世界各国日像仪主要性能比较

姬国枢，王 威，何俊波

(中国科学院国家天文台，北京 100012)

1 射电望远镜全称、简写和中文译名对照

NoRH:Nobeyama Radioheliograph(野边山日像仪)

NRH:Nancay Radioheliograph(南茜日像仪)

SSRT:Siberian Solar Radio Telescope(西伯利亚太阳射电望远镜)

FASR:Frequency Agile Solar Telescope(频率灵活太阳望远镜)

CSRH:Chinese Spectral Radioheliograph(中国射电频谱日像仪)

VLA:Very Large Array(甚大阵)

EVLA:Expanded Very Large Array(甚大阵扩展)

GMRT:Giant Meterwave Radio Telescope(巨型米波射电望远镜)

BDA:Brazilian Decemetric Array(巴西分米波阵)

WSRT:Westerbork Synthesis Radio Telescope(Westerbork综合射电望远镜)

ATA:Allen Telescope Array(艾伦望远镜阵)

表1 世界各国日像仪的科学目标表

续表

建成时间科学目标CSRH[6-7]在建瞬变高能现象、日冕磁场和太阳大气结构，确定耀斑与日冕物质抛射的源区特性VLA[8]1973-1980天文学、空间天气、卫星跟踪及其它科学、太阳物理GMRT[9]1988-1998年建成星系形成、脉冲星中子星、银河系与河外星系射电源、太阳物理BDA[10]2003年5面天线原型实验，在建太阳物理WSRT[11]1970ATA[12]在建探索地外文明

表2 日像仪的系统参数表

表3 综合阵的系统参数

续表

天线阵VLAGMRTBDAWSRTATA空间分辨率506″2″(14GHz)20″(150MHz)15arc/min37″(5GHz)/28km时间分辨率100ms图像动态范围>20dB观测时间±4h灵敏度10-4Jy35Jy/beam(1分钟积分)3mJy/beam极化方式双线，双圆L波段 双线极化；其他波段 双圆极化双线极化4个stokes参量4个stokes参量

表4 日像仪的天线阵参数

表5 综合孔径的天线阵参数

FASR和CSRH相对现存各国单频(或几个点频)日像仪，他们是宽频带的新一代日像仪。CSRH具有高时间、高空间、高频率分辨率能实时获取多通道太阳射电图像。建成后将填补在太阳爆发能量初始释放区高分辨射电成像观测的国际空白，对太阳剧烈活动的起源和发生规律研究有望取得原创性成果。CSRH在世界上首次尝试螺旋阵列分布，技术上采用了低剖面宽带双极化馈源，宽带模拟光传输、高速数据采集等多项当前先进技术。

2 典型的接收系统结构

天线和机房间的数据传输，早期使用电缆[2,13]，矩型波导[3]、椭圆波导等[8]，这种传输线带宽窄或色散大，限制了日像仪的接收带宽，90年代后光传输技术逐步成熟[1]，取代了电缆，波导。光传输具有损耗小，频带宽，无色散等优点。

由于电缆高频损耗大，因此接收到的电信号，先在天线前端变频成中频再经过电缆传至机房后端处理，以减少传输损耗，这种方式是传统方式。

图1 日像仪方案Ⅰ前端变频,中频电缆(光缆)传输Fig.1 Scheme Ⅰ for a radioheliograph,where the mixer is at the front end，and the IF signal transmissions is through a cable(or analog optical fiber)

天线机房间的信号传输的第2种方式是宽带模拟光传输方式,天线LNA接收到的宽带射电信号，经宽带无色散的光纤传输至机房，再变频，数字化处理。典型系统信号流图如FASR[4-5]，ATA[12]，CSRH-I[4]采用这种方式。

天线机房间信号的第3种传输方式是数字光传输方式[14]，宽带射电信号在前端射电频率上数字化，再经数字光纤传至机房进行相关处理。典型信号流图如EVLA的L波段电路结构。

图2 日像仪方案Ⅰ—射频模拟光传输Fig.2 Scheme Ⅱ for a radioheliograph,where the analog RF transmission is through optical fibers

图3 日像仪方案Ⅲ—前端RF采样,数字光传输Fig.3 Scheme Ⅲ for a radioheliograph,where the RF sampling is at the front end and the digital optical fiber transmission is used

3 典型天线阵排列

图4.1 NoRH天线阵(T形)Fig.4.1 Antenna array of NoRH in Japan(T configuration)

图4.3 美国 VLA 天线阵(Y字形)Fig.4.3 Antenna array of VLA in U.S.A.(Y configuration)

图5 NRH天线排列Fig.5 Antenna array of NRH

4 典型的接收系统

图6 NoRH接收系统框图[1]Fig.6 System blocks of the receiver of NoRH

图7 NRH接收系统框图[15]Fig.7 System blocks of the receiver of NRH

5 结束语

随着技术进步，原有系统不断进行改造，光缆替代电缆、波导,宽带取代点频,新建系统的性能朝宽频带、高灵敏度、大动态范围方向发展，技术朝光传输、前端数字化、高采样率方向发展。

本文资料来自于文献、会议资料、internet、国内外互访交流等。本文目的是为了日像仪系统设计，设备研制者提供寻找资料的捷径。限于篇幅未列出射电史上一些知名天线阵[16-18]，也不能刊出各国日像仪详细介绍,有需求者可通过电子邮件免费索取电子版。

附录

1 天线阵列的灵敏度

天线阵列的信噪比R为：

(1)

灵敏度定义为最小可测流量密度Smin，当最小可用信噪比为Rmin时，

(2)

式中，S是射电源流量密度;Ae是天线接收面积，k是玻尔兹曼常数，T为天线分支接收系统噪声温度，τ为积分时间，△f为积分带宽，n为天线个数，N为相关对数，N=n(n-1)/2。

这就是一些经典著作及参考资料给出的等天线口径阵列的信噪比公式[8，19]。推广到不同口径天线阵列，阵列信噪比(观测普通射电源)：

(3)

式中，A1,A2……An为第1、第2……第n个天线有效口径。

当观测对象为强源时，例如太阳。以天线阵列中有两种口径尺寸为例，小口径天线个数为n1，口径为A1，相关对数为N1。大口径天线个数为n2，口径为A2，相关对数为N2。大小口径天线相关对数为N3=N-N1-N2，n=n1+n2，N=n(n-1)/2。

小口径天线支路噪声温度为T1,大口径天线支路噪声温度为T2,设T2/T1=p，则：

(4)

2 天线阵列动态范围

图像动态范围D指图像的保真度(图像峰值/图像残差的均方根值)。图像动态范围是[20-21]：

(5)

式中N是天线阵列相干对数；δ是幅度、相位误差。幅度误差百分比与相位误差弧度等同。

如果天线口径不一，设仅两种口径，小口径天线个数为n1，相关对数为N1；大口径天线个数为n2，相关对数为N2。

(6)

式中m是大口径与小口径天线有效面积之比。

3 其 他

表格中未列出天线阵列其他指标，其计算公式及要求如下。

由动态范围指标，按(5)式，可计算出幅、相误差要求。在两次幅、相校准周期之间。幅、相不稳定度要小于幅、相误差要求。

[1] Hiroshi Nakajima,et al.The Nobeyama Rodioheliograph[J].Proc IEEE,1994,82:705.

[2] Nancay Radioheliograph,www.obs-nancay.fr/.

[3] V V Grechnev,S V Lesovoi,G Ya Smolkov,et al.The Siberian Solar Radio Telescope:The current state of the instrument,observations and Data[J].Solar physics,2003,216(1):239-272.

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[19] K Rohlfs,T L Wilson著，姜碧沩译.射电天文工具[M].北京师范大学出版社，2008.

[20] Hiroshi Nakajima.在国家天文台报告，2006.

[21] R Perley,F Schwab,A Bridle eds.Synthesis Imaging in Radio Astronomy.ASP Conf.1989.