Eine Diskussion darüber, wie Astronomen sehen, wo "Radio" endet und "Infrarot" beginnt, finden Sie unter Wie sieht die Himmelskugel im thermischen IR aus? führte mich zu der Frage, wie hoch eine Frequenz derzeit in Radioteleskopen elektronisch verstärkt wird, bevor sie stattdessen über einen lokalen Oszillator und Mischer herunterkonvertiert wird.
Zum Beispiel hat ALMA zehn verschiedene Frequenzbänder, die unter ALMA Receiver Bands der ESO aufgeführt sind .
Die Tabelle besagt, dass die niedrigsten zwei Bänder (35–50 und 65–90 GHz) die Transistorempfängertechnologie mit hoher Elektronenmobilität verwenden , während die oberen acht "SIS" verwenden.
Das obere Band (Band 10) ist als 0,3–0,4 mm oder 787–950 GHz mit einer Rauschtemperaturspezifikation von 344 Kelvin aufgeführt.
Aber ich weiß nicht, wie ich für jede dieser Bands herausfinden kann, wie die Frontends funktionieren; ob sie zuerst verstärken oder mischen und herunterkonvertieren. Daher möchte ich fragen:
Frage: Konvertieren Radioteleskop-Frontend-Verstärker mit ca. 1 THz tatsächlich vor der Verstärkung herunter? Ab welcher Frequenz wird die Verstärkung für radioastronomische Anwendungen unhaltbar ?
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Ein Artikel in Astronomy & Astrophysics 1 (AM Baryshev et al., A&A 577, A129 (2015)) mit dem Titel „The ALMA Band 9 receiver Design, construction, characterization, first light“ behandelt dies.
Das relevante Zitat aus dem Abschnitt Methoden lautet:
Die ALMA-Band-9-Empfängereinheiten (sogenannte „Cartridges“), die im vorderen Ende des Teleskops installiert sind, wurden entwickelt, um zwei orthogonale lineare Polarisationskomponenten des von den ALMA-Antennen gesammelten Lichts zu erkennen und herunterzuwandeln. Das am vorderen Ende einfallende Licht wird mit einer kompakten Anordnung von Spiegeln neu fokussiert, die vollständig in der Kartusche enthalten ist. Die Anordnung enthält ein Gitter, um die Polarisationen zu trennen, und zwei Strahlteiler, um jeden resultierenden Strahl mit einem lokalen Oszillatorsignal zu kombinieren. Die kombinierten Strahlen werden in unabhängige Doppelseitenbandmischer eingespeist, von denen jeder über ein geriffeltes Speisehorn verfügt, das die Strahlung über einen Wellenleiter mit Backshort-Hohlraum in einen impedanzabgestimmten Supraleiter-Isolator-Supraleiter (SIS)-Übergang einkoppelt, der die heterodyne Abwärtswandlung durchführt. Endlich,
Das deckt also Band 9 ab, nicht ganz 10.
Ein kürzlich erschienener Artikel Poster/Papier von SPIE. Ich habe derzeit keinen Zugriff auf das vollständige Papier, aber das Abstract enthält
Ein neuer 790–940-GHz-Überlagerungsempfänger, ASTE Band 10, wurde im Oktober 2019 am ASTE (Atacama Submillimeter Telescope Experiment), einem 10-m-Submillimeter-Teleskop in der Nähe des ALMA-Standorts in Chile, installiert. Ein ALMA Band 10-Prototypempfänger wurde mit SIS-Mischern aufgerüstet, die High-Jc-Übergänge verwenden.
was für mich eine sehr ähnliche Architektur impliziert. Beachten Sie, dass dieser spezielle Empfänger tatsächlich auf einem Teleskop in der Nähe von ALMA installiert ist, das als Testbett für Experimente auf Band 10 fokussiert werden soll (die meiste ALMA-Zeit wird auf anderen Bändern verbracht).
Was (wahrscheinlich) auf ALMA installiert wurde, ist in einem Artikel in IEEE TRANSACTIONS ON APPLIED SUPERCONDUCTIVITY, VOL. 21, NR. 3, JUNI 2011 , S. 606–611 von Yasunori Fujii et al. bespricht den Prototyp, den sie entwickelt haben. Es wurde auch ein Supraleiter-Isolator-Supraleiter (SIS)-Mischer am Frontend verwendet, um direkt auf eine 4-12-GHz-Zwischenfrequenz herunterzuwandeln.
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