11.2. ANTENY ODBIORCZE
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 l^2/4P
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 = kTWAB/l^2 [W]
gdzie:
W - kąt przestrzenny wiązki anteny (pełny kąt wynosi 4P steradianów),
B - szerokość pasma,
k - stała Bolzmanna.
Między wielkością kąta przestrzennego wiązki i aperturą anteny zachodzi natępująca przybliżona
zależność:
WA = l^2
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 stopniach Kelvina). 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= TrÖBt
I tak dla szerokości pasma 5 MHz, stałej czasu w układzie detektora
t = 10 sekund i zastępczej temperatury szumowej odbiornika
wynoszącej 100 stopni Kelvina, Tmin równe jest 0,014 stopnia Kelvina.
Strumień pochodzący z silnych źródeł promieniowania jak Kasjopea A
lub łabądź 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 stopni 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.