Receptores de Radioastronomía
Los receptores de radioastronomía amplifican, convierten a frecuencias más bajas y detectan las señales de radio extremadamente débiles recolectadas por una antena, añadiendo la menor cantidad de ruido posible.
Definition
Un receptor de radioastronomía es el conjunto de componentes electrónicos que toma la señal de radiofrecuencia del alimentador de la antena y la amplifica, convierte en frecuencia, filtra y detecta, con un rendimiento determinado principalmente por el ruido que añade, resumido como su temperatura del sistema.
Scope
Este tema cubre la cadena del receptor desde el alimentador hasta el detector, los receptores heterodinos y los osciladores locales, los amplificadores de bajo ruido, incluyendo la tecnología de HEMT enfriados y mezcladores SIS, la temperatura del sistema y las contribuciones de ruido, la calibración con diodos de ruido y cargas, y los espectrómetros y backends que canalizan la señal.
Core questions
- ¿Qué limita la sensibilidad de un radiorreceptor?
- ¿Cómo permite la conversión descendente heterodina la detección y la espectroscopia?
- ¿Por qué se enfrían los front-ends de los receptores a temperaturas criogénicas?
- ¿Cómo se calibran las mediciones de radio en una escala de temperatura?
Key theories
- Temperatura del sistema y la ecuación del radiómetro
- Todas las fuentes de ruido se expresan como una temperatura equivalente, y la ecuación del radiómetro muestra que la sensibilidad alcanzable mejora con la raíz cuadrada del ancho de banda multiplicado por el tiempo de integración dividido por la temperatura del sistema.
- Detección heterodina
- La mezcla de la señal del cielo con un oscilador local la desplaza a una frecuencia intermedia más baja que es más fácil de amplificar y canalizar, preservando la amplitud y la fase para la espectroscopia y la interferometría.
- Front-ends criogénicos de bajo ruido
- El enfriamiento de los amplificadores y los mezcladores superconductores a unos pocos kelvin reduce drásticamente el ruido térmico, y las uniones SIS proporcionan una sensibilidad cercana al límite cuántico en longitudes de onda milimétricas.
Clinical relevance
El rendimiento del ruido del receptor determina directamente cuán débil puede ser una fuente de radio detectada en un tiempo dado; los avances en amplificadores criogénicos y mezcladores superconductores han hecho que la espectroscopia milimétrica y submilimétrica de gas molecular frío sea rutinaria.
History
La radioastronomía temprana utilizaba amplificadores relativamente ruidosos, y el radiómetro de conmutación de Dicke de la década de 1940 redujo las inestabilidades. Los amplificadores máser y paramétricos dieron paso a los amplificadores de transistores enfriados y, en las frecuencias más altas, a los mezcladores de superconductor-aislante-superconductor (SIS) que se acercan al límite fundamental del ruido cuántico.
Key figures
- Robert Dicke
- Harry Nyquist
Related topics
Seminal works
- wilson2013
- rieke2003
Frequently asked questions
- ¿Por qué se enfrían los front-ends de los radiorreceptores a solo unos pocos grados por encima del cero absoluto?
- El límite dominante en la sensibilidad de radio es el ruido térmico añadido por la propia electrónica del receptor. Enfriar el primer amplificador o mezclador a unos pocos kelvin reduce drásticamente este ruido, permitiendo que el receptor detecte señales mucho más débiles de lo que podría un sistema a temperatura ambiente.
- ¿Qué significa la temperatura del sistema para un radiotelescopio?
- La temperatura del sistema es un número único que expresa todo el ruido en el sistema, incluyendo el receptor, la atmósfera y el suelo, como la temperatura de una resistencia que produciría el mismo ruido. Una temperatura del sistema más baja significa un telescopio más sensible para un tiempo de integración dado.