I 잡음 지수(figure)는 이해하지만 잡음에 어떻게 '온도'가 있을까?

“잡음 요인(factor)” 및 “잡음 지수(figure)”라는 개념은 꽤 직관적인데, 입력 신호가 출력으로 통과할 때 증폭기와 같은 부품이 입력 신호에 추가되거나 수동 소자 부품 내에서 열 동작으로 인해 발생하는 잡음을 나타냅니다. 내부적으로 발생하며 피할 수 없는 이 잡음의 출처로는 엔트로피, 장치와 소재의 물리적 현상, 임의적인 전자 부품의 동작, 다양한 결함 등이 포함됩니다.

잡음 요인(factor)(F)의 정량적 정의는 간단합니다. 출력 신호 잡음 비(SNR) 대비 입력 SNR의 비율입니다.

잡음 요인(factor)(F) = (입력 신호/입력 잡음)/(출력 신호/출력 잡음)

저항기 같은 이득이 없는 수동 부품 역시, 이상적 저항기의 단순 열 잡음 대비 실제 저항기에서 생성되는 잡음 비율로 정의된 잡음 요인(factor)을 가집니다. 비교 값을 표준화하기 위해 잡음 요인(factor)은 표준 온도 290K에서 측정되며 이 온도는 1930년대 Bell Telephone Laboratories에서 Harald Friis가 실시한 독자적인 연구의 결과로 선택되었습니다. 비교에 사용된 표준 잡음 출처의 잡음 수준은 KT이며, 여기서 K는 볼츠만 상수입니다(1.38J/K × 10^-23J/K).

그렇다면 잡음 지수(figure)(NF)에는 어떤 관계가 있을까요?

NF(단위 dB) = 10 × log(F)의 단순한 관계가 있습니다.

잡음 요인(factor) F와 잡음 지수(figure) NF 둘 다 사용하는 이유는 무엇일까요? 수행 중인 신호 경로 분석의 유형에 따라 다릅니다. 일부 유형을 분석할 때는 F가 더 유용하지만 다른 경우에는 NF를 사용해야 방정식이 단순해집니다.

하지만 이외에도 잡음 온도라고 하는 다른 “잡음” 파라미터도 존재합니다. 잡음이 어떻게 온도를 가질 수 있을까요? 또한 잡음을 온도와 관련지어 생각해야 하는 이유는 무엇일까요?

바로 잡음 온도가 잡음 크기 및 관련된 신호 대 잡음 변화를 특성화하는 다른 방법이기 때문입니다. RF 링크, 특히 전파천문학, 공간 기반 링크 및 기타 우주 시스템에 관련된 링크에 사용됩니다.

먼저, 잡음 온도(NT)의 정의를 확인해 보겠습니다.

NT= 290 × (F-1)(“290”은 앞서 언급한 표준 기준 온도임)

지금까지 잡음 온도는 잡음을 정량화하는 다른 방법으로 보이지만 사실 여기에서 그치지 않습니다. 동일한 양의 잡음 전력을 생성하는 등가 온도를 부르는 이론적인 "추상 개념"입니다. T_EQ로 명시되기도 하는 이 등가 잡음 온도는 온도계로 측정하는 증폭기의 실제 온도가 아니라는 점에 유의하세요.

잡음 온도와 T_EQ를 사용하는 이유는 무엇일까요? 일부 유형의 분석에서 신호 체인 및 관련 방정식의 평가를 단순화하기 때문입니다. 또한 하늘에 퍼져 있는 잡음(하늘도 잡음의 출처임)과 같이 출처가 분명하게 보이지 않는 잡음을 정의하는 데 매우 유용한 메트릭을 제공합니다.

무선 링크에서 등가 입력 잡음 온도 T_EQ는 안테나 출력에서 안테나 잡음 온도 T_ANT와 수신기 회로의 시스템 잡음 온도 T_SYS의 합입니다.

T_EQ = T_ANT + T_SYS

여러 단의 잡음 온도를 선형적으로 추가하여 신호 체인 중 특정 지점의 잡음을 특성화할 수 있습니다(그림 1).

그림 1: 안테나 또는 기타 출처의 등가 잡음 온도에서 시작하여, 개별 단의 잡음 온도를 추가하면 시스템에서 여러 지점의 잡음을 결정할 수 있습니다. (이미지 출처: New Jersey Institute of Technology)

수백 메가헤르츠(MHz) 및 수십 기가헤르츠(GHz)에서 작동하는 무선 통신, 레이더 및 공간 중심 RF 시스템의 경우 낮은 주파수의 잡음은 손쉽게 필터링하고 감쇠할 수 있기 때문에 문제가 되지 않습니다. 대신 주된 잡음원은 배경 복사 잡음과 내부적으로 생성되는 잡음입니다. 이러한 이유로 모든 분석에 이러한 잡음원을 포함해야 합니다. 안테나가 하늘을 향하는 경우 출처 등가 입력 잡음 온도 T_EQ는 태양의 상대적 위치 및 다양한 주기에 따라 달라집니다(JPL/NASA의 문서 “Solar Brightness Temperature and Corresponding Antenna Noise Temperature at Microwave Frequencies” 참조).

이 "하늘 잡음"의 연구 결과 우주배경복사(CMBR)와 그 의미가 Arno Penzias 및 Robert Wilson(이 발견으로 노벨상 수상)에 의해 발견되었습니다(“Cosmic Microwave Background” 참조). 연구에 사용된 커다란 혼 안테나로 구성된 수신기는 안테나 방향에 상관없이 공간에 거의 균일하게 퍼져 있는 4.2K를 초과하는 안테나 온도를 기록했습니다(그림 2). 어떠한 회로 및 시스템 잡음 분석으로도 이를 밝힐 수 없었지만, 마침내 이것이 널리 알려진 흑체 복사의 물리적 현상인 "빅뱅"에서 나온 열을 나타내는 잔존물일 가능성이 높음을 이론적으로 밝혔습니다.

그림 2: 2013년 European Space Agency Planck 위성이 포착한 우주 극초단파 배경 복사 이미지를 보면 하늘 전체에 작은 변형이 보입니다. (이미지 출처: Space.com을 통한 ESA/Planck Collaboration)

우주 및 공간 관련 분석에 더하여 잡음 관련 메트릭으로의 등가 잡음 온도에는 실용적이고 실제적인 용도(실제적 및 비유적으로)가 있기 때문에 추상적으로 보이는 이러한 잡음 온도를 어려워할 필요는 없습니다. 예를 들어 안테나 잡음 온도는 지정된 주파수의 안테나 출력과 동일한 단위 대역폭당 출력 잡음 전력을 생성하는 이상적이고 잡음 없는 수신기의 입력에 있는 가상 저항기의 온도입니다.

물론 잡음은 무선과 유선을 막론하고 거의 모든 시스템에서 주요 문제이고 과제입니다. 대역폭과 대역폭이 잡음 전력에 미치는 영향과 같은 더 많은 요소가 존재하며 이에 대한 논의가 필요합니다. 잡음 요인(factor), 잡음 지수(figure) 및 잡음 온도는 모두 잡음을 측정하는 유효한 방법이며, 한 방식의 판독 값을 다른 방식으로 손쉽게 변환할 수 있습니다. “적절한” 단위는 수행 중인 분석과 원하는 답변의 유형에 따라 다릅니다.