§2.3 射电望远镜接收机

从天体投射来并汇集到望远镜天线焦点的射电波，必须达到一定的功率电平才能被接收机检测出来．射电天文接收机可划分为米波、微波、毫米波和亚毫米波接收机．射电望远镜的灵敏度不仅由天线口径及品质决定，而且与接收机的关系重大．当望远镜建成以后，继续提高灵敏度的主要手段是不断改善接收机的性能，如降低接收机系统的噪声温度和增加频带宽度等．

2.3.1 超外差式接收机的组成

超外差接收机无论在灵敏度、频率选择性及稳定性上都有相当优异的特性，因此传统的接收机大都采用超外差结构．图2.12是射电望远镜接收机原理方框图．

（1）低噪声放大器（LNA）.

接收机第一级放大器，又称前置放大器，对来自射电源的信号直接放大，所截取的信号的频率称为射频．这是整个接收机的核心器件，必须采用低噪声放大器．其放大倍数在10～1000的范围，通常被安装在靠近馈源的地方，并把它冷却到接近绝对零度，使噪声最小．对于观测频率比较低的情况，因为天空背景噪声温度比较高，采用低温制冷接收机系统意义不大，通常转而采用常温低噪声放大器．

（2）本机振荡器（LO）和混频器．

本机振荡器和混频器是超外差式接收机的关键部件．图2.12中的圆形框为混频器．当混频器将主信号与本振信号结合后，二者间的拍频比原信号的频率低得多，该关系式是

其中 ν _signal 是射电望远镜的观测频率， ν _LO 是本振频率， ν _IF 是中间频率．满足（2.6）式的信号频率有两个，但馈源和前置放大器只让其中的一种频率被收集和放大．

本机振荡器的重要指标是频率稳定性，有条件的观测站使用原子钟来提供基频．混频器的性能在接收机性能中起着举足轻重的作用．超外差接收机的一些特殊的干扰，如镜像干扰、组合频率干扰、中频干扰、半中频干扰等都是由混频器产生的．混频器是非线性器件，一般情况下可以看为准线性器件．混频器有很多种类，根据观测研究的需要选用．

（3）带通滤波器（BPF）.

连接前置放大器和混频器的射频带通滤波器（BPF）的主要作用是抑制接收机的镜像频率干扰、镜像噪声、接收机本振信号的泄漏、放大器产生的二次谐波，以及半中频干扰．对于超外差接收机来说，镜像问题是一个严重的问题．

（4）中频放大器（IF）.

中频放大器主要在中频频段给接收机提供足够的增益，并要求中频放大器稳定，以防止接收机产生自激．

（5）噪声源．

在射电天文观测中，一般采用噪声源来衡量射电源的流量强度．需要选择一个性能优异且噪声温度随环境温度变化小的噪声源．噪声源的噪声温度大约为290K，而脉冲星射电源的流量强度大都远小于这个值，因此需要加一定的衰减后才能为系统提供合适的噪声．

（6）分贝（dB）的定义和使用．

分贝表示两个量的比值大小，没有单位．对于功率，dB=10lg（ A / B ）．对于电压或电流，dB=20lg（ A / B ）. A , B 代表参与比较的功率值或者电流、电压值．放大器输出与输入的比值为放大倍数，改用“分贝”做单位时，就称之为增益．

给0dB定一个基准，dB就有了绝对的数值了．定义dBm为在600Ω负载上产生1mW功率时的0dB的值，dBV则是产生1伏的电压为0dB, dBW是产生1W为0dB.

2.3.2 选用超外差式的原因

（1）射电源辐射的射电波段的频率范围很宽，射电望远镜是一个天生的单色仪，馈源和接收机都只能接收围绕中心频率的一定频带宽度的信号，因此射电望远镜需要配备许多套不同频段的馈源和接收系统．超外差结构可使不同频段的前置放大器共用同一个中频放大器和共同的终端记录系统，使整个系统变得比较简单．

（2）天体信号微弱，进入接收机的输入端时只有大约-120dBm/MHz．对25m口径天线和320MHz频带宽度来说，考虑传输线损耗，接收机需要相当于1Jy的流量密度．对比较弱的脉冲星观测，它们的流量密度只有毫央斯基（mJy）的量级，接收机的增益至少要达到100dB.

如果接收机在一个频段的增益超过60dB，就可能产生自激而变得不稳定．采用超外差式，分别在两个频段放大信号，解决了这个难题，保证接收机获得必要的增益，并能稳定工作．

（3）超外差接收机的频率选择性极好，在强干扰情况下，小信号的处理和选择能力也非常优秀，两次变频的频率选择性更好．如果不进行变频处理，被接收机放大的射频信号会有一部分泄漏出去，反射回天线造成干扰．

2.3.3 射电望远镜观测系统的噪声

接收机的噪声是系统噪声的主要来源．噪声还有其他来源，如银河系背景噪声、环境噪声等．

（1）Nyquist定理．

对于电路里的任何部分，噪声来源于电子元件的热噪声，即导体中的电荷载流子受到热激励而产生的随机振动．在温度高于绝对零度的导体中，电子处于随机运动状态，这种运动和温度有关．由于每个电子带有1.60218×10 ^-19 C的电荷，所以当电子在材料中做随机运动时，会形成很多小的电流涌．虽然在导体中由这些运动产生的平均电流为零，但瞬时是有电流起伏的，这使得导体两端有电位差存在． Nyquist定理给出导体中热噪声的有用输出功率为

其中 k 为Boltzmann常数， B 为噪声带宽， T 为导体内的物理温度．噪声功率随带宽的减小而减小，随温度的降低而降低．噪声功率与工作中心频率无关，只取决于频带宽度，所以称它为“白噪声”.

（2）噪声系数及其他表述．

噪声系数（ F ）有很多种定义方式，最常用的定义是网络两端输入信噪比与输出信噪比的比值：

其中 S _i 和 N _i 分别代表网路输入端的信号和噪声的功率， S ₀ 和 N ₀ 分别代表网络输出端的信号和噪声的功率．噪声系数只适用于接收机的线性电路和准线性电路，即检波器以前的部分．检波器是非线性电路．混频器可以看成是准线性电路．

理想的无噪网络的噪声系数为1，而实际的网络都是有噪声的．根据Nyquist定理，室温时的输入噪声功率为 P ₀ = kT ₀ B ．设网络本身的输出噪声功率为 N _a ，输出比输入放大了 G 倍，则噪声系数可表述为

分子比分母多了网络噪声输出，若无网络噪声，则噪声系数为1．噪声系数的对数形式为

人们习惯用等效噪声温度来代替噪声系数．网络噪声功率为 N _a = kT _a BG ，代入（2.9）式可得 T _a ，以此温度作为等效噪声温度 T _e ，则有

表2.3给出了它们的对应关系．

（3）射电望远镜噪声的其他来源．

（i）天空背景噪声．

天空背景噪声主要来自银河系背景射电辐射，比背景辐射更弱的脉冲星是观测不到的．脉冲星辐射是幂律谱（谱指数平均为-1.5），银河系背景辐射的谱更陡（谱指数平均为-2.6）．天空背景辐射随频率增加快速减少，327MHz的背景辐射约300K,1.5GHz时约5K，到了毫米波段就接近0K了．

（ii）馈源噪声．

在制冷接收机中，接收机本身的噪声温度极低，馈源和漏射噪声变得重要．在短厘米波、毫米波和亚毫米波波段，馈源很小，有可能与前置放大器放在一起，使它处在低温状态．

（iii）漏射噪声．

漏射噪声是馈源的波束大于天线口径及馈源波束的副瓣导致地面噪声进入馈源所致．漏射噪声要远大于馈源的噪声．若馈源波束小于天线口径，则会造成天线有效面积减小．馈源的漏射噪声不可避免．一般馈源的漏射噪声大约为17K.

（iv）环境噪声．

调频电台、电视、手机、所有无线电数据的传输、出租汽车、微波炉和其他人造波源的漏失辐射，都会对射电望远镜的观测造成干扰．国际组织分配给射电天文业务的频段，主要是分子谱线附近的频段．对于脉冲星观测，为了提高灵敏度，要求非常宽的带宽，这样的频率保护不起作用．新疆天文台25m射电望远镜脉冲星观测使用的消色散接收系统，频带宽度是320MHz和1GHz两种，只能寻找远离城市、人烟稀少的地方，以及四周有比较高的山阻隔外界电磁波的台址．

2.3.4 制冷式前置放大系统

射电望远镜的系统噪声包括接收机、馈源、天线的噪声等．射电望远镜接收机大多数采用超外差式，有很多级放大器，级联网络系统的噪声温度计算公式是

式中 G ₁ , G ₂ , G ₃ , …分别为各级放大器的放大倍数，一般比10还要大，因此（2.12）式右边第一项的数值远大于其他各项之和．所以，接收机的多级放大器的噪声由第一级决定．

降低多级放大器第一级的噪声温度至关紧要．通常用液氦来冷却接收机的第一级放大器，甚至包括馈源或其中的极化器．第一级放大器的放大倍数通常为10至1000．为尽量减少馈线引起的衰减，它通常被安装在靠近馈源的地方，因此又称前置放大器．制冷式前置放大器对于频率比较高的观测才是必要的，频率比较高时，银河系背景辐射很低，如1.5GHz时，噪声温度仅有5K左右，当然希望接收机的噪声温度越低越好．但是，对低频观测来说，天空背景噪声温度较高，如327MHz时的银河系背景噪声为300K，采用低温制冷式意义不大，一般采用常温低噪声放大器．

目前我国有多台射电望远镜在多个波段上装备了制冷式前置放大系统．新疆天文台的25m射电望远镜18cm波段双极化制冷接收机系统是2002年研制完成的．这是中、澳、英三国五方合作的脉冲星观测项目中的任务，采用澳大利亚国家射电天文台的技术，达到国际先进水平．图2.13是这套设备的原理方框图．该设计把低噪声放大器、极化器、耦合器、隔离器都放在作为低温室的封闭的杜瓦瓶中．抽真空使低温室内部达到较高的真空度．液态氦的沸点很低，接近绝对温度的零度（-268.9℃）．类似家用空调制冷的原理，压缩机将液态氦制冷至10K以下，通过液态氦在杜瓦瓶的外面流动，来使杜瓦瓶的温度降至10K以下．新疆天文台研制的这套接收机系统拥有线极化（适宜作脉冲星观测）和圆极化（适宜作VLBI观测）两种工作模式，测试结果分别为

线极化：通道A T _sys =24K, T _n =5.6K，

通道B T _sys =22K, T _n =6.5K；

圆极化：通道A T _sys =22.4K, T _n =5.2K，

通道B T _sys =21K, T _n =6.0K.

其中 T _n 为前置放大器的噪声温度， T _sys 为系统噪声温度，包括了接收机系统及银河系背景的噪声温度，达到了国际先进水平．这套系统已经稳定运行了15年．