Гипотетическая проблема конструкции космического телескопа CMB, полученная мощность от протяженного теплового источника по сравнению с передним концом приемника NEP?

Рассмотрим пример большой радиоантенны в космосе, оснащенной теплозащитным экраном, защищающим ее от Солнца. Допустим, эффективная температура входного каскада усилителя (для целей расчета шума (т.е. NEP )) составляет 2,7 Кельвина, что по совпадению является температурой космического микроволнового фона , на который он будет смотреть.

Мы проигнорируем тепловое излучение от самой тарелки, потому что, хотя она несколько теплее, это металл с высокой отражающей способностью, поэтому коэффициент излучения очень низкий. (см. этот ответ для получения дополнительной информации об этом)

Система приемника фиксируется на центральной длине волны вблизи пика реликтового излучения, скажем, 2 мм, и имеет фиксированную полосу пропускания 1%.

Теперь пришло время выбрать диаметр и фокусное расстояние тарелки.

Я знаю, что характерная «температура неба» реликтового излучения, для которой я пытаюсь изобразить неоднородности, и температура переднего конца моего приемника равны 2,7 К, но каково соотношение их мощностей, которое я буду измерять?

Вопрос: Если у меня большой f/no. будет ли данный рупорный облучатель с дифракционным ограничением получать меньшую мощность, и поэтому сигнал будет слабее по сравнению с тепловым шумом приемника, или они окажутся каким-то образом примерно равными независимо от диаметра или фокусного расстояния тарелки?

По сути, вы не пытаетесь измерить 2,7 К, вы хотите измерить микрокельвиновую анизотропию (сейчас в поляризации). Ваш внешний интерфейс не обязательно должен быть на 2,7 К, они были 100 мК для Planck HFI (болометры) и 20 K для LFI (смесители). Кроме того, на любом достаточно высоком уровне в анизотропии преобладают передние планы: сигналы от звезд, пыли, синхротрона и т. д. Самый большой в вашем частотном диапазоне — пыль из галактики. Таким образом, становится проблемой, насколько хорошо вы можете разрешить и идентифицировать передние планы, чтобы их можно было удалить при обработке данных (ср. сбой BICEP2). См. предварительные документы Planck.
@user71659 user71659 Я задаю вопрос о шуме в радиоастрономии и создал гипотетический сценарий, таким образом, заголовок « Гипотетическая проблема конструкции космического телескопа CMB , полученная мощность от протяженного теплового источника по сравнению с передним концом приемника NEP?» Если вы можете предложить некоторую информацию, которая отвечает на заданный вопрос, это будет здорово, но ответы о том, как на самом деле измерить его, должны быть помещены в другие вопросы. Спасибо!
Время от времени я забываю добавить вопрос: индикатор, и сегодня один из таких дней. Я добавлю его обратно в сейчас.
По сути, вы говорите, что задаете вопрос не по астрономии, а вам нужна помощь с оптикой. Если ваш вопрос действительно по теме, он занижен. Вы должны сказать, какова цель вашего телескопа CMB. Вы пытаетесь доказать, что CMB является черным телом 2,7 К (FIRAS)? Вы пытаетесь построить лучший из возможных слабополяриметрический телескоп (Планк)? Или вы пытаетесь построить научно значимый поляриметрический телескоп (параметры пока неизвестны)? Это приводит к совершенно разным конструкциям.
@ user71659 Я не согласен с большинством ваших комментариев по нескольким причинам, и нет причин читать так много лишнего в моем вопросе, которого там нет. Но у меня есть ощущение, что если вы не думаете, что вопрос в последнем предложении не относится к теме здесь, в Astronomy Stack Exchange, я не смогу вас убедить. Я также вижу, что вы на самом деле мало участвуете в этом сайте, поэтому в этом случае я собираюсь доверять своему собственному суждению. Вопрос требует соотношения мощностей , и он достаточно определен, чтобы ответить единицей. Если через несколько дней не будет ответа, попробую написать сам.
@user71659 user71659, но я согласен с тем, что этот вопрос пересекается с радиометрией (я думаю, вы упомянули об этом, но сейчас я этого не вижу). Хотя это не делает его не по теме. Я вижу, у вас есть аппетит к более сложным вопросам, я постараюсь задать некоторые в следующий раз. :-)

Ответы (1)

Рупор облучателя представляет собой антенну с диаграммой направленности Источник

Однако не все корма являются рогами. Вот изображение параболической тарелки с подачей Yagi: Источник

В идеале вы хотите, чтобы ширина луча рупорной антенны покрывала всю тарелку и только тарелку. Итак, если ширина луча рупорной антенны составляет, скажем, 30 градусов, вы хотите, чтобы тарелка стягивала 30 градусов поля зрения от центра входа канала.

Поскольку тарелка параболическая, ее можно описать уравнением y=a(xh)^2 Source . Предполагая, что вершина параболы находится в начале координат, облучающая антенна будет находиться на расстоянии 1/(4a) единиц от вершины. Это фокусное расстояние тарелки. Отверстие тарелки - это ее диаметр. Используя значения из приведенного выше уравнения, число f параболической антенны равно (1/(4a))/x или 1/(4ax).

Теперь, когда мы знаем, где находится фокус, мы можем вычислить ширину луча облучателя, необходимую для охвата тарелки, а затем спроектировать облучающую антенну, отвечающую этому требованию.

Обратите внимание, что число f не способствует решению проблемы, как можно было бы ожидать, если бы это была оптическая система. Самое главное — согласовать ширину луча облучающей антенны с радиусом антенны, который задается значением «а». Таким образом, облучающая антенна будет получать одинаковое количество энергии независимо от числа f, пока облучающая антенна находится в фокусе апертуры. (Можно ли спроектировать фидерную антенну для данного «а» — это другой вопрос.)

Спасибо за Ваш ответ! Я думаю, что улавливаю картину; Меня всегда смущает, когда встречаются термодинамика и антенны.
Гипотетическая проблема конструкции космического телескопа CMB, полученная мощность от протяженного теплового источника по сравнению с передним концом приемника NEP?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v