книги / Сверхвысокие частоты. Основы и применения техники СВЧ
.pdfтого чтобы достичь при длине волны 1 м разрешающей способности человеческого глаза (1 дуговая минута),
потребовалось бы антенное зеркало диаметром 5 км. В радиоастрономии применяются параболические ан тенны с диаметром от 3 до 1 0 0 м, а иногда и еще более.
Диаметр зеркала выбирается в соответствии с длиной волны и задачей, стоящей перед наблюдателями. Приме нение такого рода радиотелескопов-гигантов не только позволяет достигнуть возможно более высокого углового разрешения, но и улучшает одновременно их чувстви тельность.
В качестве примера на рис. 90 показан внешний вид радиотелескопа в Парксе (Новый Южный Уэльс, Ав стралия), имеющего зеркало антенны диаметром 65 м. Он является одним из самых крупных и современнейших устройств этого рода и служит для наблюдения радио излучений дискретных источников и планет, а также для измерения излучения межзвездного газа на длине волны Х=21 см. Угловое разрешение этого радиотелескопа со ставляет 10-г-15 дуговых минут для наиболее короткой волны ^ ,= 2 1 см, при которой еще возможно проведение
точных измерений. Наведение антенны на тот или иной космический радиоисточник осуществляется автоматиче ски с помощью электронной системы сопровождения. Подобные радиотелескопы имеются и в других местах: в радиообсерватории Боннского университета (25-мет ровое зеркало), Двингелоо (Голландия) (25-метровое зеркало), Джодрелл Бэнк (Англия) (75-метровое зерка ло), а также в радиообсерватории Мичиганского уни верситета (США) (25-метровое зеркало) и в Физическом институте им. П. Н. Лебедева в Москве (22-метровое зеркало для приема волн миллиметрового диапазона).
б) Чувствительность
Наряду с угловой разрешающей способностью чув ствительность является второй важной характеристикой радиотелескопа. Чувствительностью называют мини мальную мощность, которая еще может быть измерена при приеме СВЧ-сигнала от космического радиоисточ ника. Чувствительность определяется собственными шу мами приемника (шумами системы) и величиной дейст вующей поверхности антенны телескопа.
182
В радиоастрономии принято выражать радиоизлуче ние космического источника, принимаемое антенной и подводимое на вход приемника, через эквивалентную температуру антенны ТА. При этом предполагают, что принимаемая энергия как бы поступает из некоторой за мкнутой полости, окружающей антенну. Этой вообража емой полости и приписывают ту абсолютную температу ру, при которой она поставляла бы в антенну (в полосе пропускания приемника) мощность, равную принимае мой из мирового пространства. В такого рода системе при данной температуре имеет место равновесие излу чения между антенной и так называемым «абсолютно черным» телом, роль которого в данном случае играет упомянутая гипотетическая полость.
Температуру антенны ТА можно интерпретировать также как температуру сопротивления, включенного вме сто антенны на вход приемника и создающего на входе мощность, равную той, что поступает от антенны. Сле довательно, температура антенны является фиктивной шумовой температурой, которую приписывают сопротив лению излучения антенны. Эта аналогия между шумо вой температурой омического сопротивления и темпера турой антенны дает возможность с высокой точностью проводить температурную калибровку приемника [24]. Аналогично температуре антенны можно определить и шумовую температуру приемника ТЕ. Шумовая темпе ратура ТЕ связана с коэффициентом шума приемника F:
TE = ( F - l ) T 0, где Г0 = 300оК. |
(133) |
Существенная для радиоастрономических измерений собственных шумов температура всего приемного уст ройства в целом Тобщ состоит из температуры собствен ных шумов приемника ТЕ, шумовой температуры антен ного фидера L ‘T0 (L — омические потери в линии) и температуры Т\ шумового фона, создаваемого тепловым излучением земной атмосферы:
Т’общ = ТЕ4- LT0+ 7V |
(134) |
Для обычно применяемых приемников (интерференци онные приемники) часть LT0-\-Tt суммарных шумов 70бщ очень мала по сравнению с собственными шумами ТЕ приемника. Если же применяется молекулярный или па раметрический усилитель, которые отличаются очень
183
малыми уровнями собственных шумов, в этом случае преобладают шумовые составляющие LTo и 7V Следова тельно, речь здесь идет о том, что потери в линии пере дачи между антенной и приемником так малы, что могут учитываться лишь в тех случаях, когда действительно должна использоваться исключительная чувствительность молекулярного или параметрического усилителей. Кро ме того, антенна должна быть направлена по возмож ности перпендикулярно в зенит, чтобы сделать возможно меньшими атмосферные шумы, величина которых, кроме частоты, зависит также от угла подъема антенны.
Врадиоастрономических приемных устройствах та кого рода малошумящий входной усилитель располага ют непосредственно в фокусе зеркала радиотелескопа, избегая тем самым применения какого бы то ни было антенного фидера и связанных с этим источников по терь. Здесь речь идет о той же проблеме, что и при приеме радиосигналов со спутников.
Вприемниках для радиоастрономических измерений обращают особое внимание и на возможно более «бес шумное» предварительное усиление и на достижение
Рис. 91. Блок-схема приемника, работающего по методу прямого измерения.
возможно более высоких коэффициентов усиления кас кадов, следующих за входной ступенью. На рис. 91 пред ставлена блок-схема приемника для измерения малых изменений температуры антенны.
При таком способе прямого измерения, лежащем в основе работы этого приемника, шумы, принимаемые ан тенной, и собственные шумы приемника совместно уси ливаются, детектируются и усредняются интегратором (фильтром низких частот). Среднее значение выпрям ленного шумового напряжения, соответствующее собст венным шумам устройства Гобщ, приблизительно компен
184
сируется высокостабильным постоянным напряжением вплоть до малых остаточных значений, а разностное на пряжение регистрируется самописцем. Минимальное из менение температуры антенны, которое еще может быть измерено, зависит от колебаний выпрямленного напря жения шумов около их среднего значения на выходе ин тегратора. Как показано в [24], наименьшее измеряемое изменение температуры антенны составляет
д г = ± 1 |
J[W |
(135) |
2 |
VВт |
4 ' |
где Гобщ — температура собственных шумов всего при емного устройства, В—ВЧ-полоса приемника и т — по стоянная времени интегратора на выходе приемника. Теоретически, казалось бы, можно поэтому измерять произвольно малые изменения температуры антенны, если применять широкополосные приемники (с большой шириной полосы В) и достаточно большие значения по стоянной времени т. На практике возможная точность измерения ограничивается не очень высоким коэффици ентом усиления приемника. Наиболее малошумящая входная ступень (в виде параметрического или молеку лярного усилителя) приемника, которая работает в схе ме прямого измерения, приносит поэтому незначитель ную пользу. В наиболее благоприятных случаях при тем пературе собственных шумов приемника 3 • 103° К этим
методом могут измеряться изменения температуры ан тенны не меньше, чем 0,3° К. Несмотря на это, большин ство приемников для измерения непрерывного космиче ского излучения работает по этому принципу.
Чувствительность радиотелескопа можно повысить, применяя приемники, которые основаны на методе «раз ностных» измерений (дифференциальный метод), так как при этом может быть достигнут более высокий ко эффициент усиления. Вход приемника в этом случае пе риодически подключают то к антенне, то к эталону тем пературы (искусственный источник шумов) и измеряют разность температур между шумами антенны и шумово го источника. Таким же образом производят измерения линейчатого спектра излучения межзвездного водорода на волне длиной %=2\ см, на которой измеряется раз ность температур линейчатого излучения и основного ко смического излучения (фон, равномерное излучение),
185
ШОМги |
|
|
|
|
!360Мги |
|
Ог4до7Мги |
||
|
иг28доЗЗМги |
|||
См! |
О |
> |
См2 |
> Z, |
У0(3*) |
Серое |
п |
ИГ2 |
|
придав |
|
|||
f |
|
|
|
|
УЧ(!2х) |
|
|
|
|
л |
|
|
|
|
зп |
|
900гц |
|
|
п к |
|
Генератор |
|
|
n r'j нг"}
АРУ
f |
\г |
ОММгц |
> См3
4,96Мгц
НГЗ
бМНги
>—► — > -
0,54Мгц
---<>--- АРУ -
Д
400гц
: О - СД
д J |
ФИЧ |
V
Рис. 92. Блок-схема приемника для измерения излучения линии |
%= 21 см |
межзвездного |
водорода: |
|
|
КГ' 1 и КГ" I — кварцевые генераторы первой ступени смешения См I; КГ 2 и ЛТ 3—кварцевые |
генераторы вто |
|
рой и третьей ступеней смешения См 2 и См 3; УЧ —умножитель частоты; ЭП —электронный |
переключатель; |
|
Л —подавитель; Д —детектор; АРУ —автоматическая регулировка усиления; |
СД —синхронный детектор; |
|
ФНЧ —фильтр низких частот; С —самописец. |
|
|
причем космический фон в данном случае используется в качестве эталона температуры. На рис. 92 показана блок-схема приемника, работающего на основе диффе ренциального метода, для измерения линии X= 2 1 см.
Приемник является супергетеродином с трехкратным преобразованием. Он периодически переключается с ча стотой 400 гц между двумя фиксированными точками на стройки, разнесенными на 1080 кгц. Фиксированные ча стоты выбраны таким образом, чтобы одна из точек настройки всегда попадала в диапазон частот наблюдае мой спектральной линии, а другая оказывалась вие это го диапазона. Разность выходных напряжений обеих ча стот регистрируется, и таким образом просматривается профиль спектральной линии. За счет применения двух каналов промежуточной частоты (ПЧ) удается избежать
понижения точности измерений в ] / 2 раз, которое имеет
место при однокаиальной работе, когда приемник быва ет настроем на частоту спектральной линии лишь поло вину рабочего времени. Оба канала промежуточной ча стоты имеют с обеих сторон от измеряемой частоты соб ственную эталонную (опорную) частоту и поочередно настраиваются на спектральную линию. ВЧ-система пер вой ступени смешения настраивается на частоту сигна ла и зеркальную частоту и переключается с одной ча стоты на другую. Частота гетеродина этой ступени ка чается с частотой 400 гц между двумя положениями, ко торые разнесены на 1080 гц. Выходное напряжение гете родина поддерживается совершенно одинаковым в обо их положениях коммутации с помощью сервосистемы (следящей системы). Предусмотрена также еще одна коммутация, благодаря которой приемник выключается в момент переключения частоты на период порядка 50 мксек, с тем чтобы этот процесс не влиял на измере ние. После нескольких усилительных каскадов следует вторая .ступень смешения, частота гетеродина которой медленно изменяется для того, чтобы иметь возмож ность просмотреть профиль линии; непосредственно за этим смесителем приемный тракт разделяется на два уже упоминавшихся канала ПЧ. Они имеют автоматиче скую регулировку усиления и определяют в конечном счете ширину полосы пропускания приемника. После дальнейшего смешения и выпрямления (детектирова ния) сигналы подаются на двухтактный каскад, в
187
котором они вновь соединяются. Возможные напряже ния помех в этом каскаде исключаются. В синхронном детекторе отфильтровывается основной сигнал прямо угольного напряжения частоты 400 гц, которое является мерой интенсивности линии межзвездного излучения. После прохождения через фильтр низких частот с по лосой всего лишь 1 /2 0 0 гц сигнал поступает на запи
сывающее устройство. С помощью полуавтоматической
Рис. 93. Блок-схема двухкаскадного параметрического предусилителя.
схемы молено контролировать резонансные частоты уси лителей и характеристики пропускания полосовых фильтров ПЧ, которые должны быть в обоих -каналах одинаковыми и постоянными.
В последнее время в радиоастрономических прием ных устройствах стали применяться малошумящие па раметрические предварительные усилители, которые значительно улучшают чувствительность обнаружения и точность измерений. Так, например, в СВЧ-спектрометре
для линии излучения А,= 2 1 |
см (радиоастрономическая |
обсерватория в Штоккерте) |
применен двухкаскадный |
168
параметрический усилитель (рис. 93), включенный перед смесителем приемника, собственные шумы которого на входе (включая циркулятор и подводящую линию) со ставляют 230° К. Поэтому на выходе усилителя дости гается чувствительность 0,4° К при частотном разреше нии линии водорода до 10 кгц [25].
Температура антенны в общем случае не является абсолютной мерой интенсивности космического радиоиз лучения, так как ее величина зависит от специальных свойств и размеров антенны. Для излучения точечного
радиоисточника |
удобной абсолютной |
мерой интенсив |
|||
ности является поток излучения S,, |
измеряемый |
в |
|||
вт1м2• гц, и для |
излучения протяженного источника — |
||||
температура излучения Тъ (в °К) |
или плотность излуче |
||||
ния (поверхностная |
яркость) |
Bf, |
измеряемая |
в |
|
вт/м2• гцстер. Поток |
излучения |
и температура излуче- |
ния или поверхностная яркость связаны с измеряемой температурой антенны соотношениями:
Sf [вт/м2• |
2kT |
|
гц] = |
Ал |
|
или |
X |
|
о |
|
|
■с |
|
|
и с? |
£ Н— |
|
и |
1 |
|
|
|
|
Bf [вт/м2• гц • стер] = |
2^ ь-. |
(136)
(137)
(138)
В этих равенствах А есть эффективная поверхность ан тенны, &= 1,38*10-23 вт-секГК, т) — коэффициент полез
ного действия антенны и р— так называемый коэффи циент рассеяния антенны.
Если ДТА является минимальным изменением темпе ратуры антенны, которая еще может быть измерена приемником, то наименьшее возможное для измерения радиотелескопом изменение потока излучения косми
ческого радиоисточника |
равно |
|
|
AS, = |
« |
3 —-р- • Ю~27 вт/м2• гц. |
(139) |
Следовательно, это наименьшее из измеряемых из менение потока излучения представляет собой предел
189
чувствительности по мощности соответствующего радио телескопа. При заданном температурном разрешении приемника чувствительность радиотелескопа по его мощности определяется через эффективную поверхность антенны А. Для радиотелескопа с 25-метровым зерка лом (А «250 м2) и с соответствующим СВЧ-приемником (Гобщ« 3 . 103 0 К) предел чувствительности составлял бы величину порядка 3,6 • 10-26 вт1м2-гц. За счет при
менения малошумящих параметрических или молекуляр ных усилителей, помещаемых непосредственно в фокусе зеркала радиотелескопа, чувствительность может быть улучшена.
в) Радиоинтерферометры
Для улучшения углового разрешения в радиоастро номии часто применяют вместо одного более или менее большого антенного зеркала направленные системы, ко
торые состоят из двух |
или большего числа зеркал. Та |
||||||
|
|
кие |
направленные |
систе |
|||
|
|
мы |
определенным |
|
обра |
||
|
|
зом |
расположенных |
зер |
|||
|
|
кал |
называются |
радио |
|||
|
|
интерферометрами. |
|
В |
|||
|
|
принципе |
они |
являются |
|||
|
|
электрическим |
аналогом |
||||
|
|
известных интерферомет |
|||||
|
|
ров |
визуальной |
астроно |
|||
|
|
мии. |
|
|
случае |
||
|
|
|
В простейшем |
||||
Рис. 94. Двухантенный |
иитер |
радиоинтерферометр |
со |
||||
ферометр. |
|
стоит из |
двух |
параболи |
|||
|
|
ческих |
антенн, |
которые |
располагаются на поверхности Земли в направлении «запад — восток» на расстоянии, большом по сравнению с длиной волны (рис. 94).
Направленность действия подобных систем основана на интерференции волн. Если, например, наблюдаемый космический радиоисточник находится в меридиональ ной плоскости (на одинаковом расстоянии от обеих ан тенн), то волны 1 и 2 поступают от источника на обе ан тенны с одинаковыми фазами и усиливаются приемни ком. Если антенны отклоняются от этого положения за
190