Radioastronomian käsitteitä

Transkriptio

1 Radioastronomian käsitteitä allonpituusalue ~ 100 m - 1 mm MHz 300 GHz Leveä aallonpituusalue: erilaisia antenneja, monenlaista tekniikkaa Ei (suoraan) kuvia Signaali yleensä << kohina (tausta+laitteet) mittaus- ja vahvistustekniikka tärkeä Oma terminologia historiallisista + käytännön syistä, joskus ristiriidassa optisen terminologian kanssa Esim. vuo

2 energiavuo vuo (flux) luminositeetti tietyllä taajuudella L W Hz säteilijä kokonaisvuo luminositeetti (luminosity) [ vuo (!) ] L L d 0 [ W] L L d L

3 Säteily etenee F Vuontiheys (flux density) [ vuo (!) ] F L 4πr tai: S F r isotrooppinen W Hz m F L r anisotrooppinen W Hz m sr

4 Laaja säteilylähde Θ d B Pintakirkkaus kirkkaus (brightness) intensiteetti B W Hz m sr Φ Vuontiheys avaruuskulmayksikköä kohden: integroidaan yli lähteen HUOM! - Horjuva nimistö, erityisesti vuo! -B ei riipu etäisyydestä F 1 / r F Θ, Φ lähde B ( Θ, Φ)dΘdΦ B d

5 Säteily havaitaan Θ d B - Säteily tulee kulmassa Θ - Säteilyä kerää pinta - Teho pinnan d läpi: P Lähde: d B (Θ, Φ) E dw B cos Θddd Θ t B cosθdθddddt Teleskooppi: Θ suuntaherkkyys kaista t pinta - ala integroimisaika

6 Kirkkauslämpötila T B lämpötila, joka kohteella tulisi olla Rayleigh-Jeansin mukaan, jotta se tuottaisi havaitun intensiteetin Ei tarvitse olla fysikaalinen lämpötila Havaitaan taivaalta (tai mustasta kappaleesta) teho: P d ktd Lähteen kirkkauslämpötila: T B, T S, T source λ B T S k (Rayleigh-Jeans) ~ T fys, jos on musta kpl T fys jos ei ole!

7 Radioteleskoopin säteilyominaisuudet - Määräytyvät sm-säteilyn taittumis-/heijastumislakien perusteella - Resiprookkisuusperiaate: antennin ominaisuudet samat lähetyksessä & vastaanotossa. - Tyypillisesti säteily ei ole isotrooppista kaikkiin suuntiin - Suuntakuvio (säteilykuvio, kyky vastaanottaa säteilyä eri suunnista): antennin säteilemän tehotiheyden P(Θ,Φ) kulmariippuvuus, maksimisuuntaan 1 - Tyypillisesti voimakas pääkeila ja useita sivukeiloja - Pääkeilan eli radioteleskoopin keilanleveys λ/ D [rad] kulmaerotuskyky, joka on optisiin teleskooppeihin verrattuna suuri - HPBW pääkeilan puoliarvoleveys (half-power beamwidth) teho on puolet maksimista

8 ntennit ja havaitseminen - Mitataan tehoa antennilla, jolla on tietty efektiivinen pinta-ala e < (geom.) ja tehonkeräysominaisuudet riippuvat säteilykuviosta P n (Θ,Φ). pääkeila P n (0,0) 1 P n (0,0) 1 ntennin efektiivinen avaruuskulma (beam solid angle ): 4π P n ( Θ, Φ ) sin ΘdΘdΦ sivukeila ntennin pintahyötysuhde η e takakeila : geometrinen pinta-ala g ( p p physical )

9 e λ M : pääkeilan avaruuskulma (main beam solid angle) m - M sivukeilojen avaruuskulma (minor-lobe solid angle) keilahyötysuhde (beam efficiency) hajakerroin (stray factor) M M ε m m ε M p M P e M λ ε η m ε M ε 1

10 ntennilämpötila - Teleskoopin antennilämpötila sellaisen vastuksen lämpötila, joka antaa saman kohinatehon kuin mitä todellisesta antennista saadaan antennin vastaanottama teho P ω kt [W / Hz] ω kt R T - Havaittu vuontiheys vastus S kt e 0 pistelähde keskellä keilaa

11 Pintatarkkuus - Hyvä heijastuskyky - Muodon säilyttävä oikeana koko alueella ja eri asennoissa - Peilipinnan muoto muuttuu jatkuvasti: - gravitaatio - tuuli - lämpövaikutukset (panelit/tukirakenne) - Epätasaisuuksia myös: - paneleiden asennus ja säätö - kuluminen

12 - Vaihevirhe Φ rad Φ vaikutus pääkeilan tehossa: e Gaussin jakauma koko pinnalla -Pintavirheε (esim. λ/0) rms virhe vaihevirhe 4πε/λ - Pintahyötysuhde (surface efficiency) (4πε / λ ) η η surf η0e - Vahvistus (gain) 4π G η D η λ e η 0 : pintahyötysuhde täysin tarkalle pinnalle - Tarkistus- jasäätömittauksia (mm. holografia)

13 Signaalin havaitseminen, systeemilämpötila Signaali ja kohina - satunnaistapahtuma: N ± N - signaalin havaitseminen: mitataan systeemilämpötilan T SYS muutoksia (ts. tehovaihteluita P kt Δ ) SYS -T SYS ~ satunnainen - kaistanleveys B koherenssiaika 1/B - sekunnissa B satunnaistapahtumaa - mittausajassa τ on τb satunnaistapahtumaa - statistinen kohina B [ N ] τ [ N ] ΔT T SYS SYS τb 1 τb τb

14 pienin havaittava muutos: ΔT SYS T SYS τb K S K S : vakio, joka riippuu vastaanottimen tyypistä. Esim: kokonaistehov. K S 1 dicke-kytketty K S - Pistelähde tuottaa antennilämpötilan muutoksen T e k S oltava ΔT SYS ettei huku kohinaan pienin havaittava vuo S min k e T SYS τb K S (Huom. yleensä halutaan S/N > esim. 5)

15 Pyrkimyksenä: - suuri pinta-ala e - pieni systeemilämpötila T SYS - laajakaistainen vastaanotin B - pitkä havaintoaika τ Esimerkki 1: D 14 m, η 0.30 B GHz T SYS 100 K K S (k 1.38 x 10-3 J / K) ΔS ΔT τ 1s k D ηπ K S T τb 90 mk W m Hz 6 min ΔT 1 Jy lähde: T 5.4Jy D ηπ k mK

16 Esimerkki : GHz T tausta T taivas T sivukeilat T johdot T cal T vast 3 K 17 K 6 K 1 K 7 K 96 K Kosminen 3 K tausta Ilmakehän tuottama säteily Sivulta vuotava säteily Kohina johdoista + syöttöputkista Kalibrointisignaalin kohina Vastaanottimen kohina T SYS T lähde 350 K ~0. K 1 Jy pistelähde

17 Suuri vahvistus Esimerkki: T SYS ~ 100 K systeemilämpötila Δ ~ 500 MHz kaistanleveys Tuleva teho P Δ W kt SYS Detektoriin tarvitaan n. 10 mw tehoa signaalia vahvistettava ~ 10 1 kertaiseksi (10 db)

18 Heikko signaali Esimerkki: ~ Metsähovin antenni e ~ 50 m Tyypillinen kvasaari F ~ 1 Jy ntennilämpötilan nousu: T e S k 0.0 K Varsinainen signaali ~ 1/10000 kohinasta