8.2. Антенная температура

Антенная температура Т_А в общем случае определяется интегралом по полному телесному углу из точки расположения приемной антенны

, (8.2.1)

где F (,) – нормированная характеристика направленности приемной антенны по напряженности поля;

Т_Я (,) – угловое распределение яркостной температуры внешних источников шумов: космических, теплового излучения Земли, излучения газов и гидрометеоров.

Точное интегрирование в формуле (8.2.1) для реальных характеристик направленности и распределения яркости вызывает большие сложности. Для упрощения определения Т_Я характеристику направленности разделяют на две области: область главного лепестка и боковых лепестков . В первой области может быть удовлетворительно аппроксимирована простыми функциями, а в области боковых лепестков F² (,) принимается равной постоянной величине _бок, определяется типом используемых антенн. В этом случае выражение (8.2.1) можно представить в виде

, (8.2.3)

где первое слагаемое определяет антенную температуру за счет приема шумового излучения областью главного лепестка диаграммы, второе - антенную температуру, обусловленную приемом шумов боковыми лепестками. Учитывая достаточно малое значение _гл, значение антенной температуры можно определить приближенным выражением

. (8.2.4)

Таким образом, для определения антенной температуры необходимо знать характеристику направленности приемной антенны и распределение яркостной температуры для всех источников шумов. Первая характеристика известна из параметров антенны, а вторая из справочных данных.

3. Шумы космического происхождения

Космическое излучение состоит из общего фона, обусловленного излучением Галактики и внегалактическим излучением, подверженным лишь слабым временным и пространственным изменениям. На этом фоне выделяются более сильное излучение отдельных дискретных источников космического шума с малыми угловыми размерами (несколько угловых минут), расположенных в основном в области галактического центра (Млечного пути). Дискретными источниками являются также Солнце, Луна и планеты солнечной системы.

Галактический космический фон обусловлен тепловым излучением ионизированного межзвездного газа, нетермическим излучением и обладает непрерывным спектром. Яркостная температура этого фона резко убывает с увеличением частоты (рис. 8.3). При увеличении частоты возрастает неоднородность распределения фона космических шумов по небосводу.

Ч астотная зависимость яркостной температуры Солнца, Луны и планет, усредненной по их видимым углам, показана на рис. 8.4.

Рис. 8.3. Зависимость яркостной температуры космического фона от частоты

Таблица 1

Рис. 8.4. Частотная зависимость яркостной температуры Солнца, Луны и планет

В табл. 1 приведены угловые размеры дискретных источников космического излучения в Северном полушарии и спектральные плотности потока I_f на разных частотах.

При определении антенной температуры необходимо учитывать ее возможное увеличение за счет попадания главного лепестка диаграммы направленности антенны на дискретные источники космического излучения. Такое увеличение температуры, несмотря на достаточно малые собственные шумы приемника и антенно-фидерного тракта, может существенно снизить отношение сигнал/шум на входе приемного устройства.