射电天文接收机

射电天文接收机对天线收集到的极其微弱的射电信号进行放大、下变频和检测，同时尽可能少地引入噪声。

Definition

射电天文接收机是指将来自天线馈源的射频信号进行放大、变频、滤波和检测的电子设备，其性能主要由其引入的噪声决定，并以系统温度来概括。

Scope

本主题涵盖从馈源到探测器的接收机链、外差接收机和本振、包括冷却型HEMT和SIS混频器技术在内的低噪声放大器、系统温度和噪声贡献、噪声二极管和负载校准，以及对信号进行信道化的光谱仪和后端。

Core questions

• 什么限制了射电接收机的灵敏度？
• 外差下变频如何实现检测和光谱分析？
• 为什么接收机前端要冷却到低温？
• 射电测量如何校准到温度标度上？

Key theories

系统温度和辐射计方程

所有噪声源都表示为等效温度，辐射计方程表明，可实现的灵敏度随带宽乘以积分时间除以系统温度的平方根而提高。

外差检测

将天空信号与本振混合，将其移至较低的中频，从而更容易放大和信道化，同时保留幅度和相位以进行光谱分析和干涉测量。

低温低噪声前端

将放大器和超导混频器冷却到几开尔文可显著降低热噪声，SIS结在毫米波波段提供接近量子极限的灵敏度。

Clinical relevance

接收机噪声性能直接决定了在给定时间内可以检测到的最微弱射电源；低温放大器和超导混频器的进步使得冷分子气体的毫米波和亚毫米波光谱观测成为常规。

History

早期的射电天文学使用噪声相对较大的放大器，20世纪40年代迪克开关辐射计的出现减少了不稳定性。脉泽和参量放大器逐渐被冷却型晶体管放大器取代，而在最高频率下，超导体-绝缘体-超导体混频器已接近基本的量子噪声极限。

Key figures

• Robert Dicke
• Harry Nyquist

Seminal works

• wilson2013
• rieke2003

Frequently asked questions

为什么射电接收机前端要冷却到接近绝对零度？

射电灵敏度的主要限制是接收机自身电子设备引入的热噪声。将第一个放大器或混频器冷却到几开尔文可以大大降低这种噪声，使接收机能够检测到比室温系统微弱得多的信号。

系统温度对射电望远镜意味着什么？

系统温度是一个单一的数值，表示系统中所有噪声，包括接收机、大气和地面，等效于产生相同噪声的电阻器的温度。在给定积分时间下，较低的系统温度意味着望远镜具有更高的灵敏度。