Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de
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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte<br />
Frequenz dieses Signals herabgesetzt wird so daß eine nie<strong><strong>de</strong>r</strong>frequente Zwischenfrequenz (IF,<br />
„intermediate frequence“) <strong>de</strong>n Vorverstärker verläßt. Das elektronische Bauteil, welches zu diesem<br />
Zweck eingesetzt wird, bezeichnet man als Mischer. Aus <strong><strong>de</strong>r</strong> Hochfrequenztechnik ist ja allgemein<br />
bekannt, daß sich nie<strong><strong>de</strong>r</strong>frequente Signale auf elektronischem Wege besser verarbeiten lassen.<br />
Außer<strong>de</strong>m können auf diese Weise stören<strong>de</strong> Rückkopplungen zur Antenne vermie<strong>de</strong>n wer<strong>de</strong>n.<br />
Der Name „Mischer“ für <strong>de</strong>n Frequenzkonverter kommt daher, weil in diesem Bauteil ein stabiles, von<br />
einem Quarzoszillator (<strong><strong>de</strong>r</strong> sogenannte Lokaloszillator) geliefertes sinusförmiges Signal „eingemischt“<br />
wird. Mathematisch wird auf diese Weise entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> die Summe o<strong><strong>de</strong>r</strong> die Differenz <strong><strong>de</strong>r</strong> bei<strong>de</strong>n Signale –<br />
Nutzsignal <strong>und</strong> Frequenznormal <strong>de</strong>s lokalen Oszillators – erzeugt. Dadurch entsteht ein moduliertes<br />
Signal geringer Frequenz (meist einige 100 MHz), das sich einfacher transportieren <strong>und</strong><br />
weiterverarbeiten läßt. Empfänger, die diese Methodik nutzen, bezeichnet man gewöhnlich als<br />
heterodyne Empfänger.<br />
Die Verarbeitung <strong>de</strong>s Zwischensignals kann beispielsweise in weiteren Stufen <strong><strong>de</strong>r</strong> Verstärkung <strong>und</strong> <strong><strong>de</strong>r</strong><br />
Frequenzfilterung (z.B. mittels spezieller IF-Verstärker) erfolgen. Am En<strong>de</strong> wird das Ergebnis<br />
entwe<strong><strong>de</strong>r</strong> analog gespeichert (z.B. auf Magnetbän<strong><strong>de</strong>r</strong>n, auf Festplatten o<strong><strong>de</strong>r</strong> – altmodisch - in Form<br />
eines Ausdrucks) bzw. sofort digitalisiert. In diesem Fall steht einer computergestützten Signalanalyse<br />
nichts mehr im Wege.<br />
Das Problem, mit <strong>de</strong>n Radioteleskope zu kämpfen haben ist, daß die von einer kosmischen Quelle in<br />
<strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne gesammelte Energie – ausgedrückt durch <strong>de</strong>ssen Rauschleistung Wb - immer klein ist<br />
gegenüber <strong>de</strong>m Systemrauschen, ausgedrückt durch W N . Nach <strong>de</strong>n Gesetzen <strong><strong>de</strong>r</strong> statistischen<br />
Mechanik ist bekannt, daß die relative Genauigkeit einer Messung – welche die Grenzempfindlichkeit<br />
∆W bestimmt – von <strong><strong>de</strong>r</strong> Gesamtzahl <strong><strong>de</strong>r</strong> unabhängigen Meßwerte n abhängt:<br />
∆W<br />
1<br />
= [1.59]<br />
W n<br />
k<br />
wobei W k die kommulative Rauschleistung darstellt. Ist ∆ ν die verwen<strong>de</strong>te Bandbreite <strong>und</strong> τ die<br />
Integrationszeit, dann gilt für die kleinste noch nachweisbare Rauschleistung in bezug auf k W<br />
∆ W =<br />
Wk<br />
τ ∆ ν<br />
[1.60]<br />
Um die von <strong><strong>de</strong>r</strong> Antenne abgegebene Leistung auch dann noch zuverlässig messen zu können, wenn<br />
∆ W