Charakter odbieranego widma zależy oczywiście nie tylko od właściwości źródła, ale także od warunków propagacji. Najpoważniejszym czynnikiem są tu w warunkach ziemskich właściwości jonosfery. Charakteryzuje się ona szeregiem okienek przepustowych leżących w różnych zakresach częstotliwości. Jednym z nich jest okno radiowe obejmujące zakres od kilkunastu MHz - zależnie od wartości MUF - poprzez zakresy UKF i mikrofal aż do fal milimetrowych, drugim - oczywiście okno optyczne oraz wiele okienek leżących w zakresie podczerwieni. Właściwości przepustowe tych podzakresów zależą dodatkowo od warunków atmosferycznych, a zwłaszcza stopnia nawilgocenia, zachmurzenia lub opadów.
O osiągniętych wynikach decydują w dużym stopniu parametry stosowanego sprzętu. Najważniejszymi parametrami anten są: szerokość wiązki (decydująca w tym wypadku o rozdzielczości przestrzennej systemu) i jej apertura decydująca o napięciu wyjściowym na zaciskach anteny, a przez to i o czułości systemu oraz zastępcza temperatura szumów odbiornika. Szerokość wiązki w stopniach można wyrazić w przybliżeniu za pomocą następującego wzoru:
q = 60*l/D
gdzie:
l - długość fali odbieranej
D - średnica anteny.
Apertura (powierzchnia zastępcza) ma tylko w przypadku anten parabolicznych lub rożkowych bezpośrednie powiązanie z wymiarami geometrycznymi anteny. W przypadku ogólnym (niezależnym od typu i konstrukcji anteny) jest ona obliczana ze wzoru:
A = G*I2/4?
gdzie:
G - zysk w stosunku do anteny izotropowej.
Przykładowo dla anteny o zysku 23 dB (200 razy) pracującej w zakresie 70 cm apertura wynosi 7,8 m
2. Moc sygnału pochodzącego od ciała o temperaturze
T odbierana za pomocą anteny o aperturze
A wynosi:
Pa = kT?AB [W]
gdzie:
? - kąt przestrzenny wiązki anteny (pełny kąt wynosi 4? steradianów),
B - szerokość pasma,
k - stała Bolzmanna.
Między wielkością kąta przestrzennego wiązki i aperturą anteny zachodzi następująca przybliżona zależność:
?A = I2
Wzór wyrażający moc odbieraną upraszcza się do postaci:
Pa = kTB [W]
Moc odbierana jest więc identyczna z mocą szumów opornika znajdującego się w danej temperaturze
T. Pozwala to na kalibrację odbiornika radiometrycznego przez włączenie na jego zaciski antenowe opornika znajdującego się w znanej temperaturze. Tak wykalibrowany odbiornik radiometryczny umożliwia wyrażenie mocy odbieranej przez zastępczą temperaturę anteny (w Kelwinach). Jest to zastępcza temperatura ciała doskonale czarnego odpowiadającego obserwowanemu obiektowi, a nie rzeczywista temperatura anteny. Wyrażenie to jest słuszne jedynie wówczas, gdy obiekt obserwowany zasłania sobą cała szerokość wiązki odbiorczej. W przeciwnym przypadku mierzona jest wypadkowa temperatura wszystkich obiektów znajdujących się we wiązce. Do prawidłowej obserwacji obiektów o mniejszych rozmiarach kątowych konieczne są więc anteny o większym zysku.
Moc odbierana przez antenę może być też wyrażona za pomocą zależności:
Pa = SB
gdzie:
S - natężenie odbieranego strumienia,
B - szerokość pasma.
Z zestawienia obu powyższych wzorów na moc odbieraną otrzymujemy:
SAB = kTaB
a następnie zastępczą temperaturę anteny:
Ta = SA/k
Moc szumów odbiornika w odniesieniu do jego wejścia (na zaciskach antenowych) wynosi:
Po = kTrB
gdzie:
Tr - zastępcza temperatura szumową odbiornika (przeważnie
Tr>>Ta).
Na wyjściu odbiornika (na detektorze) otrzymywana jest moc sygnału:
Pc = Gk(tr + Ta)B
gdzie:
G - współczynnik wzmocnienia toru odbiorczego.
W obserwacjach radioastronomicznych istotna jest nie tyle absolutna wartość mocy odbieranego sygnału co jej zmiany. Minimalna wykrywalna zmiana sygnału wyrażona jest za pomocą wzoru Dickiego:
Tmin = Tr?Bt
I tak dla szerokości pasma 5 MHz, stałej czasu w układzie detektora t = 10 sekund i zastępczej temperatury szumowej odbiornika wynoszącej 100 Kelwinów, T
min równe jest 0,014 Kelwina. Strumień pochodzący z silnych źródeł promieniowania jak
Kasjopea A lub
Łabędź A dochodzi w zakresie fal metrowych i decymetrowych do 10000 Jy. Dla anteny o aperturze równej 1,5 m
2 otrzymuje się zastępczą temperaturę wynoszącą 10 K.
Wymagania co do anten przeznaczonych do odbioru sygnałów pochodzących od dalszych obiektów kosmicznych są podobne jak w przypadku anten przewidzianych do łączności przez odbicia od księżyca (EME). Pożądane jest więc użycie grup anten Yagi o zysku od 20 do 40 dB lub anten parabolicznych o średnicach dochodzących do 6 m. Odbiór sygnałów pochodzących od obiektów bliższych, np. Słońca, wymaga znacznie mniejszych nakładów antenowych.
Zastępcza temperatura szumów własnych (liczba szumowa) odbiornika powinna być, jak w każdym przypadku, możliwie najmniejsza (w praktyce w zakresach UKF wystarczą przedwzmacniacze wykonane na tranzystorach z arsenku galu). W przeciwieństwie do odbiorników komunikacyjnych pasmo przenoszenia odbiornika radioastronomicznego powinno jednak być szerokie, od ok. kilku MHz w zakresach fal metrowych do nawet 100 MHz w zakresach fal centymetrowych. Uzyskana na jego wyjściu moc odebranych szumów jest proporcjonalna do temperatury ciała promieniującego i szerokości pasma. Dla pomiaru mocy szumów odbiornik musi być wyposażony w detektor kwadratowy z obwodem całkującym (filtrem dolnoprzepustowym o dużej stałej czasu), wzmacniacz prądu stałego i wyskalowany miernik lub rejestrator sygnału. Schemat blokowy odbiornika radiometrycznego (mierzącego moc szumów kosmicznych) przedstawiono na poniższym rysunku:
Dla zastępczej temperatury szumów odbiornika równej 100 K i szerokości pasma odbiornika wynoszącej 10 MHz moc szumów odniesiona na wejście odbiornika wynosi 1,4*10
-14 W, powinna być ona wzmocniona do poziomu rzędu 10
-5 W na wejściu detektora. Jak wynika z powyższego przykładu, wzmocnienie toru odbiorczego powinno być możliwie duże - co najmniej 90 - 100 dB. Automatyczna regulacja wzmocnienia jest zbędna a nawet szkodliwa, ponieważ odbierane szumy kosmiczne są w przybliżeniu tego samego rzędu co szumy własne odbiornika, a mierzona jest właśnie zmiana poziomu szumów. Bezwzględna wartość mocy jest mniej interesująca. Zastosowanie obwodu całkującego zwiększa efektywną czułość odbiornika (najmniejszą rozróżnialną zmianę poziomu sygnału wejściowego) dzięki odfiltrowaniu sygnału szumowego o przypadkowym charakterze i względnie stałym poziomie pochodzącego z odbiornika lub otoczenia. Mierzone sygnały pochodzenia kosmicznego charakteryzują się powolnymi zmianami amplitudy, dlatego też zmiany te nie zostają odfiltrowane. Efektywny przyrost czułości uzyskany dzięki zastosowaniu układu całkującego jest proporcjonalny do pierwiastka z jego stałej czasu.
W odbiornikach o tak dużym wzmocnieniu zauważa się już jednak negatywne efekty: wpływ niestabilności termicznych, szumów i przydźwięku pochodzącego z napięcia zasilania oraz szumów śrutowych typu 1/f pochodzących z elementów półprzewodnikowych. Dlatego też w ulepszonych układach odbiorników stosuje się periodyczne przełączanie wejścia odbiornika pomiędzy antenę i opornik odniesienia znajdujący się w stałej i znanej temperaturze. Pełna kompensacja niestabilności wzmocnienia odbiornika uzyskiwana jest dla temperatury opornika odniesienia równej zastępczej temperaturze anteny. Jednocześnie wyjście detektora przełączane jest na wejście odejmujące (odwracające fazę) miernika i wejście bezpośrednie. Od sygnału użytecznego składającego się z szumów odbieranych i sumów własnych odbiornika odejmowany jest sygnał odniesienia wraz z szumami odbiornika. Miernik wskazuje więc wyłącznie moc odbieranych szumów. Przełączanie następuje z szybkością 10 - 100 Hz. Schemat blokowy takiego odbiornika przedstawiony jest na rysunku poniżej. Zasada przełączania wejścia i wyjścia odbiornika została opracowana w 1946 roku przez amerykańskiego radioastronoma Roberta Dickie, dlatego też odbiornik taki nazywany jest czasami odbiornikiem Dickiego. Opornik odniesienia dostarcza mocy szumów wynoszącej: P
ref = kBT
ref, a otrzymywana na wyjściu detektora amplituda sygnału wynosi w tym przypadku:
Uss = hGk(Ta - Tref) [V]
gdzie
h jest czułością detektora w
V/W.
W najprostszym przypadku można zrezygnować z dopasowywania temperatury odniesienia i utrzymywać jej stałą wartość. Otrzymywany na wyjściu odbiornika sygnał jest sygnałem zmiennym, położonym w pobliżu częstotliwości przełączania, co pozwala na eliminację składowej stałej szumów własnych odbiornika i składowej typu 1/f.
Rozdzielczość kątową systemu antenowego można zwiększyć stosując zasadę interferometru. Do wejścia odbiornika podłączone są wtedy dwie anteny znajdujące się w pewnej odległości od siebie i umieszczone na linii wschód-zachód. Osie anten muszą być skierowane w kierunku prostopadłym do tej linii (w górę) i skierowane w punkt przejścia przez południk obserwowanego ciała niebieskiego. Długości obu kabli antenowych muszą być równe. Zmiana pozycji tego ciała powoduje powstanie na wejściu odbiornika sygnału interferencyjnego o zmieniającej się amplitudzie. Obwiednia sygnału interferencyjnego zmienia się silniej aniżeli moc szumów na wyjściu pojedynczej anteny i dzięki temu możliwe jest dokładniejsze określenie pozycji obserwowanego ciała. Rozdzielczość interferometru wzrasta w miarę powiększania wzajemnej odległości anten. Dla skompensowania wzrostu tłumienia kabli konieczne może być zainstalowanie niskoszumnych przedwzmacniaczy bezpośrednio przy antenach. Układ interferometru pozwala też na zastosowanie prostszych anten np. podwójnych lub poczwórnych grup anten Yagi o zysku 10 dB. W warunkach amatorskich odległości anten mogą wynosić 10 do kilkudziesięciu metrów.
Najsilniejszym źródłem promieniowania radiowego w okolicach Ziemi jest oczywiście Słońce. Promieniowanie Słońca składa się z zasadniczych czterech elementów: promieniowania spokojnego Słońca, wolnozmieniającego się składnika związanego z występowaniem plam słonecznych, promieniowania związanego z występowaniem burz słonecznych i promieniowania pochodzącego od wybuchów na Słońcu (obserwowane jest ono głównie w zakresie fal metrowych). Poniżej częstotliwości 100 MHz i powyżej częstotliwości 10 GHz promieniowanie słoneczne odpowiada promieniowaniu ciała doskonale czarnego o danej temperaturze (patrz 1c). Profesjonalne radioastronomiczne obserwacje Słońca prowadzone są w zakresie 2800 MHz. Względne natężenie szumów słonecznych w tym zakresie jest ściśle powiązane z liczbą plam słonecznych (wartość strumienia słonecznego w tym zakresie częstotliwości podawana jest w specjalnych komunikatach tzw. URSI-gramach). Ze względu na wpływ Słońca na warunki propagacji fal radiowych jest ono najbardziej interesującym obiektem do obserwacji amatorskich. Jednocześnie ze względu na znaczną siłe sygnału możliwe jest użycie prostych układów antenowych i odbiorczych. Początkujący adepci radioastronomii powinni rozpocząć swoje obserwacje i eksperymenty właśnie od obserwacji Słońca.
Promieniowanie radiowe planet ma zasadniczo charakter termiczny i jest zależne od temperatury ich powierzchni. Temperatura ta leży w granicach od 500 Kelwinów dla Merkurego do ok. 50 Kelwinów dla Urana, Neptuna i Plutona. Promieniowanie planet jest stosunkowo słabe w zakresie fal metrowych, a najsilniejsze w zakresie fal milimetrowych. Podobny charakter ma promieniowanie termiczne Księżyca. Zastępcza temperatura powierzchni Księżyca wynosi 230 Kelwinów, a obserwowany sygnał zmienia się zgodnie z jego fazami. Księżyc jest tak dobrze zbadanym źródłem promieniowania o charakterze termicznym, że jego sygnały mogą być wykorzystane do kalibracji urządzeń odbiorczych. W zakresie powyżej 3 GHz Księżyc jest najsilniejszym po Słońcu źródłem promieniowania radiowego. Najsilniej promieniującą planetą i drugim co do mocy źródłem sygnałów radiowych w zakresach niższych częstotliwości w naszym układzie słonecznym jest Jowisz. W zakresie fal o długości 3 cm jego promieniowanie odpowiada promieniowaniu ciała o temperaturze ok. 130 Kelwinów (jest to rzeczywista temperatura powierzchni), natomiast w zakresie fal o długości 10 cm jest ono znacznie silniejsze i odpowiada ciału o temperaturze ok. 600 Kelwinów, a w zakresie fal 70 cm ciału o temperaturze 50000 Kelvinów. Promieniowanie Jowisza mierzalne jest nawet w zakresie krótkofalowym. Przedstawione odchyłki widma od przebiegu widma termicznego spowodowane są efektem synchrotronowym, tzn. ruchem elektronów po orbitach kolistych w jego silnym polu magnetycznym. Korzystnym zakresem obserwacji natężenia promieniowania synchrotronowego jest górna część zakresu krótkofalowego, tzn. pasmo 18 - 30 MHz.
Z dalszych obiektów najsilniejszymi źródłami promieniowania radiowego są pozostałości gwiazd typu supernowa jak Taurus A w mgławicy Raka, Kasjopea A oraz niektóre gwiazdy jak Łabędź A czy Sagittarius A. Natężenie strumienia tych gwiazd leży w zakresie od ok. 1000 Jy (dla gwiazdy Sagittarius A) do ok. 10000 Jy (dla gwiazd
Kasjopea A i
Łabędź A).
Obserwacje Drogi Mlecznej (środka naszej galaktyki) wymagają zastosowania anten o średnicy 1 - 3 m. Najkorzystniejszym zakresem obserwacji są częstotliwości powyżej 1 GHz.
Referencje:
Krzysztof Dąbrowski: "Nie tylko fonia i CW - Poradnik dla krótkofalowców" - OE1KDA
Sla
25.04.2016, 13:08