LlUl
►15 V
■5k
HI---*14 V
i
50
Rys. 3. Odbiornik R yle’a-Vonberga
Rys. 4 . Generator szumów oparty na diodzie Zenera
Ograniczoność mocy szumów wytwarzanych przez diody każe rozważyć nieco inną wersję odbiornika Ryle’a-Vonberga, w której generator szumów pracuje w ustalonym reżimie, a moc dostarczaną na wejście odbiornika reguluje się za pomocą kontrolowanego tłumika (rys. 3). Warto wymienić najważniejsze zalety tego odbiornika. Ustalone warunki pracy generatora szumów zapewniają lepszą stabilność jego sygnału wyjściowego. Tłum ik można zbudować tak, żeby jego charakterystyka była eksponencjalna, co znakomicie poprawi dynamikę całego systemu. Układ ARW sprawi, że detektor obwiedni będzie pracował zawsze w bardzo zbliżonych warunkach sygnału wejściowego, co nie uwrażliwia systemu na większość trudności związanych z nieidealnością detektorów. Ponieważ sygnały wejściowe są zawsze prawie równe,
Odbiorniki radioastronomiczne
31
odpada też problem niedoskonałej izolacji wejść oraz problem niestabilności wzmocnienia odbiornika. Wypada też zwrócić uwagę na to, że pod względem rozwiązania technicznego odbiornik Ryle’a-Vonberga jest tylko wersją odbiornika Dicke’ego i może być zawsze przesta wiony na mod pracy tego ostatniego poprzez przerwanie pętli sprzężenia zwrotnego.
Jeżeli tłum ik ma charakterystykę
L{U),
gdzieU
jest napięciem sterującym tłum ika i jedno cześnie napięciem wyjściowym odbiornika, to z warunku zrównoważenia sygnałów wejściowychTA
=T
jest:gdzie
Tq
jest temperaturą otoczenia (temperatura fizyczna tłumika), aT
-tem peraturą równo ważną szumów wytwarzanych w generatorze. Znajomość charakterystykiL
pozwala mierzyć sygnał antenowy przez pomiar napięcia wyjściowegoU
i skorzystanie ze wzoru (29). Wprzy-gdzie
a
ib
są pewnymi stałymi. Wzór (30) oznacza, że napięcie wyjściowe odbiornika jest proporcjonalne do logarytmu mocy sygrału wejściowego.Przykład praktycznej realizacji odbiornika przełączanego z ARW podano u B o r k o w s k i e g o i in. (1975), dlatego tutaj ograniczę się tylko do omówienia przykładowych roz wiązań podzespołów różniących odbiornik Ryle’a-Vonberga od tamtego.
Znany jest fakt, że diody Zenera mogą generować szumy o dużej mocy i równomiernym widmie w dużym zakresie częstości ( F a r b e r 1969). B o b n e v (1971) podał przykład generatora szumów dla zakresu 1—100 MHz o gęstości widmowej ok. 1,6 10~ 15 W/Hz. Taka gęstość odpowiada równoważnej temperaturze szumowej o 56 dB wyższej od temperatury
otoczenia (opornik w temperaturze otoczenia generuje szumy o mocy
1
kTo
= 4 • 10 ~ 21 W/Hz). Przeprowadziłem kilka prób z generatorami typu przedstawionego na rys. 4 stwierdzając, że na częstości 127 MHz stosunkowo łatwo można wytwarzać szumy o mocach rzędu 4 0 - 5 0 dB. Ponieważ należy liczyć się z pewnymi wtrąceniowymi stratami sygnału w regulowanym tłumiku i aby uniknąć trudności z osiągnięciem wymaganej dynamiki odbiornika (ok. 60 dB), wskazane będzie wzmocnienie sygnału z takiego generatora o dalsze ok. 10 dB. Jednynym istotnym wymaganiem w stosunku do wzmacniacza jest to, aby był on stabilny (własności szumowe tego wzmacniacza są, oczywiście, niekrytyczne).Niewątpliwie najważniejszym i najbardziej krytycznym elementem odbiornika Ryle’a-Vonberga jest tłumik. Jego charakterystyka i zakres tłumienia przenoszą się na charakterystykę i dynamikę odbiornika jako całości. Logarytmiczna charakterystyka systemu odbiorczego (typu (30)) zapewnia nie tylko dużą dynamikę, ale także w przybliżeniu ten sam
TA ~ To =LM(Tg- T0),
(29)(30)
II. GENERATOR SZUMÓW
32 K. M. Borkowski
b łąd względny przy pomiarach sygnałów dużych i m ałych, dlatego tez najbardziej wskazaną charakterystyką tłu m ik a jest funkcja eksponencjalna.
Zo Zo Vv
1
-a) b)
Rys. 5. Regulowany tłum ik typu T: a) idea, b) przykład rozwiązania opartego na diodach PIN Charakterystykę eksponencjalną zapewnia tłu m ik typu T (rys. 5a), który charakteryzuje się niezależnością impedancji wejściowej i wyjściowej od współczynnika tłum ienia
(L = ( V w y l V we) 2 ^ 1) P°d warunkiem obciążenia z obu stron impedancją charakterystyczną Z Q oraz stałości iloczynu rezystancji R ]R 2 ( J o h n s o n 1950). Ten ostatni warunek wydaje
się trudny do praktycznego zrealizowania. Okazuje się jednak, że stałość tego iloczynu można stosunkowo dobrze utrzym ać, wykorzystując pewne własności diod PIN. Opierając się na zrealizowanym przez V i l e s a (1977) rozwiązaniu tłum ika regulowanego typu L, opraco w ałem wersję typu T, którą przedstawia rys. 5b. Diody PIN są tutaj podwojone w celu po większenia zakresu tłum ienia (do 60 dB). Trzeba dodać, że idea tego tłum ika wymaga użycia diod o bardzo zbliżonych parametrach. Para diod poza układem samego tłum ika służy także do kompensacji temperaturowej całego urządzenia.
6. UWAGI NA ZAKOŃCZENIE
Wszystkie idee przedstawione w tej pracy zrodziły się (niebezboleśnie) z praktycznych potrzeb toruńskich obserwacji Słońca na częstości 127 MHz. Najwięcej kło p o tó w dostarczało zagadnienie pomiaru dużych sygnałów — problem kalibracji odbiornika. Oczywiście, nie po m agało w tym obiegowe przekonanie, że charakterystyka odbiornika przełączanego z ARW powinna b yć bliska logarytmicznej, bo pomiary, przynajmniej w przypadku większych sygnałów, wyraźnie temu przeczyły.
Skutkiem wspomnianej niezgodności b y ły rozbieżności toruńskich wyników obserwacji Słońca i wyników uzyskanych w innych stacjach (chodzi tu głównie o różnice w pomiarach dużych strumieni). Z przedstawionego w tej pracy opisu zachowania się odbiornika przełącza nego wynika, że na krzywiznę charakterystyki wzmocnienia, a zatem również na dynamikę całego systemu odbiorczego, przemożny w pływ ma rodzaj detektora obwiedni, jego cha-, rakterystyka (w sensie odstępstw a od potęgow ej), izolacja wejścia antenowego od źró d ła sygnału porównawczego i wartość wzmocnienia w pętli ARW. Wnioski te znajdują także za dowalające poparcie doświadczalne (przygotowuję odpowiednie m ateriały do publikacji na tych łam ach).
Odbiorniki radioastronomiczne 33
Niejako ubocznym produktem przeprowadzonej tu analizy jest uzasadnienie marzenia o obiecująco prostym sposobie kalibracji zwykłego odbiornika przełączanego, pod warunkiem, że postęp techniki elektronicznej uczyni łatwo dostępnymi detektory, które będą bliższe idealnym niż zwykłe diody półprzewodnikowe. Taki odbiornik, ze względu na prostotę konstrukcji, byłby względnie łatwo osiągalny dla zaawansowanych radioamatorów. Łatwość kalibracji (bez potrzeby używania skalibrowanych generatorów szumów) i niepoślednia dyna mika uczyniłyby możliwym rozwój pożytecznego wówczas ruchu amatorskiego w tej dzie dzinie. Trzeba wszakże pamiętać, że nawet tak udoskonalony odbiornik przełączany nie spełnia wymagań współczesnej profesjonalnej służby Słońca na falach metrowych. Sporą przewagę w tym względzie nad przełączanym ma odbiornik Ryle’a-Vonberga.
L I T E R A T U R A
B e n d a t, J. S., 1958, Principles and Application o f Random Noise Theory, J. Wiley and Sons, N. Y. B o b n c v, M. P., 1971, Generirovanie sluchajnykli signalov, Ehnergiya, M.
B o r k o w s k i , K., G o r g o l c w s k i , S . , U s o w i c z , J . , 1975, Post. Astr., 23, 141. B r a c e w e l l , R. N., 1962, w Handbuch der Physik, 54, 42 (Springer-Vcrlag, Berlin). B r a c e w e 11, R. N., 1965, The Fourier Transform and Its Applications, McGraw-Hill, N. Y.
B r a n d t, S., 1976, Statistical and Computational Methods in Data Analysis, North-Ilolland, Amsterdam. C h r i s t i a n s e n , W. N., H o g b o m , J. A., 1969, Radiotelescopes, Cambridge University Press.
Cambridge.
C o f f e y , H. E., S h e a , M. A., (wyd.), 1977, Directory o f Solar-Terrestrial Physics Monitoring Stations, SCOSTEP, AFGL, WDC-A, Boulder, Colo.
D i c k e, R. H., 1946, Rev. Sci. Intrum., 17, 265.
D w i g h t, H. B., 1961, Tables o f Integrals and Other Mathematical Data, McMillan, N. Y.
E s e p k i n a, N. A., K o r o l'k o v, D. W., P a r i j s k i j , Yu. N., 1973, Radioteleskopy i radiometry, Nauka, M.
E v a n s, J. V., 1968, w Radar Astronomy, 516 (wyd. E v a n s, J. V., H a g f o r s, T., McGraw-Hill, N. Y.). F a r b e r, 0 ., 1969, Radio, Nr 1, 37.
J o h n s o n , W.C., 1950, Transmission Lines and Networks, McGraw-Hill, N. Y. K i s 1 j a k o v, A. G., 1978, Radiofizika, 21, 448.
K i s 1 j a k o v, A. G., 1979, tamże, 22, 513. K i 11 e 1, P., 1977, Rev. Sci, Instrum., 48, 1214.
K i 11 e 1, P., 1978, informacja osobista.
K n o c h, L., E k i e r t, T., 1979, Modulacja i detekcja, WKŁ. Warszawa. K o r o 1' k o v, D. V., 1979, Radiofizika, 22, 511.
K o t 1 a r s k i, I., 1971, w zbiorze Matematyka — Poradnik inżyniera, WNT, Warszawa. K r a u s, J. D„ 1966, Radio Astronomy, McGraw-Hill, N. Y.
L a w s o n , J. I., U h 1 e n b e c k, G. E., 1950, Threshold Signals, MIT Radiation Laboratory Series, 24, McGraw-Hill, N. Y.
L e v i n, B. R., 1974, Teoreticheskie osnovy statisticheskoj radiotekhniki, Sov. radio, M. M a c h i n, K. E., R y 1 e, M., V o n b e r g, D. D., 1952, Proc. IEE, 99, 127.
N i k o 1 a e v, A. G., 1964, Radioteplolokacya, Sov. radio, M. P e p p c r, M. G., 1975, Ph. D. Thesis, University of Kent.
P e p p e r, M. G., B r o w n, J. B., 1979, J. Phys. E:Sci. Instr. 12, 31. P r i c e, R. M., 1976, Meth. Exp. Phys., 12B, 201.
R i c e, S. 0., 1944, Bell Sys. Tech. J., 23, 282.
R o b i n s o n, B. J., 1964, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 2, 401.
R o t k i e w i c z , W., R o t k i e w i c z, P., Z a 1 e s k i, B., 1973, Technika odbioru radiowego, WNT, War szawa.
R y 1 e, M., V o n b e r g, D. D., 1948, Roy. Soc. Proc. (London), A193, 98. S e e 1 y, S., 1968, Electronic Circuits, Holt, Rinehart and Winston. 3 - Postępy Astronomii t. XXV III, z. I
34
K. M. BorkowskiS i f o r o v, W. I., 1974, Radiopriemnye ustrojstw, Sov. radio, M.
S w i e s z n i k o w , A. A., 1965, Podstawowe metody funkcji losowych, PWN, Warszawa.
T i u r i, M. E., 1964, IEEE Trans. Military Electronics, 8, 264.
V i 1 e 8, R. S., 1977, Electronic Design, 7, 100.
Wo l f , D., 1978, w zbiorze Noise in Physical Systems, 122 (wyd. Wolf, D., Springer-Verlag, Berlin).
Z i e 1, A. van der, 1954, Noise, Prentice-Hall, Englewood Cliffs, N. J.
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVIII (1980). Zeszyt 1
OCENA NIEDOKŁADNOŚCI POMIARÓW WARTOŚCI ABSOLUTNYCH STRUMIENIA RENTGENOWSKIEGO PROMIENIOWANIA SŁOŃCA
ZA POMOCĄ FOTOMETRU SzRF M A R E K H L O N D
Centrum Badań Kosmicznych PAN (Wrocław) Pracownia Związków Słońce—Ziemia