Rob's web

Home - Techniek - Electronica - Radiotechniek - Radio amateur bladen - CQ-PA - Kosmische ruis 2

Kosmische ruis 2

3. De difkrete bronnen

Zoals al duidelIjk is gesteld, bestaan er diffuse bronnen en diskrete bronnen.

De diffuse bronnen zijn in de ruiskaarten ingetekend, maar de diskrete bronnen staan er niet bij. Een diskrete bron, men noemt het ook wel een radio-ster, is namelijk een bron die een zeer klein deel van het oppervlak van de kaart inneemt, maar toch een zeer grote ruisbijdrage heeft. Hun schijnbare afmetingen zijn erg klein zodat ze voor radio-ogen punten van ruisenergie zijn. Het is echter mogelijk om de energiestroom van deze bronnen te meten, zodat via een omweg toch de ruistemperatuur die deze bron heeft voor een bekende antennegain te berekenen is. Aangezien het dan om een puntbron gaat met een bepaald vermogen, zal de ruis die men ervan ontvangt afhankelijk zijn van de antenneversterking. Als de flux S en de antennegain Gi bekend zijn dan geldt formule (2):

Hierin is:
S = flux van de bron in WM-2Hz-1
λ = golflengte in m
G_i = antenneversterking t.o.v. isotroop
k = konstante van Boltzmann, k = 1,38 × 10^-23 J/K

Pas op met de waarde voor G; vul voor de antenneversterking de waarde in als het aantal malen dat de versterking bedraagt, en niet de decibelwaarde! Zet de decibelwaarde eerst om. Bedenk verder dat de versterking van een dipool 2,2 dB ten opzichte van een isotrope antenne is, en Oen 3 dB. Dit om vergissingen te voorkomen!

De waarde van de flux S van zes punt bronnen is in tabel 1 voor de 2 meter, 70 cm en 23 cm band gegeven. De jaarlijkse afname van Cassiopeia A en Taurus A in intensiteit is eveneens gegeven. De andere bronnen blijven nagenoeg konstant van sterkte. De waarden die in tabel 1 staan gelden voor het jaar 1984.

Tabel 1: Intensiteit van enige discrete radiobronnen

Object	Positie		Flux in 10-22 Wm-2Hz-1			Afname in
	RA	DEC	144	432	1296 MHz	% per jaar
Cassiopeia A	23.21	+58.32	1,08	0,46	0,19	1.4
Cygnus A	19.57	+40.36	1,08	0,46	0,17
Sagittarius A	17.44	-29.00	0,36	0,23	0,14
Taurus A	05.31	+21.59	0,15	0,12	0,095	0,3
Virgo A	12.28	+12.40	0,12	0,05	0,02
IC 443	06.15	+22.43	0,02	0,016	0,012

De vermindering van de sterkte van de eerste en de vierde bron in de tabel, heeft veel te maken met soort ruis die uitgezonden wordt. Cassiopeia, Taurus en IC443 zijn supernova restanten dit zijn de overblijfselen van nog niet zo lang geleden ontplofte sterren. Een supernova restant bestaat uit een bolvormige wolk gas die snel uitdijt en waarbinnen elektronen met bijna de lichtsnelheid door interstellaire magneetvelden lopen. Daarbij wordt door de elektronen zogenaamde synchrotronruis uitgezonden. De energie die de elektronen uitstralen, in de vorm van Licht en radiogolven, wordt aan de bewegingsenergie onttrokken. Hierdoor gaan de elektronen steeds langzamer bewegen, en ook steeds minder straling uitzenden. Een jonge bron, zoals Cassiopeia A die ongeveer 280 jaar geleden ontplofte, heeft nog veel "snelle" deeltjes, zodat de verliezen vrij fors zijn. Een oude bron heeft niet zo veel snelle elektronen en relatief meer tragere elektronen die niet zo veel vermogen meer uitstralen. Dit uit zich in een kleinere jaarlijkse vermindering van de flux en een vlakker frequentiespektrum. Overigens, de leeftijd van een bron is het aantal jaren dat verstreken is, sinds die bron voor het eerst met zijn straling de Aarde bereikte. Taurus A bijvoorbeeld werd als een supernova gezien in het jaar 1054, maar omdat de bron ongeveer 3600 lichtjaar van ons verwijderd is, heeft de eigenlijke ontploffing dus 3600 jaar eerder plaatsgevonden. Voor ons is de bron natuurlijk nog maar 930 jaar oud, want hoe Lang het licht erover doet om ons te bereiken is voor ons niet van belang. Kortom: we zien de Krabnevel (Taurus A) nu zoals die er daar in de ruimte 3600 jaar geleden uit zag.

Om het gedeelte over diskrete bronnen of te sluiten, volgt er een voorbeeld.

Stel, dat er op 432 MHz met een antenne wordt gewerkt die een versterking van 20 dB t.o.v. een dipool heeft. Wat is de ruisbijdrage van de diskrete bron Cassiopeia A, als de antenne erop gericht wordt?

Oplossing:
G_d = 20 dB, reken dit eerst om naar een isotrope gain.
G₁ = 20 + 2,2 = 22,2 dBi. Dat komt overeen met een versterking van ca. 166 maal. De flux is 0,46 10-22 volgens de tabel, en als nu Gi, S en de golflengte (70 cm) worden ingevuld in formule (2) dan volgt dat de antennetemperatuur 106 K is.

4. De effekten van de zijlobben van de zijlobben en de achterlob van de antenne

In dit gedeelte zal de to tale antennetemperatuur beschouwd worden. Deze bestaat namelijk uit de som van de ruis die uit de hoofdlob komt en de bijdragen van de zijlobben en de achterlob.

Hoewel iedere antenne een ander stralingsdiagram heeft, is er toch een redelijke benadering mogelijk, die voor alle antennes bruikbaar is, door te stellen dat:

1. de hoofdlob de energie van een diskrete bron doorgeeft volgens formule (2);
2. de hoofdlob een kleinere openingshoek heeft dan die van een ideale antenne (d.w.z. een antenne zonder zijlobben e.d.), waardoor de achtergrondruis die via de hoofdlob wordt opgepikt kleiner is dan men verwachten zou;
3. de zijlobben ruwweg 10% van de ruis zullen bijdragen;
4. de achterkant van de antenne eveneens 10% bijdraagt in de ruis.

In praktijk blijkt voor een gedleveerde antenne (met een elevatiehoek die groter is dan 30 Braden) te gelden voor de antennetemperatuur:

T_ant = T_ant,d + 0,82T_hemel + 0,13T'_hemel + 40 Kelvin. (3)

Met deze benadering is het mogelijk de antennetemperatuur redelijk nauwkeurig te berekenen. Hierin stelt T'hemel het gemiddelde voor van de ruistemperaturen die door de afzonderlijke zijlobben gezien worden. De aardruis die via de achterkant van de antenne wordt opgepikt wordt voorgesteld door de laatste konstante (40 K). Themel is de gemiddelde ruistemperatuur die de achtergrond heeft binnen de openingshoek. Let op: er is aangenomen dat de zijlobben Oen diskrete bronnen zien.

Is de antenne horizontaal opgesteld, dan ziet de hoofdlob voor de helft de aarde, en voor de helft de ruimte. De ruistemperatuur wordt dan benaderd met formule (4), waarin de aardruis op 150 K is gesteld:

T_ant = T_ant,d + 0,5T_hemel + 0,1T_hemel + 150 K. (4)

T'_hemel heeft nu betrekking op de zijlobben die naar boven kijken en de achterlob die voor de helft de ruimte ziet.

Met formules (2), (3) en/of (4) is nu de achtergrondruis te berekenen. Deze ruis zal een fundamentele beperking van de gevoeligheid van de ontvanger betekenen, omdat deze ruis niet uit de ontvanger komt maar al op het signaal komt voordat het de ontvanger kan bereiken.

5. Een paar toepassingen van de theorie

Tot zover zijn een aantal formules gepresenteerd, die de hoeveelheid storing van het heelal en de aarde beschrijven. Het is een wat droge opsomming geworden, maar dat is nu eenmaal nodig als je het naadje van de kous wilt weten. Gelukkig is het veelal niet nodig om tot in details te moeten weten hoe sterk de ruis is. We kunnen bijvoorbeeld uitgaan van de minimum achtergrondruis, om na te gaan hoe sterk de ruis in elk geval zal zijn. Dit ruisniveau kan dienen als de grens die aan de gevoeligheid van een ontvanger gesteld kan worden.

5.1. Het beperkte nut van een zeer laag ruisgetal

Een veel voorkomend geval bij de zendamateurs bestaat uit een station, dat op de twee meter band werkt en waarbij de installatie bestaat uit een gevoelige ontvanger en een yagi als antenne.

De vraag is nu: is het lonend om een heel goede voorversterker in de mast te monteren? Of kunnen we toe met een voorversterker die een wat hoger ruisgetal heeft, maar veel goedkoper is? Om deze vraag te beantwoorden nemen we het volgende aan:

• Er is in de mast een voorversterker gemonteerd, b.v. met een BFT66 transistor, die de totale systeemtemperatuur op ongeveer 150 K brengt. (De ruis uit de koaxkabel, ontvanger, etc. is dus al hierin meegerekend.)
• De antenne staat naar een "cold spot" van het heelal, en de hoofdlob ziet daar een temperatuur van 200 K. Voorts staat de antenne horizontaal en zijn de zijlobben gericht op verschillende delen van de hemel die tesamen een gemiddelde temperatuur van 400 K hebben.

Door middel van deze getallen is het mogelijk om een zeker inzicht te verkrijgen; men kan uiteraard ook andere getallen invullen. (Bijvoorbeeld als men op de 70 cm band werkt of wanneer de antenne naar een ander deel van de hemel kijkt.)

Als de getallen in formule (4) worden ingevuld, dan vinden we:

T_ant = 0 + 100 + 40 + 150 = 290 K.

Met een systeemtemperatuur is de totale ruis voor te stellen als:

T = T_ant + T_syst = 290 + 150 = 440 K.

Hieruit volgt dat de totale temperatuur T maar voor 150/440-ste deel, zeg ruwweg eon derde, door de systeemtemperatuur wordt opgewekt! Die andere 66 procent komt dus niet uit het ontvangstsysteem, maar uit de omgeving en het heelal. Wat winnen we eigenlijk aan signaal-ruis verhouding als de systeemtemperatuur gehalveerd zou worden, dus als de systeemtemperatuur van 150 K naar 75 K wordt teruggebracht? (Bijvoorbeeld met een GaAs fet.)

De totale temperatuur wordt dan 290 + 75 = 365 K. De verbetering is dan gelijk aan 440/365 = 1,21, ofwel 0,81 dB. Door de temperatuur van het systeem van 150 K (NF = 1,8 dB) tot 75 K (NF = 1 dB) te verminderen, is slechts 0,8 dB gewonnen. Of deze winst zijn geld waard is, valt nog te bezien.

Dat de winst mager uitvalt, is ook op de volgende manier in te zien: het inkomende signaal is al met ruis verontreinigd, voordat het de ontvanger in gaat. Dus voordat de ontvanger het signaal verwerkt heeft, is de signaal-ruis verhouding al niet meer "oneindig". Hoe goed de ontvanger ook mag zijn, hij kan daar niets meer aan veranderen.

Een waarschuwing is bij dit verhaal nog nodig: door de keuze van de getalwaarden komt de verbetering toevallig overeen met de verschillen in het ruisgetal: 1,8 - 1 = 0,8 dB. Dit kwam zo uit, omdat voor de antennetemperatuur 290 K gevonden werd. In het algemeen is de verbetering door verlaging van het ruisgetal niet gelijk aan het verschil van de twee ruisgetallen.

5.2. Vergroting van de antenneversterking

Als de ruis van de diskrete bronnen verwaarloosd wordt, dan blijft er alleen achtergrondruis in de vorm van diffuse ruis uit het heelal en van de aarde. De antennetemperatuur neemt niet toe als de gain wordt vergroot, terwijl de gewenste signalen wel versterkt worden. (Het vermogen van de gewenste signalen is immers afkomstig van uw tegenstation, die als een puntbron van energie mag worden beschouwd.) De signaal-ruis verhouding wordt dan beter, zodat antennevergroting zeker werkt, als men met zwakke signalen te doen heeft.

5.3. Meten van het ruisgetal met hulp van kosmische ruis

De totale ruistemperatuur kan worden uitgedrukt als de som van de systeemruis en de kosmische ruis. Als de kosmische ruis dus bekend is en men twee verschillende punten in het heelal neemt om de totale ruis te verkrijgen voor die twee punten, dan is uit die gegevens de systeemtemperatuur te berekenen. Dit werkt vooral goed bij ge6eveerde antennes, daar dan de aardruis en de man-made storingen minder invloed hebben op de totale ruis die men meet. Veelal meet men de totale ruis in de richting van een sterk ruisend deel van het heelal (warme plek), waarna men een tweede meting doet op een koude plek. Uit de ruiskaarten en de formules weet men de hemeltemperaturen en de antennetemperaturen die in die richtingen te verwachten zijn, waarna men met de heetkoud methode de systeemtemperatuur berekent. In formule vorm:

Hierin stelt N2/N1 de verhouding voor tussen de vermogens van de ruis aan de uitgang van de ontvanger; T_w is de berekende antennetemperatuur in de richting van de "warme" plek, en T_k die in de richting van de koude plaats. Voor wie hier meer over wil weten: er is in UKW-berichte een uitstekend artikel geweest over het meten van ruisgetallen met behulp van kosmische ruis, geschreven door YU1AW. (Zie literatuur.)

6. Konklusies

Uit het voorgaande blijkt dat voor de twee meter band de achtergrondruis de toepassing van voorversterkers met extreem lage eigenruis verhindert. Dit geldt niet voor de 70 cm band; daar kan men zonder meer tot het uiterste gaan.

Bij verbindingen die met zwakke signalen worden gemaakt is het gewenst om uit de buurt to blijven van de richting waar het vlak van de melkweg valt. (EME verbindingen, 70 cm meteorscatter, etc.)

7. Literatuur

1. "Plaatsbepaling van de Maan", PA0DAR, CQ-PA 1983,27/587.
2. "Radio Astronomy", J.D. Kraus, 1966 McGraw-Hill, New York.
3. "Radio Sky Maps", Proc. IEEE 61, april 1973.
4. "Bestimmung der Parameter eines Empfangssystems durch messen Kosmischer Radioquellen", Dragoslav Dobricic YU1AW, UKW-Berichte 2/1983.
5. "Rekenen met ruisgetal en ruistemperatuur", Henk Mol PE1CUX, CQ-PA 1983,33/703, 34/723.
6. Idem (naschrift), PA0CIS, CQ-PA 1983,38/805.
7. "Aarde-Maan-Aarde verbindingen", Henk Mol PE1CUX, CQ-PA 1983,8/147,9/177.

PE1CUX.

Deel 1 - deel 2.