전파 천문학 수신기
전파 천문학 수신기는 안테나가 수집한 극히 미약한 전파 신호를 가능한 한 적은 노이즈를 추가하면서 증폭하고, 하향 변환하며, 검출합니다.
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Definition
전파 천문학 수신기는 안테나 피드로부터 무선 주파수 신호를 받아 증폭하고, 주파수 변환하며, 필터링하고, 검출하는 전자 장치로, 주로 추가하는 노이즈(시스템 온도로 요약됨)에 의해 성능이 결정됩니다.
Scope
이 주제는 피드에서 검출기에 이르는 수신기 체인, 헤테로다인 수신기 및 국부 발진기, 냉각 HEMT 및 SIS 믹서 기술을 포함한 저잡음 증폭기, 시스템 온도 및 노이즈 기여, 노이즈 다이오드 및 부하를 이용한 교정, 그리고 신호를 채널화하는 분광기 및 백엔드를 다룹니다.
Core questions
- 전파 수신기의 감도를 제한하는 요인은 무엇입니까?
- 헤테로다인 하향 변환은 어떻게 검출 및 분광학을 가능하게 합니까?
- 수신기 프런트 엔드는 왜 극저온으로 냉각됩니까?
- 전파 측정은 어떻게 온도 척도로 교정됩니까?
Key theories
- 시스템 온도 및 복사계 방정식
- 모든 노이즈원은 등가 온도로 표현되며, 복사계 방정식은 달성 가능한 감도가 대역폭과 적분 시간의 제곱근을 시스템 온도로 나눈 값에 비례하여 향상됨을 보여줍니다.
- 헤테로다인 검출
- 하늘 신호를 국부 발진기와 혼합하면 신호가 더 낮은 중간 주파수로 이동하여 증폭 및 채널화하기 쉬워지며, 분광학 및 간섭계를 위한 진폭과 위상을 보존합니다.
- 극저온 저잡음 프런트 엔드
- 증폭기 및 초전도 믹서를 수 켈빈으로 냉각하면 열 노이즈가 급격히 감소하며, SIS 접합은 밀리미터 파장에서 거의 양자 한계에 가까운 감도를 제공합니다.
Clinical relevance
수신기 노이즈 성능은 주어진 시간 내에 얼마나 미약한 전파원을 검출할 수 있는지를 직접적으로 결정합니다. 극저온 증폭기 및 초전도 믹서의 발전은 차가운 분자 가스의 밀리미터 및 서브밀리미터 분광학을 일상적인 작업으로 만들었습니다.
History
초기 전파 천문학은 비교적 노이즈가 많은 증폭기를 사용했으며, 1940년대 디케(Dicke)의 스위칭 복사계는 불안정성을 줄였습니다. 메이저(Maser) 및 파라메트릭 증폭기는 냉각 트랜지스터 증폭기로 대체되었고, 최고 주파수에서는 초전도체-절연체-초전도체(SIS) 믹서가 근본적인 양자 노이즈 한계에 근접했습니다.
Key figures
- Robert Dicke
- Harry Nyquist
Related topics
Seminal works
- wilson2013
- rieke2003
Frequently asked questions
- 전파 수신기 프런트 엔드는 왜 절대 영도보다 불과 몇 도 높은 온도로 냉각됩니까?
- 전파 감도의 주요 한계는 수신기 자체 전자 장치에 의해 추가되는 열 노이즈입니다. 첫 번째 증폭기 또는 믹서를 수 켈빈으로 냉각하면 이 노이즈가 크게 줄어들어, 수신기가 상온 시스템으로는 감지할 수 없는 훨씬 미약한 신호를 감지할 수 있게 됩니다.
- 전파 망원경에서 시스템 온도는 무엇을 의미합니까?
- 시스템 온도는 수신기, 대기, 지면을 포함한 시스템 내의 모든 노이즈를 동일한 노이즈를 생성하는 저항기의 온도로 표현하는 단일 숫자입니다. 시스템 온도가 낮을수록 주어진 적분 시간 동안 망원경의 감도가 높아집니다.