度。1991，1992年，麥哲倫號航天器也進行了掩星實驗來研究金星的大氣，得到了高準確度的大氣折射和吸收廓線(Steffes et al., 1993; Jen

24、kins et al., 1993)。從這些廓線還可以得到電離層電子濃度，大氣溫度、壓強、硫磺酸水汽豐度的廓線。航天器側翼跟蹤機動飛行，加上一個高效全向輻射天線，使得它能夠在3.6cm波長能探測到大氣35km的深度，13cm波長能探測到33km的深度。四、日冕與太陽風的研究 Bird and Edenhofer (1990)介紹了用無線電探測技術研究日冕的現狀。1967年Goldstein 首次利用深空網來研究日冕，當水手4號的信號經過太陽圓面0.6度范圍時進行了頻譜加寬實驗。Goldstein 及其同事們用還不完善的Goldstone 64-m天線，通過一個開環接收機接收十分微弱的信號（十分

25、微弱是因為航天器的天線沒有指向地球），該接收機配備了原子頻標，且注入了預測的航天器接收頻率廓線，由Goldstone 26-m天線提供100kW的上行。1968年，Goldstein對先驅者6號采用相同的放法，得到了同水手4號相似的結果。Goldstein及其同事得到的半徑相關的頻譜加寬結果反映了現在發展比較成熟的頻譜加寬同積分日冕電子濃度的關系。Woo（1978）用Helios 1 和 2 航天器的近太陽頻譜加寬實驗結果來檢查頻譜的加寬。將Helios和先驅者號的大量頻譜加寬數據與電子濃度（Ne）模型進行經驗性的比較，該模型形式為：其中：r是徑向距離。A和B是擬和常量。 對于近太陽聯合的航天

26、器，如果其他的效應如軌道誤差、未模型化的航天器力、以及相對論效應能夠合理扣除，作為太陽偏移距離函數的距離測量也是一個很好的方法可以得到日冕中的電子濃度含量。 Muhleman et al. (1971)在水手6號和7號太陽聯合時候首先運用了此方法。用Goldstone 64-m 天線, Muhleman 和他的同事們 (Muhleman et al., 1977)得到了日冕的電子濃度模型為：其中：對于水手6號、7號，值分別為2.05，2.08，這個函數形式同早期日蝕觀測符合比較好。幾年后用Helios進行了一個相似的實驗，結果同水手6號、7號是一致的。圖7，Bird and Edenhofer

27、 (1990)總結了對太陽風速度相對于太陽距離的不同函數的研究。柱狀電子含量對電磁波群速度影響由Koehler（1968）給出：其中：r = 觀測得到的距離延遲, 單位：米K= 40.3f = 載波頻率, 單位：HzNe= 電子濃度，單位： m-3R = 信號路徑, 單位：米1968年11月，先驅者6號航天器被太陽遮掩。它發射的是線性極化波，首次用人工信號源來探測日冕的法拉第旋轉(Stelzried, 1970)。法拉第旋轉的經度近似估計由下式給出（Stelzried et al., 1970）：其中：= 法拉第旋轉角, degf = 信號載波頻率, HzQ = 1.3548 × 1

28、06R = 信號路徑, mNe =電子濃度, m-3BL =太陽磁場的經度方向分量, T 因此，日冕法拉第旋轉測量提供了電子濃度和太陽磁場的信息（Rusch and Stelzried, 1972)。為支持這一實驗，Goldstone 64-m站配備了一個微波線性饋源(Reid et al., 1973)。安裝了一個閉環偏振器(Ohlson et al., 1974)用來自動跟蹤接收信號的偏振方向。這種系統可以最大程度上放大接收到的信號強度，得到準確的信號偏振數據。1968年11至12月的觀測到了solar transient events (Levy et al., 1969)和背景日冕的信

29、息。用三個64-m（現在是70-m站）站的偏振跟蹤能力對先驅者號、尤其是Helios航天器(Volland et al., 1977; Bird et al., 1977)進行了研究。Helios法拉第旋轉數據也用來研究日冕質量噴發(Bird et al., 1985)時的磁場和1975-76年太陽活動極小時的平均背景日冕場(PÄtzold et al., 1987)。Dennison等人（1978）利用這些結果進一步研究了偏振信號在日冕中傳播時的引力偏轉。1992年對麥哲倫號航天器進行了一次法拉第旋轉實驗。Howard等人在圖8中給出了用相距很遠的深空站同時記錄的日冕法拉第旋轉數據

30、。用1975年solar conjunctions時先驅者10號、11號、Helios 1號的單頻（s波段）多普勒數據，Berman 和Wackley（1976）指出了觀測的多普勒變化是一種很好的對太陽風湍流進行測量的手段。因為多普勒噪聲可以自動被地面跟蹤系統的監測裝置記錄下來，因此提供了日冕研究的一個科學數據來源。根據這一數據類型，結果表明多普勒變化的平均值同積分電子濃度成一定比例（Berman et al, 1981）。如果航天器能發射雙頻載波可以更有效地測量電子濃度。這種情況下，對兩個頻率的距離觀測量進行差分可以直接得到電子柱含量，而且不受前面提到的其他因素的影響。海盜號航天器具有雙頻能

31、力，1976-77和1978-79年Viking solar conjunctions成功的測量了電子濃度值(Tyler et al., 1977; Muhleman and Anderson, 1981)。1985和1988年，航行者號在太陽掩星時獲得的雙頻距離觀測資料分別由Anderson et al. 1(1987) and Krisher et al. (1991)作了相關報道。Kinman and Asmar (1988)用1985年的航行者2號solar conjunctions來研究日冕對上行鏈路的相位閃爍影響帶來的雙程相干多普勒誤差。利用水手10號的雙頻多普勒數據（S，X），W

32、oo et al. (1977)指出柱狀相位抖動頻譜指數近似為：-2.6：其中：W0 = 柱狀相位頻譜密度, rad2/Hzv =頻率抖動, Hz 頻譜指數的最初值來源于早期的行星際閃爍觀測，該工作對它的確定作出了重要的貢獻。Woo and Armstrong (1979)利用海盜號solar conjunction數據研究了譜指數隨徑向距離的變化，得出的結論是當太陽偏移距離達到近似20個太陽半徑的時候，譜指數會有一個很顯著的變化。多普勒噪聲除了跟徑向有關，高速太陽風還導致了它的短暫變化。統計研究表明多普勒噪聲的瞬間強烈變化取決于太陽周的相位。太陽活動極大時瞬變的速率大約為四天一次，太陽活動極

33、小時會下降3/4(Woo, 1988; Armstrong et al., 1992)。多普勒噪聲同原位等粒子體測量的比較表明，大多數的瞬變是太陽活動極大條件下的行星際沖擊(Woo and Schwenn, 1991)引起的。當太陽活動極小時，一些瞬變是同高速氣流同步旋轉的(Woo and Armstrong, 1992)。這種比較的例子如圖9中，顯示了歷史上Helios 1航天器的光子溫度Tp，光子濃度np，光子質量流密度npvp的原位測量和1981年4月23-28日先驅者號金星的多普勒閃爍殘差的原位測量。先驅者號金星在15-18個太陽半徑距離時探測到三個多普勒瞬變T2, T3, 和T4，稍

34、后在170 -174 個太陽半徑距離時，Helios 1分別探測到了S2, S3, 和S4的沖擊。多普勒噪聲瞬變強度的特征是相對于背景多普勒噪聲的一個加強，同行星際沖擊的速度成一定比例，因此也可以表示行星際沖擊的速度。最大的瞬變可以代表最快的沖擊，隨著遠離太陽迅速下降，并伴隨有耀斑(Woo and Armstrong, 1981; Woo et al., 1985; Woo, 1988)。另一方面，小的瞬變可以代表相對低速的沖擊。這些運動均勻地穿過行星際介質，經常伴隨著日冕靜區域的冷絲狀物質的爆發和噴發 (Woo et al., 1990)。五、天體力學研究深空網無線電科學最早的應用可能是天體

35、力學方面的研究。深空探測時代以前，行星物理特征（質量、大小、形狀、軌道）的計算需要運用遙遠的光學天文技術。深空探測器的距離和行星引力場引起速度變化的精確測定，導致了首次原位行星常數測量。同時也可以得到行星的衛星的引力特性。一些大的行星或衛星系統，如木星和天王星，衛星可以引起行星的運動，這種運動對航天器產生的影響是可以探測到的。行星最基本的性質是它的引力場，它跟行星的組成、運動等很多方面都相關。引力場是由n次n階的二維球諧級數來表示的。行星的質量定義了場諧函數的尺度。太陽質量和行星系統質量的比率是個很重要的天體力學參數，可用來計算行星歷表。另外的低階部分用來描述動力學扁率、旋轉軸和物體內部結構的

36、一些常數。高階次用來詳細描述行星表面的、局部的重力特征，包括山脈和沖擊坑。已知重力場，加上表面地形和行星體積的測定（通過光學成像、無線電科學掩星、航天器攜帶的高度計），可得到行星的平均密度。行星內部結構信息加上光學或雷達的地面特征圖，可以對內層區分、內部化學組成和物理狀態的模型進行約束。反過來，這些模型可以用來支承太陽系演化的不同理論。例如，可以基于月球或小行星中的某一物質的豐度來支持或排除衛星起源或行星收縮的不同理論。利用無線電科學實驗進行天體力學研究始于1962年水手2號金星任務，以及1962年Ranger月球任務。根據水手號得到的深空網多普勒導航數據，Anderson and Warne

37、r (1966)對以前地基測定的月球和金星質量有了量級上的提高。Ranger任務估計了月球和地球的質量，以及月球重力中心和形狀中心的偏移。緊接著，水手4號（火星）、水手5號（金星）、水手9號（火星）分別得到了金星和火星的質量，并首次估計了低階的引力諧函數(see Anderson, 1974)。對月球軌道器和Apolo多普勒測量的分析，發現了月球上大范圍的正的重力異常("mascons" 即：質量密集區) (Muller and Sjogren, 1968)。同一時期水手10號兩次飛過水星(1974 and 1975)，對水星進行了觀測。對數據的分析得到了水星的質量和動力學

38、扁率(Esposito et al., 1978; Howard et al., 1974a)。最近對同樣數據的再次分析使質量測量的準確度提高了0.4%，得到了重力場的二階系數，以及離航天器最近點附近的重力異常(Anderson, et al., 1986a)。從第一次水手號任務開始就對金星進行了詳細的探測。長期在軌的航天器得到的數據等同于上千次單獨飛過得到的數據。先驅者金星軌道器從1979年運作以來，以及麥哲倫雷達制圖儀從1990年在軌以來，已經得到了大量的信息，使得金星的重力場成為繼地球之后為人類了解最清楚的行星重力場，基于這一時期得到的數據進行了大量的研究工作。在幾次研究中將先驅者金星軌

39、道器和麥哲倫的數據放到一起得到了重力場的第60階次的球諧函數，和地形模型的120階次的球諧函數，這是目前最精確的結果(Konopliv et al., 1993)。以前的研究是僅利用先驅者金星軌道器的數據得到的第50階次的重力場(Nerem et al., 1993)。金星上還發現了不同的重力異常現象。值得注意的是金星的重力場，因為已經繪制了金星高精度的地形圖，將地形和重力數據相關就可以得到關于金星地殼的動力學特征的重要信息。一些區域受到了特別的關注，包括：Ishtar Terra高地 (Sjogren et al., 1984), the Beta and Atla 區域 (Sjogren

40、et al., 1983), Aphrodite Terra (Black et al., 1988), 其他許多區域也都被開發了(for examples see Smreker and Phillips, 1991)。改變航天器的軌道，包括近拱點，緯度，偏心率，可以確定行星和它的重力場的新特征，也允許對舊信息的不同觀點。1992年9月，麥哲倫號停止了雷達制圖，降低近拱點高度到182km來探測金星的重力，預期會持續到1993年五月。這一時期，制動會導致額外重力覆蓋造成的軌道變圓。火星也受益于軌道器，從1971年水手9號進入軌道開始，隨后兩個海盜號軌道器于1976年到達。最好的重力模型是50階

41、次 (Nerem et al., 1993)；赤道附近的精度最高，原因是軌道器的大偏心率且近拱點緯度接近赤道。所以兩極的特征非常不明顯。和金星一樣，火星的數據也有很多重力異常，相應的地表特征也被海盜號的照相機記錄下來。這些特征包括：奧林匹斯隆起（Olympus Mons），它是目前已知的太陽系中最大的重力異常區（看圖10和11），Isidis盆地里的質量密集區(Sjogren, 1979), the Hellas Planitia 低重力區 (Sjogren and Wimberly, 1981), 和 Tharsis 地區 (Janle and Erkul, 1991)。從1993年10月火

42、星觀察者號航天器到達火星開始，對火星進行了最詳細的探測。火星觀察者號同時有高精度的照相機（2.8km分辨率）和高度計（30m分辨率）來得到地表特征，在近2年的繪圖周期內一直有無線電科學重力測量，期望能夠得到從第50階次到第70階次的全球重力場。因為是近圓、低軌（378km）軌道，航天器向兩極傾斜，火星觀察者號無線電科學團隊期望最終能夠得到比地球更準確的火星重力場。關于早期火星任務得到的重力結果的討論和火星觀察者號對火星重力場的貢獻在Rosborough and Lemoine, 1991, and Tyler et al., 1992中有相關描述。相比于其他飛越任務，伽利略號軌道器的軌道一直位

43、于一個較高的高度上，所以不期望能夠顯著增進對木星重力場的了解。但是會對大衛星和大衛星之間的轉動和潮汐特征得到很多新的認識。例如，Io和Ganymede的相遇會提供足夠的信息，來研究不同的化學和物理組成模型 (Anderson et al., 1992c)。航行者號（1980和1981）和先驅者11號都飛越過土星。先驅者11號飛越距離這顆行星更近，近似為太陽的光程，在信號中引入了大量的等離子體噪聲，所以航行者號的數據實際上是對它的一種改進(Null et al., 1981 for Pioneer results)。航行者號也近距離地觀測到了土星的一些大衛星。Campbell and Ander

44、son (1989)將航行者號和先驅者號的數據綜合起來研究，同時也描述了以前土星引力特性的研究結果。一些衛星（Rhea，Titan，Tethy，Iapetus）的質量和土星重力場的幾項諧函數系數的得到了改進。此外，還計算了Titan重力場的第二階系數的上限值。航行者2號的深空網多普勒數據首次探測到了小衛星1981 S13。在考慮了引力對航天器運動的擾動影響后，從候選天體位置的光學圖像中找出了這顆新衛星(Showalter, 1991)。Cassini軌道器和Huygens Titan探測器也將對土星進行研究。在有較高精度的帶諧函數的情況下，土星的重力場有望能夠確定到第2階次。因為Cassini

45、是環繞整個土星系統的，所以會遇到其他的一些大衛星，這將會得到關于衛星質量、平均密度、行星和其衛星的內部動力學特征的信息(Kliore et al., 1992)。關于天王星的最重要的信息都是在1985年末到1986年初期間航行者2號飛越這顆行星時得到的。結合多普勒數據和衛星之間視覺上的辨認大大地提高了對五顆主要衛星的質量測定精度，因此也得到了平均密度并確定了衛星的組成成分。根據衛星組成成分，得到的結論是衛星不可能被彗星捕獲(可參照Anderson et al., 1987a的相關討論 )。僅利用天王星的數據就得到關于天王星的質量和太陽-天王星系統的質量分配情況的準確值，雖然其他重力場參數的重要

46、信息沒有能夠得到。因為天王星是唯一一個旋轉軸同黃道面近似平行的行星，所以它的重力場模型尤其值得注意。大約在1989年6月，航行者2號最后到達海王星。因為以往僅依靠地基技術來測量這么遙遠的行星本身具有的很大困難，所以在同時利用導航和多普勒數據的情況下，航行者號的飛越能夠將太陽-海王星系統質量比率提高到1/1000的精度(Tyler et al., 1989)。根據這些數據，海王星和Triton的質量分別估計到0.0003% 和0.3%。航天器的多普勒信號甚至探測到了小衛星Nereid和1989N1(Tyler et al., 1989)。也得到了海王星的一些低階重力場系數的估計值。在Hubbar

47、d et al., 1991中有關于海王星內部結構的討論。目前還沒有航天器能到達冥王星，但將來任務也進行了研究。同海王星一樣，航天器和地基觀測結合得到的信息，在數量和精度上的改進會是無止境的。大多數小行星太小而不能對航天器產生顯著的影響。Galileo號航天器于1991年與小行星Gaspra相遇，僅得到了它的影像。1993年，Galileo計劃飛越小行星Ida，預計其相對較近的距離會首次實驗性得到小行星質量和密度的估計值。對小行星組成成分給予相應的約束，會得到關于太陽系和小行星帶的演化的新理論。1962-1980的18年間，基礎地面網得到的多普勒精度提高了50倍，從1962年的5mm/sec到

48、1980年的0.1mm/sec。1992年，火星觀察者號的整個地面系統性能預計會達到0.001mm/sec的精度。六、低頻引力輻射探究重力在理論上描述為時空的彎曲。當一個大的物理系統遭受強烈的動力影響時，這個彎曲會隨時間變化，并輻射出時空上的彎曲波（引力波）。對引力波的探測和后續的詳細研究很有可能會改變我們對宇宙的認識。正如Thorne (1987, 1991)所強調的，引力波給觀測天文打開了一個新窗口，得到的信息與無線電窗口得到的信息是完全不同的。實驗上直接探測的難點是，引力波同其他物質的相互作用非常微弱。這種十分微弱的作用在最終探測上又有它的優勢，接收到的波從波源開始在傳播過程中基本上沒有

49、改變；經歷了強烈事件影響的波源的時間演化信息將會被保留下來，而不會受到后來的吸收和散射的影響。大體積物質和強烈的引力場的相對論運動，對例如銀核和類星體中的激烈活動的理論觀點非常重要。來自這些物體的引力波會讓我們首次觀測到這些強重力，高速區域的內部特征。引力波是個不斷傳播的，極化重力場，是時空彎曲中的一個波紋。所有的重力相對論理論都預測了這些波的存在。但是，不同的重力理論預測的輻射性質不同(例如，傳播速度、產生機制和極化特性)。波的特性可通過對某一實驗質量和鐘的影響體現出來。波是時空傳播過程中的應變，因此，他們的振幅是無量綱的應變振幅（gravitational potential/c2），引起

50、了實驗質量之間距離的微小變化和每個鐘所維持時間的比率變化。在愛因斯坦的廣義相對論理論中，引力波是愛因斯坦場方程的傳播解。這些波具有能量和動量。同電磁波一樣，引力波的方向是傳播方向的橫向，有兩個獨立的極化，以光速傳播。但是同電磁波不同的是，引力波同所有的物質都發生耦合（不僅僅是帶電物質），也特別的微弱：引力同電場力的比率大約為10-40。這種及其的微弱導致了兩個結果：（1）在激烈的動力學條件下，只有非常大質量的源產生的引力波才能達到可探測的水平（即天體物理的源）。（2）從波源處開始，波的傳播沒有變化，不會受到介質的散射和吸收。如上所述，這種探測可以得到其他手段不能得到的高重力、高速度區域內部的信

51、息。其他的重力相對論理論也支持引力波的存在。它們不同之處在于輻射的本旨特性：極化狀態的個數，傳播的速度，波產生的效率。從觀測角度，引力波的強度特性體現在兩個實驗質量之間距離變化的小數部分，這個變化是由于引力波引起的，無量綱的應變幅度為，其中是未受影響的兩質量之間的距離。傳統上引力波的種類是基于它們的時變行為的：爆發是在定義的時間段內產生的，同觀測的間隔相比要短，周期波的能量集中在幾個傅立葉諧函數（幅度和相位在觀測時間間隔內為穩定的常數），隨機波在比觀測間隔更長的時間段內含有隨機變化。混合波形也是存在的，如準周期波。爆發可以在不同的時間尺度上產生，如通過恒星或者黑洞之間的碰撞，超新星爆發后塌縮為

52、中子星，恒星或者星團塌縮形成黑洞，致密雙星的合并（中子星和黑洞），恒星和小黑洞落向特大質量黑洞。非軸對稱的旋轉中子星，雙星和雙黑洞可以產生周期波（一個或多個正弦曲線的重疊，在一定的觀測時間內幅度和頻率近似為常數）。雙星的不連續輻射、星系前身大質量星的死亡、宇宙弦的振動，最后或者是大爆炸本身造成的不均勻結構的遺跡共同作用產生了隨機波（隨機波動持續的時間比觀測間隔要長）。這些波可以在多種不同的時間尺度上產生，主要取決于相關物體的質量。一般來說，較長的時間尺度可能產生較強的引力波。可以根據理論和現有的宇宙電磁觀測，估計這些源的時間尺度和引力輻射的強度。圖12，adapted in highly si

53、mplified form from Thorne (1987),顯示了這些源輻射的強度和時間尺度的估值。應該知道的是這些估值都是非常不確定的，從地球開始在一個給定的距離上，這些源的波的強度，以及那種類型源的發生比率經常都是不確定的。這個圖表，應該被認為是目前的一種理論思考，同時我們也知道實際引力波的探測可能會帶給我們驚喜。進一步的討論可參照 Thorne (1987) 。七、相對論時間延遲的測量在太陽聯合階段測量航天器的距離，可以驗證愛因斯坦廣義相對論的部分理論，那就是電磁波信號在非常近距離地通過某大質量天體（如太陽）時，會受到引力場的影響而發生延遲。信號延遲的時間是由觀測站、太陽、航天器三

54、者之間的幾何構型決定。其中：信號延遲，單位為秒G：重力常數 單位是：是太陽質量，單位為KgC：光速：日地之間的距離，單位為千米：太陽和航天器之間的距離，單位為千米：地球和航天器之間的距離，單位為千米在愛因斯坦的廣義相對論中，參數g（后牛頓理論參數）可以用1來代替。因此試驗的本質就是來檢驗g是否的確等于1。為了測量信號延遲，深空網使用一個二進制編碼的實時連續測距系統。這個硬件叫連續測距子系統（之前叫做行星測距子系統）。有關距離數據的描述在第二章部分。首先是得到在水手6號和水手7號太陽聯合階段對航天器信號測距時的相對時間延遲。這個試驗可以測定g值的誤差在6% 左右，也就是說g =1.000.06。主要的誤差源是航天器受到的非引力的其他力的影響，限制了定軌的精度。此外，日冕中自由電子的散射使信號延遲存在不確定性，這也導致了水手6號和水手7號的試驗中得到的g值存在2%的誤差。隨后，水手9號試驗中非重力加速度的噪聲減少， g值的誤差達到了2%（Anderson et al., 1978; Reasenberg and Shapiro, 1977). 1976-1977年，海盜號火星軌道器和登陸者號進