现代天文仪器之二十:相控阵接收机
传统的射电接收机,尤其是低频射电接收机一般是用馈源天线(如常见的波导喇叭)来接收天空中的电磁波。虽说这种接收机结构简单,但缺点同样明显:每个馈源一次只能瞄准一个目标,效率受限;对望远镜边缘区域反射的信号响应不佳;同时这样的馈源还自带旁瓣,难免对整个系统的波束形状带来不利影响。这个观测效率受限的问题倒是可以借助多波束接收机系统加以改进,但多波束接收机也存在结构复杂、体积庞大、硬件价格高昂等诸多先天不足,大型单天线望远镜拿来一用还算不错,对于由大批小型天线构成的阵列来说就实在吃不消了;何况这类系统是无法克服传统馈源的其他问题的。在这样的背景下,相控阵接收机应运而生。
相控阵的基本原理是借助一组可以单独控制的小型天线单元排成阵列,通过调节各个单元输入或输出电磁波的相位关系,并将来自所有单元的信号相叠加,让相位一致的波前彼此相长,相位相反则相消,最后在选定方向上合成为一个波束,来实现提升增益、增强灵活性的目的。而这个方向的选择完全通过不同单元之间的相位差来决定,毋须移动天线本身,因此可以大大降低机械结构的复杂性和硬件造价。同时相控阵并不需要像干涉仪那样对所有天线两两相关来获取电磁场在不同方向上的分量,故而在计算上相对较为简单;在波束合成的过程中,地面噪声以及旁瓣泄漏也能够在很大程度上得到抑制。由于覆盖视场大、反应速度快、分辨率佳、旁瓣水平低,军用相控阵雷达甚至声纳早已遍地开花,无线路由器等民用领域也已开始尝试使用相控阵设计。
相控阵天线的原理示意。图中A表示由一系列小型天线组成的阵列,TX是向天线阵输入信号的信号源,φ为控制不同天线信号相位的相移器,由计算机C控制。经过相移器的调制,每架天线发射的球面波相位都较下方的那架存在一个特定的延迟,合成起来就组成了具有一定指向的平面波。信号的传输方向θ可以通过改变不同天线单元之间的相位差来调整,而毋须移动天线本体。(图片来源:Wikipedia)
那些军用或民用相控阵设备的所有优点,运用相同原理的射电接收机同样具备。但是射电天文学自有其特殊之处——信号极其微弱,故而为了降低系统噪声,制冷是必需,后期数据处理要求也更高;观测频段相对雷达操作/日常通信来说堪称超宽,天线阵的设计要慎重;而且观测天体时往往还需要长时间记录数据,因此对系统稳定性要求也比较高。这一切都增加了天文相控阵接收机的研发和测试难度。
旨在为未来的平方千米阵进行预研的ASKAP阵列声称自己是第一个运用相控阵技术的射电望远镜项目。这句话其实并不严格,因为相控阵的历史与射电天文学一样古老,或者应该说,这一技术本身就是为了射电天文观测而发明的。20世纪30年代卡尔·央斯基建造的偶极旋转天线就可以被视为相控阵的早期尝试;当代的LOFAR或是默奇森(Murchison)广域阵列也都是相控阵的一种。
央斯基建造的第一架射电望远镜。(图片提供:Bell Labs)
因为央斯基当年的旋转天线或是LOFAR阵列这种小天线铺满地的新式射电阵本身就是相控阵,相控阵的大小决定了望远镜的集光面积,它们又被称为孔径阵(Aperture Array)。相控阵接收机则是将阵列放到抛物面天线的焦点位置,取代传统的馈源喇叭。像绿堤望远镜的相控阵馈源FLAG在某种意义上就是央斯基偶极阵的缩微版,19枚十字形的金属偶极天线铺设在焦面上,它们分别接收由下方110米反射面聚焦的天体辐射,并经由数字处理机将信号合为一体。如果想进一步增大偶极子密度,还可以运用微电子加工技术,将更多的小型天线刻画到硅片上,体积不是问题。
绿堤望远镜的19单元偶极子相控阵接收机。(图片提供:B. Saxton, NRAO/AUI/NSF)
相控阵信号的合成有模拟和数字两种选择。前者是通过调整传输线长度进行的,但受限颇大,在天文领域只曾用于孔径阵。数字方法灵活性固矣,代价是过程相当复杂。前文所说的相控阵原理乍看简单,但在实际操作中,波束合成并非简单相加,为了尽可能地抑制旁瓣,还要涉及加权;对于天文接收机而言,望远镜反射面的存在更为整个系统引入了非线性因素,所以只好采取自适应的加权方式——直到合成的那一刻,权重分配是不确定的,各点是大是小只取决于实时的测量。而且每个天线单元并非独立,比如它们可以相互接收到对方的噪声辐射,所以严格说来,阵列协方差矩阵计算必不可少。考虑这一过程对计算资源的消耗程度,像ASKAP这样单元数量较多的接收机尚且只能选择性地开展,至于未来的SKA要采取怎样的措施,真的是不敢想象。
高悬在天线焦点处的ASKAP棋盘式相控阵接收机,每个偏振分量分别设有94个接收单元,共计188个。(图片提供:Alex Cherney/terrastro.com)
不过只要能够解决计算问题,相控阵所能实现的天区覆盖率要远比多波束接收机严密。由于射电波波长较长、衍射斑较宽,但望远镜的焦面却大小有限,一组传统式馈源喇叭就算在硬件上彼此相连,对应的波束还是相距甚远;相控阵则不受此限。只要保证天线单元之间的距离符合Nyquist条件,即可实现对全视场的完整采样。ASKAP的相控阵单元间距9厘米,而望远镜口径只有12米,焦距4.5米,已经满足要求。这样获得的数据经过处理后,就能合成36个有所重叠的波束,各波束之间的漏网区域很少:
ASKAP阵列36个合成波束的轮廓,可见彼此交叠严密。(图片来源:Bannister et al. 2017)
作为比较,多波束喇叭馈源的波束间距一般与波束宽度同量级,所以就出现了如下这张曾经令本人极度费解的图片……
阿雷西博望远镜ALFALFA巡天的7波束接收机设置图,每个椭圆圈都对应一个波束的宽度。之所以要旋转接收机平面,是为了缩小各个波束在赤纬方向的间距。尽管如此,旋转后在赤纬方向的波束间距还是超过了波束宽度之半,无法对天空实现Nyquist采样,所以还要开展二次扫描进行补偿。(图片提供:NAIC/The ALFALFA Team)
这样看来,射电接收机还是选择相控阵的好。不过当前这种技术的应用频段较为受限:传统的馈源喇叭工作频段由两端的开口大小以及内部激起的波模决定;相控阵所能接收的信号频率则与单元的大小有关。所以在0.5 GHz以下,阵列单元需要扩大才能实现覆盖,倒不如直接像LOFAR那样采用孔径阵设计;到了15 GHz以上,相控阵的效率又不如喇叭,何况紧凑的小型阵列设计加工难度相当大。
此外,相控阵的开发难度大、数据处理复杂,对制冷的要求也比较高。但哪怕如此,射电天文学家还是在知难而上,终究要归结于其优点太诱人,于以SKA为代表的新一代望远镜阵更是绝配。如果这种新的技术最终能不负众望,为射电天文学领域带来革命,至少在相当程度上解决射电观测的视场与分辨率问题,这样的努力也算是没有白费。
参考资料:
[1] Phased Array Feeds: Astro2010 Technology Development White Paper
[2] Phased array feeds for radio astronomy - CISRO
[3] ASKAP Technologies: Receivers
[4] Hay, S. G., & O’Sullivan, J. D. 2008, Radio Sci., 43, RS6S04
[5] A 19 element Cryogenic Phased Array Feed for the Green Bank Telescope