ITU-R M 1583-1 SPANISH-2007 Interference calculations between non-geostationary mobile-satellite service or radionavigation-satellite service systems and radio astronomy telescope .pdf

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1、 Rec. UIT-R M.1583-1 1 RECOMENDACIN UIT-R M.1583-1* Clculo de la interferencia entre los sistemas no geoestacionarios del servicio mvil por satlite o del servicio de radionavegacin por satlite y los emplazamientos de los telescopios de radioastronoma (Cuestin UIT-R 236/8) (2002-2007) Alcance En la p

2、resente Recomendacin se describe el mtodo que ha de utilizarse para calcular la cantidad de datos perdidos a causa de la interferencia producida en un emplazamiento de radioastronoma por un sistema de satlites no geoestacionarios del servicio mvil por satlite o un sistema del servicio de radionavega

3、cin por satlite. La Asamblea de Radiocomunicaciones de la UIT, considerando a) que, en algunos casos, el servicio de radioastronoma y los servicios espaciales (espacio-Tierra) tienen atribuidas bandas de frecuencias adyacentes o cercanas; b) que el servicio de radioastronoma est basado en la recepci

4、n de emisiones con niveles de potencia muy inferiores a los que se utilizan generalmente en otros servicios de radiocomunicaciones; c) que, debido a que los niveles de potencia de recepcin son bajos, el servicio de radioastronoma generalmente es ms sensible que otros servicios a la interferencia pro

5、cedente de emisiones no deseadas; d) que, debido a las caractersticas de los sistemas de satlites no geoestacionarios (no OSG), y en particular al hecho de que la interferencia es variable en el tiempo, el nivel de interferencia provocada por estos satlites en los radiotelescopios no se puede calcul

6、ar de la misma forma que en el caso de satlites OSG, recomienda 1 que el clculo de los niveles de emisiones no deseadas producidos por los sistemas de satlite no OSG del servicio de radionavegacin por satlite (SRNS) o del servicio mvil por satlite (SMS) en los emplazamientos de radioastronoma se bas

7、e en el mtodo descrito en el Anexo 1; 2 que, en estos clculos, se utilice el diagrama de antena descrito en la Recomendacin UIT-R RA.1631 para representar el modelo de las antenas de radioastronoma; 3 que se utilice el mtodo descrito en el Anexo 2 para calcular el porcentaje de tiempo durante el cua

8、l se rebasa el umbral de la densidad de flujo de potencia equivalente (dfpe). *Esta Recomendacin debe sealarse a la atencin de la Comisin de Estudio 7 de Radiocomunicaciones. 2 Rec. UIT-R M.1583-1 Anexo 1 Clculo de los niveles de emisiones no deseadas producidas por sistemas de satlites no OSG del S

9、RNS o del SMS en los emplazamientos de radioastronoma El mtodo aqu descrito, que est basado en el concepto de densidad de flujo de potencia equivalente (dfpe), se utiliza para calcular los niveles de densidad de flujo de potencia (dfp) producidos por emisiones no deseadas de un sistema de satlites n

10、o OSG en los radiotelescopios, teniendo en cuenta las caractersticas tanto del sistema de satlites como de la antena del radiotelescopio. El valor de la dfpe es la combinacin de las contribuciones de todas las emisiones de satlites expresada como la dfp de una sola fuente equivalente en el eje de pu

11、ntera (valor de cresta del haz principal) del radiotelescopio. 1 Parmetros necesarios Debido a las caractersticas particulares de los sistemas de los satlites no OSG, es evidente que el nivel de interferencia causada por estos satlites en un radiotelescopio no se puede calcular como se hace en el ca

12、so de los satlites OSG. Es necesario un proceso estadstico que tenga en cuenta el aspecto dinmico de los satlites no OSG. La evaluacin de la interferencia producida por los satlites en el radiotelescopio durante el tiempo de integracin (2 000 s) debe basarse en clculos estadsticos y debe tener en cu

13、enta los parmetros tanto de los satlites como del radiotelescopio. Parmetros del sistema de satlites no OSG: nmero de satlites visibles en el cielo desde la estacin de radioastronoma; caractersticas orbitales detalladas de los satlites; dfp producida por cada satlite en el radiotelescopio dentro de

14、la banda de radioastronoma considerada, que puede calcularse utilizando un modelo de mscara de emisiones no deseadas. Parmetros del radiotelescopio: emplazamiento de la antena; diagrama y ganancia de antena; gama de las direcciones de puntera utilizadas en la prctica; direccin del eje de puntera; ng

15、ulo fuera del eje entre el eje de puntera de la antena de la estacin de radioastronoma y las direcciones de los satlites transmisores; tiempo de integracin (2 000 s). 2 Clculo de los niveles de dfpe en los emplazamientos de radioastronoma La ganancia de recepcin de un radiotelescopio en direccin de

16、un satlite no OSG (a diferencia de los satlites OSG) vara con el tiempo, debido principalmente al movimiento del satlite y la estructura angular fina del diagrama de lbulos laterales del radiotelescopio. En algunos casos, la ganancia del radiotelescopio en direccin de un satlite ser muy superior a 0

17、 dBi, y en otros casos ser inferior. Rec. UIT-R M.1583-1 3 Adems, en el caso de un sistema de mltiples satlites no OSG, es necesario incluir y tener debidamente en cuenta las contribuciones de todos los satlites. Esto se puede hacer utilizando el concepto de la dfpe definido inicialmente para determ

18、inar las posibles condiciones de comparticin entre los sistemas OSG y no OSG. En el siguiente punto se ampla este concepto para el caso de una estacin de radioastronoma sometida a la interferencia de satlites no OSG. 2.1 Definicin de dfpe Si una antena, dentro de una anchura de banda de referencia,

19、recibe potencia simultneamente de varios transmisores situados a distancias diferentes, en direcciones distintas y con diversos niveles de dfp incidente, la dfpe es igual a la dfp que, recibida de un solo transmisor en el campo lejano de la antena en la direccin de mxima ganancia producira una poten

20、cia a la entrada del receptor igual a la que recibe realmente combinando los distintos transmisores. Para calcular la dfpe se utiliza la siguiente frmula: =mxririitNiPGGdGdfpeai,2l1010)(4)(10log10 (1) donde: Na: nmero de estaciones espaciales no OSG que son visibles desde el radiotelescopio i: ndice

21、 de la estacin espacial no OSG considerada Pi: potencia de RF de la emisin no deseada a la entrada de la antena (o la potencia radiada de RF si se trata de una antena activa) de la estacin espacial transmisora considerada en el sistema no OSG, (dBW) en la anchura de banda de referencia i: ngulo (gra

22、dos), entre el eje de puntera de la estacin espacial transmisora considerada en el sistema no OSG y la direccin del radiotelescopio Gt (i): ganancia de la antena transmisora (expresada como una relacin) de la estacin espacial considerada en el sistema no OSG, en la direccin del radiotelescopio di: d

23、istancia (m) entre la estacin transmisora considerada del sistema no OSG y el radiotelescopio i: ngulo fuera del eje (grados), entre la direccin de puntera del radiotelescopio y la direccin de la estacin espacial transmisora considerada en el sistema no OSG Gr (i): ganancia de la antena receptora (e

24、xpresada como una relacin) del radiotelescopio, en la direccin de la estacin espacial transmisora considerada del sistema no OSG (vase la Recomendacin UIT-R RA.1631) Gr,mx: dfpe mxima ganancia (expresada como una relacin) del radiotelescopio dfpe: dfpe instantnea (dB(W/m2), en la anchura de banda de

25、 referencia en el radiotelescopio. Para calcular la dfpe en la ecuacin (1) se supone que la dfp resultante de todas las fuentes interferentes est dirigida al eje de puntera de la antena receptora, donde la ganancia de antena es mxima. Sin embargo, los criterios de proteccin de sistemas de radioastro

26、noma utilizan como referencia un contorno de 0 dBi para la antena de radioastronoma. Utilizando el mtodo de la 4 Rec. UIT-R M.1583-1 ecuacin (1), la dfp provocada por todas las fuentes interferentes dirigidas a la ganancia 0 dBi de la antena receptora se puede calcular de esta forma: =)(4)(10log102l

27、1010dBi0 iriitNiPGGdGdfpeair(2) Los valores de dBi0=rGepfd resultantes de la ecuacin (2), promediados en un tiempo de integracin de 2 000 s, pueden compararse con los niveles de dfp (definidos suponiendo una ganancia de antena de recepcin de 0 dBi en direccin de la interferencia y para el tiempo de

28、integracin considerado). NOTA 1 Se supone que todos los transmisores estn situados en el campo lejano del radiotelescopio (es decir a una distancia de ms de 2D2/, donde D es el dimetro efectivo del radiotelescopio y es la longitud de onda de observacin). Aunque estas condiciones no siempre se pueden

29、 cumplir, se considera que es una aproximacin satisfactoria. NOTA 2 Para algunos radiotelescopios, la direccin de mxima ganancia (direccin del eje de puntera) no coincide siempre necesariamente con el eje geomtrico del radiotelescopio. NOTA 3 En el caso de antenas activas, Pidebe considerarse como l

30、a potencia de RF radiada y no como la potencia a la entrada de la antena. NOTA 4 La ganancia de antena de la estacin transmisora, Gt (i) se determina a la frecuencia de la banda de radioastronoma considerada. Podra ser diferente de la ganancia a las frecuencias de las transmisiones previstas. Anexo

31、2 Distribucin de los niveles de dfpe En este Anexo se describe un mtodo para calcular las estadsticas de la dfpe en todo el cielo. 1 Divisin del cielo en clulas que tengan aproximadamente el mismo ngulo slido En este mtodo, la primera operacin consiste en dividir el cielo en M anillos paralelos al h

32、orizonte, igualmente repartidos por lo que respecta al ngulo de elevacin entre 0 y 90. La anchura de cada anillo es 90/M. La siguiente operacin consiste en dividir estos anillos en clulas, cuya anchura acimutal se elige de forma que haya un nmero entero de clulas en cada anillo, y es aproxima-dament

33、e igual a: )cos(/90elevacinMgrados La Fig. 1 es un ejemplo de divisin con escalones de 3 de anchura en elevacin, dividiendo el cielo en 30 anillos que tienen un ngulo de elevacin de 3. En estas condiciones, la anchura en el eje acimutal es aproximadamente: )cos(30/90elevacingrados La elevacin es el

34、valor medio en un anillo determinado. Rec. UIT-R M.1583-1 5 De esta forma el cielo queda dividido en 2 334 clulas con un ngulo slido de 9 grados cuadrados aproximadamente cada una. En el Cuadro 1 se indica el nmero de clulas para cada anillo correspondiente a este ejemplo. CUADRO 1 Ejemplo de divisi

35、n del cielo en clulas cuadradas con ngulo slido de unos 9 cuadrados Elevacin del lmite inferior del anillo (grados) ngulo slido del anillo (grados cuadrados) ngulo slido acumu-lativo (grados cuadrados) Escaln de acimut (grados)Nmero de clulas del anillo ngulo slido de una clula(grados cuadrados)Nmer

36、o de clulas acumu-lativo Porcentaje de ngulo slido (%) ngulo slido acumu-lativo (%) 0 1 079,51 1 079,51 3 120 9,00 120 5,23 5,23 3 1 076,55 2 156,05 3 120 8,97 240 5,22 10,45 6 1 070,64 3 226,69 3 120 8,92 360 5,19 15,64 9 1 061,79 4 288,49 3 120 8,85 480 5,15 20,79 12 1 050,04 5 338,53 3 120 8,75 6

37、00 5,09 25,88 15 1 035,41 6 373,93 3 120 8,63 720 5,02 30,90 18 1 017,94 7 391,87 3 120 8,48 840 4,94 35,84 21 997,68 8 389,55 3 120 8,31 960 4,84 40,67 24 974,68 9 364,23 3 120 8,12 1 080 4,73 45,40 27 949,01 10 313,24 3 120 7,91 1 200 4,60 50,00 6 Rec. UIT-R M.1583-1 CUADRO 1 (fin) Elevacin del lm

38、ite inferior del anillo (grados) ngulo slido del anillo (grados cuadrados) ngulo slido acumu-lativo (grados cuadrados) Escaln de acimut (grados)Nmero de clulas del anillo ngulo slido de una clula(grados cuadrados)Nmero de clulas acumu-lativo Porcentaje de ngulo slido (%) ngulo slido acumu-lativo (%)

39、 30 920,75 11 233,99 4 90 10,23 1 290 4,46 54,46 33 889,95 12 123,94 4 90 9,89 1 380 4,31 58,78 36 856,72 12 980,66 4 90 9,52 1 470 4,15 62,93 39 821,14 13 801,81 4 90 9,12 1 560 3,98 66,91 42 783,31 14 585,12 4 90 8,70 1 650 3,80 70,71 45 743,34 15 328,46 4 90 8,26 1 740 3,60 74,31 48 701,32 16 029

40、,79 5 72 9,74 1 812 3,40 77,71 51 657,39 16 687,17 5 72 9,13 1 884 3,19 80,90 54 611,65 17 298,82 5 72 8,50 1 956 2,97 83,87 57 564,23 17 863,06 6 60 9,40 2 016 2,74 86,60 60 515,27 18 378,33 6 60 8,59 2 076 2,50 89,10 63 464,90 18 843,23 6 60 7,75 2 136 2,25 91,35 66 413,25 19 256,48 8 45 9,18 2 18

41、1 2,00 93,36 69 360,47 19 616,95 9 40 9,01 2 221 1,75 95,11 72 306,70 19 923,65 10 36 8,52 2 257 1,49 96,59 75 252,09 20 175,74 12 30 8,40 2 287 1,22 97,81 78 196,79 20 372,53 18 20 9,84 2 307 0,95 98,77 81 140,95 20 513,49 24 15 9,40 2 322 0,68 99,45 84 84,73 20 598,21 40 9 9,41 2 331 0,41 99,86 87

42、 28,27 20 626,48 120 3 9,42 2 334 0,14 100,00 2 Distribucin de la dfpe en una clula Para empezar se elige aleatoriamente la direccin de puntera de la antena del servicio de radioastronoma correspondiente a una determinada clula del cielo segn la divisin descrita en el punto anterior. Despus se elige

43、 tambin aleatoriamente la hora de comienzo de la constelacin. Entonces se puede calcular la dfpe para cada instante de un tiempo de integracin de 2 000 s. A continuacin, se calcula el valor medio de dfpe en esta prueba para la direccin de puntera y la hora de comienzo de la constelacin elegidas. Est

44、a operacin se repite para obtener una distribucin estadstica de dfpe en la clula considerada. El mtodo est basado en varias pruebas, calculando en cada una el valor medio de dfpe en un intervalo de integracin de 2 000 s. Cuanto mayor sea el nmero de pruebas, ms precisa ser la distribucin. Es necesar

45、io hacer un nmero adecuado de pruebas para lograr resultados suficientemente fiables. En particular, el resultado de multiplicar el nmero de pruebas por el tiempo de integracin de 2 000 s debe ser considerablemente superior al periodo de la constelacin. Tambin es necesario hacer un muestreo estadsti

46、co apropiado para todo el periodo de la constelacin. Cuando ya no se obtengan variaciones significativas en la distribucin, se podr afirmar que el nmero de pruebas realizadas es suficiente. Esta verificacin podra hacerse de forma automtica, como una parte de la simulacin, o manualmente, deteniendo l

47、a simulacin a intervalos regulares. Rec. UIT-R M.1583-1 7 3 Resultado en trminos de porcentaje de prdida de datos Los clculos de dfpe descritos en el 2 permiten obtener una distribucin de niveles de dfpe para cada clula del cielo que puede compararse con los niveles umbral utilizados para las medici

48、ones radioastronmicas. Cuando se superen estos niveles, se perdern algunos datos radioastronmicos. El porcentaje de esta prdida se calcula como la suma de dichas prdidas en todas las clulas dividida por el nmero de pruebas. En la Fig. 2. se muestra un ejemplo del porcentaje de prdida de datos por clula en todo el cielo para una constelacin no OSG del SRNS. FIGURA 2 Distribucin de la prdida de datos en todo el cielo