1、 Rec. UIT-R RA.769-2 1 RECOMENDACIN UIT-R RA.769-2 Criterios de proteccin para las mediciones radioastronmicas (Cuestin UIT-R 145/7) (1992-1995-2003) La Asamblea de Radiocomunicaciones de la UIT, considerando a) que muchos de los adelantos astronmicos ms fundamentales realizados en los ltimos cinco
2、decenios (por ejemplo, el descubrimiento de radiogalaxias, cusares y plsares, la medicin directa de hidrgeno neutro, la medicin directa de distancias de ciertas galaxias externas y el establecimiento de un marco de referencia de posicin con una exactitud de hasta 20 s de arco) han sido logrados a tr
3、avs de la radioastronoma, y que se prev que las observaciones radioastronmicas continuarn haciendo contribuciones fundamentales a nuestro conocimiento del Universo, ya que proporcionan la nica manera de investigar algunos fenmenos csmicos; b) que el desarrollo de la radioastronoma ha originado tambi
4、n importantes adelantos tecnolgicos, en particular en las tcnicas de recepcin y de imgenes, ha mejorado el conocimiento de las limitaciones fundamentales del ruido radioelctrico, de gran importancia para la radio-comunicacin, y que promete otros resultados importantes; c) que los radioastrnomos han
5、efectuado observaciones astronmicas tiles desde la superficie de la Tierra en todas las ventanas atmosfricas disponibles desde 2 MHz hasta 1 000 GHz, y superiores; d) que la tcnica de la radioastronoma espacial, que utiliza radiotelescopios en plataformas espaciales, proporciona acceso a todo el esp
6、ectro radioelctrico por encima de 10 kHz, incluidas las partes del espectro no accesibles desde la Tierra debido a la absorcin atmosfrica; e) que para el progreso de la radioastronoma y las mediciones asociadas es esencial la proteccin contra la interferencia; f) que las observaciones radioastronmic
7、as son efectuadas principalmente con antenas o conjuntos de antenas de alta ganancia, para proporcionar la ms alta resolucin angular posible, y en consecuencia, la interferencia de haz principal no tiene que ser considerada en la mayora de las situaciones, salvo cuando existe la posibilidad de dao a
8、l receptor; g) que la mayor parte de la interferencia que produce degradacin de los datos astronmicos se recibe a travs de los lbulos laterales lejanos del telescopio; h) que la sensibilidad del equipo de recepcin en radioastronoma, no cesa de aumentar regularmente, en particular en longitudes de on
9、das milimtricas, y que es muy superior a la de los equipos de telecomunicacin y de radar; j) que las observaciones radioastronmicas tpicas requieren tiempos de integracin del orden de unos minutos a horas, pero que las observaciones sensibles, particularmente de rayas espectrales, pueden requerir pe
10、riodos de registro ms largos, algunas veces de hasta varios das; 2 Rec. UIT-R RA.769-2 k) que algunas transmisiones desde vehculos espaciales pueden provocar problemas de interferencia a la radioastronoma, que no pueden ser evitados con la eleccin del emplazamiento del observatorio, ni mediante prot
11、eccin local; l) que las transmisiones terrenales reflejadas en la Luna, en aeronaves y, eventualmente, en satlites artificiales pueden causar interferencias perjudiciales a la radioastronoma; m) que ciertos tipos de observaciones interferomtricas de alta resolucin espacial exigen la recepcin simultn
12、ea, en la misma frecuencia radioelctrica, por sistemas receptores muy separados, que pueden estar situados en pases o en continentes distintos, o en plataformas espaciales; n) que las condiciones de propagacin en frecuencias por debajo de unos 40 MHz son tales que un transmisor que funciona en cualq
13、uier parte de la Tierra pudiera causar interferencia en perjuicio de la radioastronoma; o) que la asignacin de frecuencia apropiada, en el plano nacional ms bien que internacional, permite lograr cierto grado de proteccin; p) que las CMR han mejorado las atribuciones de frecuencias a la radioastrono
14、ma, en particular por encima de 71 GHz, pero que para la proteccin en otras bandas, especialmente en las compartidas con otros servicios radioelctricos, se puede necesitar an una planificacin cuidadosa; q) que se han desarrollado los criterios tcnicos respecto a la interferencia perjudicial para el
15、servicio de radioastronoma (SRA), los cuales se indican en los Cuadros 1, 2 y 3, recomienda 1 que se inste a los radioastrnomos a elegir ubicaciones lo ms exentas posible de interferencias; 2 que las administraciones se encarguen de asegurar la mxima proteccin posible a las frecuencias y sitios util
16、izados por los radioastrnomos en sus propios pases y en los pases vecinos y que al planificar sistemas globales, tengan muy en cuenta los niveles de interferencia perjudicial indicados en el Anexo 1; 3 que las administraciones, al encargarse de asegurar la proteccin de ciertas observaciones radioast
17、ronmicas, tomen todo gnero de medidas para reducir la amplitud de las radiaciones armnicas y de otras emisiones no esenciales que caigan en las bandas de frecuencias que han de protegerse para la radioastronoma al mnimo absoluto. Particularmente de las emisiones provenientes de aeronaves, estaciones
18、 situadas en plataformas a gran altitud, vehculos espaciales y globos; 4 que al proponer atribuciones de frecuencias, las administraciones tengan en cuenta que para el SRA compartir frecuencias con otros servicios es muy difcil cuando los transmisores y los observatorios mantienen visibilidad direct
19、a. Por encima de 40 MHz, es posible la comparticin de frecuencias con otros servicios cuando no hay visibilidad directa entre los transmisores y los observatorios, pero puede ser necesaria la coordinacin, especialmente si los transmisores son de gran potencia. Rec. UIT-R RA.769-2 3 Anexo 1 Sensibili
20、dad de los sistemas de radioastronoma 1 Consideraciones generales e hiptesis necesarias para el clculo de niveles de interferencia 1.1 Criterio de interferencia de nivel perjudicial La sensibilidad de una observacin en radioastronoma se puede definir como la variacin mnima del nivel de potencia P en
21、 el nivel de potencia P, a la entrada del radimetro, que puede ser detectada y medida. La ecuacin de la sensibilidad es: tfPP01=(1) donde: P y P: densidad de potencia espectral del ruido f0: anchura de banda t: tiempo de integracin. P y P en la ecuacin (1) pueden ser expresados en unidades de temper
22、atura mediante la constante de Boltzmann, k: TkPTkP = asimismo; (2) As, es posible expresar la ecuacin de sensibilidad del modo siguiente: tfT0= (3) donde: T = TA+ TR Este resultado se aplica para una polarizacin del radiotelescopio. T es la suma de TA(contribucin del fondo csmico, la atmsfera terre
23、stre y la radiacin terrestre en la temperatura de ruido de la antena) y TR(temperatura de ruido del receptor). Las ecuaciones (1) o (3) se pueden utilizar para estimar los niveles de sensibilidad y de interferencia perjudicial para observaciones radio-astronmicas. Los resultados se enumeran en los C
24、uadros 1 y 2. Se ha supuesto un tiempo de observacin (o de integracin), t, de 2 000 s, y los niveles de interferencia perjudicial, PH, de los Cuadros 1 y 2 se expresan como la potencia de interferencia dentro de la anchura de banda, f, que introduce un error del 10% en la medicin de P (o T), es deci
25、r: fPPH= 0,1 (4) En resumen, cada una de las columnas de los Cuadros 1 y 2 puede calcularse utilizando los mtodos siguientes: T, mediante la ecuacin (3), P, mediante la ecuacin (2), PH, mediante la ecuacin (4). 4 Rec. UIT-R RA.769-2 La interferencia perjudicial puede expresarse tambin por la dfp que
26、 llega a la antena en el ancho de banda total, o como una dfp espectral SHpor 1 Hz. Se dan los valores para una antena cuya ganancia, en la direccin de llegada de la interferencia es igual a la de una antena isotrpica (antena cuya superficie efectiva es de c2/4 f 2, siendo c la velocidad de la luz y
27、 f la frecuencia). La ganancia de un radiador istropo, 0 dBi, se usa como un valor representativo general para el nivel de lbulo lateral, como se indica en el 1.3. Los valores de SH f (dB(W/m2) se obtienen agregando a PHla cantidad: 20 log f 158,5 dB (5) donde f (Hz). Para obtener SH, basta con rest
28、ar la cantidad de 10 log f (Hz), a fin de tener en cuenta la anchura de banda. 1.2 Tiempo de integracin Las sensibilidades y los niveles de interferencia perjudicial calculados que figuran en los Cuadros 1 y 2 se basan en tiempos de integracin de 2 000 s. Los tiempos de integracin realmente utilizad
29、os en observaciones astronmicas abarcan una amplia gama de valores. Las observaciones del continuum hechas con telescopios de una sola antena (por oposicin a los sistemas inter-feromtricos) estn bien representadas por el tiempo de integracin de 2 000 s, tpico de obser-vaciones de buena calidad. Por
30、otra parte, el tiempo de 2 000 s es menos representativo de las obser-vaciones de rayas espectrales. Las mejoras en la estabilidad de los receptores y el mayor empleo de espectrmetros de correlacin han permitido una utilizacin ms frecuente de tiempos de integracin ms largos requeridos para observar
31、rayas espectrales dbiles y son comunes las observaciones de rayas espectrales que duran varias horas. Un tiempo de integracin ms representativo para estas observaciones sera de 10 h. Para una integracin de 10 h, el nivel de interferencia umbral es 6 dB ms estricto que los valores indicados en el Cua
32、dro 2. Hay tambin algunas observaciones de fenmenos de variacin temporal, por ejemplo, las observaciones de plsares, rfagas estelares o solares y centelleos interplanetarios, para los cuales pueden ser adecuados periodos de tiempo mucho ms cortos. 1.3 Diagrama de respuesta de la antena La interferen
33、cia a la radioastronoma se recibe casi siempre a travs de los lbulos laterales de la antena, de modo que no hay que considerar la respuesta del haz principal a la interferencia. El modelo de lbulo lateral para grandes antenas paraboloides en la gama de frecuencias de 2 a 30 GHz, contenido en la Reco
34、mendacin UIT-R SA.509 es una buena aproximacin de la respuesta de muchas antenas de radioastronoma y se adopta en esta Recomendacin como la antena de referencia de radioastronoma. En este modelo, el nivel del lbulo lateral disminuye en funcin de la distancia angular (grados) desde el eje del haz pri
35、ncipal y es igual a 32 25 log (dBi) para 1 48. El efecto de una seal interferente depende claramente del ngulo de incidencia con respecto al eje del haz principal de la antena, pues la ganancia de lbulo lateral, representada por el modelo, vara de 32 a 10 dBi en funcin de ese ngulo. Sin embargo, es
36、til calcular los niveles de umbral de la intensidad de interferencia para un valor particular de ganancia de lbulo lateral, que hemos elegido como 0 dBi y utilizado en los Cuadros 1 a 3. Segn el modelo, este nivel de lbulo lateral ocurre en un ngulo de 19,05 con respecto al eje del haz principal. En
37、tonces una seal en el nivel de umbral perjudicial definido para una ganancia de lbulo lateral de 0 dBi rebasar el criterio para el nivel perjudicial a la entrada del receptor si es incidente en la antena en un ngulo inferior a 19,05. El ngulo slido con un cono de radio angular 19,05 es 0,344 sr, que
38、 equivale a 5,5% del Rec. UIT-R RA.769-2 5 2 sr del cielo por encima del horizonte que un radiotelescopio es capaz de observar en cualquier momento dado. De este modo, si la probabilidad del ngulo de incidencia de interferencia se distribuye uniformemente en el cielo, aproximadamente el 5,5% de las
39、seales interferentes seran incidentes dentro de 19,05 del eje del haz principal de una antena apuntada hacia el cielo. Obsrvese tambin que el valor 5,5% concuerda con los niveles recomendados de prdida de datos de observaciones radioastronmicas en porcentajes de tiempo, especificados en la Recomenda
40、cin UIT-R RA.1513. El caso particular de satlites en la rbita no OSG presenta una situacin dinmica, es decir, la posicin de los satlites con respecto al haz de la antena de radioastronoma muestra grandes cambios dentro de la escala del tiempo de integracin de 2000 s. En este caso, el anlisis de inte
41、rferencia requiere integrar la respuesta por encima de los niveles de lbulo lateral que varan, utilizando, por ejemplo, el concepto de dfp equivalente (dfpe) definido en el nmero 22.5C del Reglamento de Radiocomunicaciones (RR). Adems, suele ser necesario combinar las respuestas a un nmero de satlit
42、es dentro de un sistema particular. En estos clculos, se sugiere utilizar el diagrama de respuesta de antena para antenas de dimetro mayor a 100 de la Recomen-dacin UIT-R S.1428 para representar la antena de radiostronoma, hasta que se disponga de un modelo basado especficamente en antenas de radioa
43、stronoma. Para un mayor anlisis, vase el 2.2. 1.4 Anchura de banda La ecuacin (1) muestra que se obtienen observaciones de mxima sensibilidad cuando los radioastrnomos utilizan la mayor anchura de banda posible. En consecuencia, en el Cuadro 1 (observaciones del continuum), f se supone que sea la an
44、chura de las bandas de radioastronoma atribuidas para frecuencias hasta 71 GHz. Por encima de 71 GHz se utiliza un valor de 8 GHz, que es una anchura de banda representativa utilizada generalmente entre los receptores de radioastronoma en esta gama. En el Cuadro 2 (observaciones de rayas espectrales
45、) se usa una anchura de banda de canal f igual al desplazamiento Doppler correspondiente a 3 km/s de velocidad para entradas por debajo de 71 GHz. Este valor representa un compromiso entre la alta resolucin espectral deseada y la sensibilidad. Hay un nmero muy grande de rayas importantes desde el pu
46、nto de vista astrofsico por encima de 71 GHz, como se muestra en la Recomendacin UIT RA.314, y slo se dan algunos valores representativos para los niveles perjudiciales en el Cuadro 2 para la gama 71-275 GHz. La anchura de banda de canal utilizado para calcular los niveles perjudiciales por encima d
47、e 71 GHz es 1 000 kHz (1 MHz) en todos los casos. Este valor se ha elegido por motivos prcticos. Aunque es ligeramente mayor que la anchura de canal espectral habitual en los receptores de radioastronoma en estas frecuencias, se usa como la anchura de banda de referencia normalizado para servicios e
48、spaciales por encima de 15 GHz. 1.5 Temperatura de ruido del receptor y temperatura de la antena Las temperaturas de ruido del receptor de los Cuadros 1 y 2 son representativas de los sistemas utilizados en radioastronoma. Para frecuencias por encima de 1 GHz stos son amplificadores o mezcladores enfriados criognicamente. El efecto del cunto impone un lmite ms bajo terico de hf/k a la temperatura de ruido de estos dispositivos, donde h y k son las constantes de Planck y de Boltzmann, respectivamente. Este lmite es importante en frecuencias por encima de 100 GHz, donde equivale a 4,8 K. En la
