Una discusión sobre cómo ven los astrónomos dónde termina "radio" y comienza "infrarrojo" en ¿ Cómo se ve la esfera celeste en el IR térmico? me llevó a preguntarme qué tan alta es la frecuencia que se amplifica electrónicamente en los radiotelescopios antes de que se convierta a través de algún oscilador y mezclador local.
Solo por ejemplo, ALMA tiene diez bandas de frecuencia diferentes listadas en Bandas receptoras de ALMA de ESO .
La tabla dice que las dos bandas más bajas (35–50 y 65–90 GHz) usan tecnología de receptor de transistores de alta movilidad de electrones , mientras que las ocho superiores usan "SIS".
La banda superior (banda 10) aparece como 0,3–0,4 mm o 787–950 GHz con una especificación de temperatura de ruido de 344 Kelvin.
Pero no sé cómo averiguar para cada una de estas bandas cómo funcionan los front-ends; ya sea que amplifiquen o mezclen y conviertan primero. Así que me gustaría preguntar:
Pregunta: ¿Los amplificadores frontales de radiotelescopios de alrededor de 1 THz realmente convierten antes de amplificar? ¿ A qué frecuencia la amplificación se vuelve insostenible para las aplicaciones de radioastronomía ?
Relacionado y posiblemente útil:
Un artículo en Astronomy & Astrophysics 1 (AM Baryshev et al., A&A 577, A129 (2015)) titulado “El diseño, construcción, caracterización, primera luz del receptor ALMA Band 9” cubre esto.
La cita relevante de la sección Métodos es:
Las unidades receptoras de Banda 9 de ALMA (llamadas "cartuchos"), que están instaladas en la parte delantera del telescopio, han sido diseñadas para detectar y convertir dos componentes de polarización lineal ortogonal de la luz captada por las antenas de ALMA. La luz que entra por la parte delantera se reenfoca con una disposición compacta de espejos, que está completamente contenida dentro del cartucho. El arreglo contiene una rejilla para separar las polarizaciones y dos divisores de haz para combinar cada haz resultante con una señal de oscilador local. Los haces combinados se alimentan a mezcladores independientes de doble banda lateral, cada uno con una bocina de alimentación corrugada que acopla la radiación a través de una guía de onda con una cavidad trasera corta en una unión superconductor-aislante-superconductor (SIS) sintonizada por impedancia que realiza la conversión descendente heterodina. Finalmente,
Entonces, eso cubre la banda 9, no exactamente la 10.
Un artículo reciente Póster/documento de SPIE. Actualmente no tengo acceso al documento completo, pero el resumen incluye
En octubre de 2019 se instaló un nuevo receptor heterodino de 790 a 940 GHz, ASTE Banda 10, en ASTE (Experimento del Telescopio Submilimétrico de Atacama), un telescopio submilimétrico de 10 m cerca del sitio de ALMA en Chile. Se actualizó un prototipo de receptor ALMA Band 10 con mezcladores SIS que emplean uniones de alto Jc.
lo que para mí implica una arquitectura muy similar. Tenga en cuenta que este receptor en particular en realidad está instalado en un telescopio cerca de ALMA, destinado a ser un banco de pruebas para los experimentos de la Banda 10 (la mayor parte del tiempo de ALMA se dedica a otras bandas).
En cuanto a lo que (probablemente) se ha instalado en ALMA, un artículo en IEEE TRANSACTIONS ON APPLIED SUPERCONDUCTIVITY, VOL. 21, núm. 3, JUNIO 2011 , p606-611 por Yasunori Fujii et al. analiza el prototipo que desarrollaron. También usó un mezclador superconductor-aislante-superconductor (SIS) en el extremo frontal para convertir directamente a una frecuencia intermedia de 4-12 GHz.
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