книги / Сверхвысокие частоты. Основы и применения техники СВЧ

того 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:

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:

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

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

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

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

ния или поверхностная яркость связаны с измеряемой температурой антенны соотношениями:

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

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

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