Antenni lämpötila

Antennin lämpötila on arvo, joka kuvaa antennin vastaanottaman sähkömagneettisen säteilyn tehoa. Käytetään usein radioastronomiassa .

Antennilämpötilalla ei ole mitään tekemistä antennin fyysisen lämpötilan kanssa. Aivan kuten kohinan lämpötila , se saadaan Nyquistin kaavalla , ja se on yhtä suuri kuin vastuksen lämpötila, jolla olisi sama lämpökohinateho . Ero antennin ja kohinan lämpötilan välillä on siinä, että antennin lämpötila kuvaa vastaanotetun säteilyn kokonaistehoa, eli sekä melutehoa (vastaanottavan laitteen melu, ilmakehän, maan lämpösäteily jne.) tutkittujen radiolähteiden teho . Jos mikään radiolähde ei putoa säteilykuvioon, antennin lämpötila on yhtä suuri kuin kohinan lämpötila .

Suhde kirkkauslämpötilaan

Säteilyteho voidaan kirjoittaa sekä antennin lämpötilana että virtauksena :

P=kT_{a}\Delta \nu ={\frac {1}{2}}FA_{eff}

, missä

$P$ on teho, on taajuuskaista, on vuo taajuuskaistalla , on antennin tehollinen alue , on Boltzmannin vakio , on antennin lämpötila. Vuo puolestaan on suhteessa lähteen intensiteettiin ja sen kirkkauslämpötilaan : $\Delta \nu$ $F$ $\Delta \nu$ ${\displaystyle A_{eff))$ $k$ ${\näyttötyyli T_{a}}$

P={\frac {1}{2}}A_{eff}\int \limits _{\Omega _{s}}{\frac {2kT_{b}(\theta ,\varphi )}{\ lambda ^{2}}}A(\theta ,\varphi )d\Omega

, missä

$T_{b}(\theta ,\varphi )$ on tutkittavan lähteen kirkkauslämpötila, on antennikuvio, on lähteen avaruuskulma . $A(\theta ,\varphi )$ ${\displaystyle \Omega _{s))$

Lopulta:

T_{a}={\frac {1}{\Omega _{a))}\int \limits _{\Omega _{s))T_{b}(\theta ,\varphi )A(\ theta ,\varphi )d\Omega

, tai jos (lähde on tarpeeksi pieni).

{\displaystyle T_{a}=T_{b}{\frac {\Omega _{s)){\Omega _{a))))

{\displaystyle \Omega _{s}\ll \Omega _{a))

\Omega _{a}=\int \limits _{4\pi }A(\theta ,\varphi )d\Omega

on antennin tehollinen avaruuskulma.

Katso myös

Kirjallisuus

Kaplan S. A. Radioastronomia. - "Tiede", 1966.