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Corso di Radioastronomia 1
Terza parte: ricevitori coerenti
Aniello (Daniele) Mennella
Dipartimento di Fisica
Aniello Mennella Corso di Radioastronomia I A.A. 2018-2019
Parte 3, Lezione 3
Architetture di ricevitori coerenti differenziali
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Il ricevitore Dicke-switched
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Robert Dicke (1916 – 1997)● Robert Dicke è stato un fisico dal carattere
poliedrico, eccellente sia come teorico che come sperimentale
● Durante la seconda guerra mondiale lavora al MIT per sviluppare sistemi radar. È durante questo periodo che inventa il radiometro Dicke, che utilizza per porre il primo limite superiore alla temperatura del fondo cosmico di Microonde (20 K)
● Negli anni ‘70 continuò il suo lavoro di cosmologo teorico e fisico sperimentale. In particolare Dicke è l’inventore dell’amplificatore lock-in, uno strumento di misura oggi di larghissimo uso.
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Robert Dicke (1916 – 1997)● Robert Dicke è stato un fisico dal carattere
poliedrico, eccellente sia come teorico che come sperimentale
● Durante la seconda guerra mondiale lavora al MIT per sviluppare sistemi radar. È durante questo periodo che inventa il radiometro Dicke, che utilizza per porre il primo limite superiore alla temperatura del fondo cosmico di Microonde (20 K)
● Dopo la guerra si occupa di fisica atomica e relatività generale. In particolare sviluppa, insieme a Carl Brans, una teoria della gravità alternativa alla relatività generale
● Negli anni ‘70 continuò il suo lavoro di cosmologo teorico e fisico sperimentale. In particolare Dicke è l’inventore dell’amplificatore lock-in, uno strumento di misura oggi di larghissimo uso.
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Robert Dicke (1916 – 1997)● Robert Dicke è stato un fisico dal carattere
poliedrico, eccellente sia come teorico che come sperimentale
● Durante la seconda guerra mondiale lavora al MIT per sviluppare sistemi radar. È durante questo periodo che inventa il radiometro Dicke, che utilizza per porre il primo limite superiore alla temperatura del fondo cosmico di Microonde (20 K)
● Dopo la guerra si occupa di fisica atomica e relatività generale. In particolare sviluppa, insieme a Carl Brans, una teoria della gravità alternativa alla relatività generale
● Agli inizi del 1960 sviluppa con Jim Peebles e David Wilkinson un radiometro Dicke per rilevare la radiazione cosmica di fondo. La scoperta fu preceduta dalla misura accidentale di Penzias e Wilson
● Negli anni ‘70 continuò il suo lavoro di cosmologo teorico e fisico sperimentale. In particolare Dicke è l’inventore dell’amplificatore lock-in, uno strumento di misura oggi di larghissimo uso.
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Ricevitori differenziali
Un modo per ottenere segnali stabili è quello di effettuare misure differenziali
Il radiometro Dicke-switched è il sistema concettualmente più semplice per ottenere segnali molto stabili
La strategia consiste nel misurare in rapida successione (500 – 5000 Hz) il segnale del cielo e quello di un riferimento stabile: il dato finale è rappresentato dalla differenza fra il segnale del cielo e quello di riferimento.
È applicabile a misure dove non abbiamo necessità di conoscere il valore assoluto della temperatura della sorgente
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Schema di un ricevitore Dicke
Tsky
Feed horn
Amplificatore RF
Filtro
Diodo Back-end
T ref
Segnale di riferimento stabile
Switch fra segnale del cielo e quello di
riferimento (f > 100 Hz)
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Schema di un ricevitore Dicke
Tsky
Feed horn
Amplificatore RF
Filtro
Diodo Back-end
T ref
Segnale di riferimento stabile
Switch fra segnale del cielo e quello di
riferimento (f > 100 Hz)
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Schema di un ricevitore Dicke
Tsky
Feed horn
Amplificatore RF
Filtro
Diodo Back-end
T ref
Segnale di riferimento stabile
Switch fra segnale del cielo e quello di
riferimento (f > 100 Hz)
Power output:
Sensibilità:
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Risposta e sensibilità di un ricevitore differenziale
Power output:
Sensibilità:
Il fattore 2 nella sensibilità deriva dalla perdita di metà del tempo di integrazione (metà tempo lo passiamo ad osservare il riferimento) che aumenta il rumore di un fattore 2 e dalla differenza sky – ref che aumenta il rumore di un √2 e dalla differenza sky – ref che aumenta il rumore di un
altro fattore 2√2 e dalla differenza sky – ref che aumenta il rumore di un
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Stabilità
Calcoliamo ora l'effetto di una variazione di guadagno ΔG sulla misura:
Calcoliamo in maniera analoga la variazione di potenza derivante da una variazione del segnale del cielo ΔTsky
Otteniamo la seguente equazione
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Stabilità
Se Tsky = Tref il ricevitore è completamente insensibile a fluttuazioni di guadagno
Ponendo Tref = Tsky (1+ɛref) possiamo scrivere Fattore di miglioramento rispetto a un total power
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Svantaggi
Perdita di sensibilità di un fattore 2 rispetto al total power
Componente attiva nel front-end (perdite resistive, instabilità aggiuntive)
Più avanti (quando parleremo di LFI) vedremo un'architettura differenziale (a pseudo-correlazione) che consente di recuperare un fattore 2 in sensibilità ed elimina la necessità di √2 e dalla differenza sky – ref che aumenta il rumore di un uno switch attivo prima del primo amplificatore
Questa strategia è stata adottata per i radiometri di LFI e WMAP
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Ricevitori a pseudo-correlazione
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L'idea di base
Cielo
Segnale di riferimento
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L'idea di base
Cielo
Segnale di riferimento
x(t)
y(t)
Un accoppiatore (detto “ibrido”) accoppia i due segnali sfasando di 180° metà di uno dei due segnali
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L'idea di base
Cielo
Segnale di riferimento
Due amplificatori amplificano i segnali risultanti (qui assumiamo che gli amplificatori non introducano sfasamento o che lo sfasamento sia lo stesso per tutti e due gli
amplificatori)
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L'idea di base
Cielo
Segnale di riferimento
y(t)
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L'idea di base
Cielo
Segnale di riferimento
Se g1 = g2 = g si ha che
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Sia il segnale del cielo che quello del riferimento vengono amplificati da entrambi gli amplificatori, per cui le fluttuazioni di guadagno sono correlate sia nel segnale del cielo che nel segnale di riferimento cosi' che nella differenza vengono cancellate
Un esempio reale
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Sensibilità
La sensibilità di un ricevitore a pseudo-correlazione è 2 migliore del √2 e dalla differenza sky – ref che aumenta il rumore di un ricevitore Dicke switched in quanto il cielo viene continuamente osservato
Inoltre nel ricevitore a pseudo correlazione non vi sono componenti attivi a monte del primo stadio di amplificazione, ma solo componenti passivi (l'antenna, il trasduttore di ortomodo – OMT – e il primo ibrido), che possono essere realizzati con perdite resistive molto basse
I ricevitori di WMAP e Planck-LFI sono ricevitori a pseudo-correlazione basati su un design molto simile
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Esempio reale - Planck-LFI
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Esempio reale - Planck-LFI
L'amplificazione del segnale viene divisa in due stadi: uno freddo (per ottimizzare le proprietà di rumore degli amplificatori) ed uno caldo. La divisione è necessaria per non sovraccaricare termicamente la parte fredda dello strumentoA valle del secondo stadio di amplificazione troviamo un filtro, il diodo, un amplificatore DC e l'elettronica di digitalizzazione del segnale (a 14 bit) ed una parte elettronica di trattamento digitale e pacchettizzazione del segnale
L'amplificazione del segnale viene divisa in due stadi: uno freddo (per ottimizzare le proprietà di rumore degli amplificatori) ed uno caldo. La divisione è necessaria per non sovraccaricare termicamente la parte fredda dello strumentoA valle del secondo stadio di amplificazione troviamo un filtro, il diodo, un amplificatore DC e l'elettronica di digitalizzazione del segnale (a 14 bit) ed una parte elettronica di trattamento digitale e pacchettizzazione del segnale
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Esempio reale - Planck-LFI
Poiché lo sbilanciamento fra il segnale del cielo (~2.73 K) e quello di riferimento (~4.5 K) non è ottimale, la differenza viene effettuata utilizzando un opportuno fattore di “modulazione di guadagno” (gain modulation factor)
Dove il fattore r viene scelto in modo da azzerare (in media) Pout, ovvero
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Esempio reale - Planck-LFI
Questa immagine mostra che sia utilizzando la differenza diretta che quella con modulazione di guadagno le fluttuazioni 1/f vengono in gran parte rimosseUtilizzando il parametro di modulazione di guadagno, però, la rimozione è più efficace.
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Lo strumento Planck LFI
Back-end – 300 K
50 K
150 K
100 K Thermal interfaces(V-Grooves)
Composite waveguides
LFI focal planeunit (20 K)
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Lo strumento Planck LFI
Telescope (50 K)
seco
ndar
y m
irrorprimary mirror
50 K
150 K100 K V-grooves
Service Module(300 K)
LFI-HFI
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Lo strumento Planck LFI
Feed horn corrugatoOMT
Front-end module (hibrido – amplificatori – phase switch - ibrido)
Antenne affacciate ai reference load a 4 K
Guide d'onda composite
Back-end module (amplificatore - filtro - diodo)
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Lo strumento Planck LFI
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WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
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WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
Lo schema dei ricevitori di WMAP è simile a quello di LFI. Le principali differenze sono:
1. Il segnale di riferimento è costituito dal segnale del cielo proveniente da un direzione diversa
2. I phase switch sono posti a valle del secondo stadio di amplificazione (nella parte calda)
Lo schema dei ricevitori di WMAP è simile a quello di LFI. Le principali differenze sono:
1. Il segnale di riferimento è costituito dal segnale del cielo proveniente da un direzione diversa
2. I phase switch sono posti a valle del secondo stadio di amplificazione (nella parte calda)
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Polarimetri a pseudo-correlazione
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The Q/U Imaging ExperimenT (QUIET)
CaltechJPL
Stanford(KIPAC)
Miami
Chicago (KICP)Fermilab
ColumbiaPrinceton
ManchesterOxford Oslo MPI-Bonn
KEK
Observational SiteChajnantor Plateau, Chile
5080 m slm
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Le antenne di QUIET
19-element Q-band array (43 GHz) 91-element W-band array (90 GHz)
Platelet technique adopting diffusion bonding to “glue” various stacked plateletsCooled at 20 K
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Il telescopio di QUIET
Dragonian side-fed design
1.4 m parabolic prime mirror, hyperbolic secondary mirror
qFWHM ~ 28' @ Q-band
qFWHM ~ 13' @ W-band
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Il telescopio di QUIET
Dragonian side-fed design
1.4 m parabolic prime mirror, hyperbolic secondary mirror
qFWHM ~ 28' @ Q-band
qFWHM ~ 13' @ W-band
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Il telescopio di QUIET
Dragonian side-fed design
1.4 m parabolic prime mirror, hyperbolic secondary mirror
qFWHM ~ 28' @ Q-band
qFWHM ~ 13' @ W-band
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I risultati di QUIET (2012) – polarizzazione CMB, modo “E”
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I risultati di QUIET (2012) – polarizzazione CMB, modo “B”
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Il progetto LSPE (Large Scale Polarization Explorer)
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Il progetto LSPE (Large Scale Polarization Explorer)
LSPE-SWIPE (osservazioni da pallone a 140-220-240 GHz)
LSPE-STRIP (osservazioni da terra a 43 e 95 GHz)
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Tenerife, il sito osservativo di STRIP
Vulcano El Teide (3718 m s.l.m.)
Osservatorio del Teide (2390 m s.l.m.)
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Il telescopio di STRIP
Telescopio a doppio riflettore dragoniano “side-fed” di 1.5 m di apertura. ΘFWHM ~ 0.3’ sia a 43 GHz che a 95 GHz
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Il piano focale di STRIP
7-elements array
PolarizerOMT
Polarimeter
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Schema del polarimetro a pseudo-correlazione
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LNA
LNA180° Coupler 90° Coupler
Phase switches Power splitters
Detector D1
Detector Q1
Detector D1Detector Q2
Detector U2
Detector U1
I polarimetri di QUIET e LSPE-STRIP
LNA
LNA
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~5 cm (43 GHz)
I polarimetri di QUIET e LSPE-STRIP
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L’algebra del polarimetro
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Calcoliamo le proprietà del segnale ai quattro diodi. Per semplicità non consideriamo la presenza della componente di rumore e trascuriamo lo stadio di amplificazione dopo il phase switch
L’algebra del polarimetro – assunzioni di base
Consideriamo, inoltre, il polarimetro perfettamente bilanciato, ovvero:1) Il guadagno dei due amplificatori è lo stesso in entrambi i rami2) Lo sfasamento del segnale introdotto dai due amplificatori è lo stesso in
entrambi i rami3) Il phase switch attenua il segnale allo stesso modo nei due stati4) Il phase switch non introduce errori di fase nel segnale (il cambio di fase o
è perfettamente 0 o è perfettamente π5) I due ibridi non introducono attenuazioni e errori di fase nel segnale6) Il power splitter divide il segnale in due parti perfettamente uguali
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L’algebra del polarimetro – il segnale in ingresso al primo ibrido
LNA
LNA
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L’algebra del polarimetro – il segnale in ingresso ai diodi “Q”
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L’algebra del polarimetro – il segnale in uscita dai diodi “Q”
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L’algebra del polarimetro – il segnale in uscita dai diodi “Q”
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L’algebra del polarimetro – il segnale in uscita dal secondo ibrido e in ingresso ai diodi “U”
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L’algebra del polarimetro – il segnale in uscita dai diodi “U”
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L’algebra del polarimetro – il segnale in uscita dai diodi “U”
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L’algebra del polarimetro – il segnale in uscita dai diodi “U”
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Leakage introdotto dall’asimmetria nell’attenuazione
del phase switch
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Leakage introdotto dall’asimmetria nell’attenuazione del phase switch
LNA
LNA
Consideriamo ora il caso in cui il phase switch abbia un’attenuazione diversa nei due stati. In particolare assegnamo un’attenuazione al phase switch che rimane fisso in uno ℓ al phase switch che rimane fisso in uno dei due stati (ramo 2) e due valori ℓ al phase switch che rimane fisso in uno 0 e ℓ al phase switch che rimane fisso in uno 1 all’attenuazione del phase switch attivo per i due stati 0 e 1 (ramo 1)
Q1
Q2
Phase switch fisso in uno stato con attenuazione ℓ al phase switch che rimane fisso in uno
Phase switch attivo con attenuazioni ℓ al phase switch che rimane fisso in uno 0 e ℓ al phase switch che rimane fisso in uno 1 nei due diversi stati
Questo è equivalente a considerare due guadagni g0 e g1 per il ramo 1 del polarimentro nei suoi due stati, e un guadagno g per il ramo 2
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Segnale in uscita dai diodi “Q” in presenza di asimmetria
Svolgendo i calcoli algebrici della propagazione del segnale analogamente a quanto effettuato per il caso perfettamente simmetrico troviamo le seguenti espressioni per i segnali in uscita dai due diodi:
Vediamo che la presenza di un’asimmetria nell’attenuazione dei phase switch introduce un leakage dell’intensità totale e della polarizzazione circolare (se presente) nel segnale rilevato come componente di polarizzazione lineare.
Questo effetto viene cancellato dalla doppia differenza δQ1-δQ2. Nella realtà il polarimetro viene utilizzato operando entrambi i phase switch, uno a frequenza veloce (migliaia di Hz) e uno a frequenza più lenta (decine di Hz). La doppia differenza viene quindi effettuata sui dati del singolo diodo, prima fra gli stati dello switch ad alta frequenza e poi fra gli stati dello switch a bassa frequenza.