11.3. ODBIORNIKI
Zastępcza
temperatura szumów własnych (liczba szumowa) odbiornika powinna być, jak w każdym
przypadku, możliwie najmniejsza (w praktyce w zakresach UKF wytarczą 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 rysunku 11.2.
[rys. b_02]
Dla zastępczej temperatury szumów odbiornika równej 100 stopni 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 pochdzących 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 11.3. 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: Pref = kBTref, a otrzymywana na wyjściu detektora amplituda sygnału
wynosi w tym przypadku:
Uss = hGk(Ta -Tref) [V]
gdzie h jest czułością detektora w V/W.
[rys. b_03]
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.