ITU-R S 1525-1 FRENCH-2002 Impact of interference from the Sun into a geostationary-satellite orbit fixed-satellite service link《太阳对同步卫星轨道卫星固定业务链路的干扰影响》.pdf

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1、 Rec. UIT-R S.1525-1 1 RECOMMANDATION UIT-R S.1525-1 Effets des brouillages dus au Soleil sur une liaison par satellite gostationnaire du service fixe par satellite (Question UIT-R 236/4) (2001-2002) LAssemble des radiocommunications de lUIT, considrant a) que dans un rseau satellite gostationnaire

2、(OSG) du service fixe par satellite (SFS), le passage du Soleil dans le champ de lantenne est un phnomne naturel qui se produit deux fois par an sur une priode de trois neuf jours, selon le diamtre de lantenne; b) que les oprateurs et clients des stations terriennes des systmes OSG du SFS tiennent c

3、ompte de ces passages dans leurs plans et mettent en oeuvre des moyens appropris pour en minimiser les effets; c) que les oprateurs de stations terriennes des systmes OSG du SFS doivent pouvoir disposer dune mthode danalyse du niveau des brouillages ainsi causs par le Soleil et du profil temporel de

4、 ce type de brouillage, recommande 1 dans llaboration des liaisons des systmes OSG du SFS, denvisager dutiliser les mthodes exposes lAnnexe 1 pour valuer le niveau de dgradation du rapport porteuse/bruit (C/N ) dune liaison de systme OSG suite au phnomne de passage du Soleil dans le champ de lantenn

5、e; 2 aux oprateurs de stations terriennes des systmes OSG du SFS denvisager dutiliser la mthode expose dans lAnnexe 2 pour prvoir les dates et heures de passage du Soleil dans le champ de lantenne des stations terriennes. ANNEXE 1 Calcul du niveau des brouillages dus au Soleil une liaison de systme

6、OSG du SFS Le phnomne de passage du Soleil dans le champ de lantenne se produit deux fois par an au voisinage des quinoxes de printemps et dautomne, lorsque le Soleil passe proximit du faisceau principal dune station terrienne rceptrice de systme OSG. Pendant ces passages, le rayonnement hyperfrquen

7、ce du Soleil constitue une source de brouillage qui se traduit par une augmentation de 2 Rec. UIT-R S.1525-1 la temprature de bruit effective de la liaison par satellite et donc par une dgradation de la qualit de fonctionnement de cette liaison. Lorsque le niveau de dgradation est suprieur la marge

8、de la liaison par temps clair, on observe une interruption de la liaison, que lon dsigne gnralement par lexpression interruption due au Soleil. Pour les frquences infrieures environ 30 GHz, on peut considrer que les rayonnements solaires comportent trois composantes: le rayonnement thermique du Sole

9、il calme, une composante variation lente qui dpend du nombre et du diamtre des taches solaires et enfin des salves occasionnelles intenses dues aux ruptions solaires. Ces trois composantes varient dans le temps, de sorte quil est extrmement difficile dutiliser le Soleil comme source de rfrence pour

10、valuer avec prcision le comportement qualitatif des antennes de station terrienne. Dans les bandes utilises pour les communications par satellite, le rayonnement thermique du Soleil calme varie en fonction inverse de la frquence et ce type dmission na gnralement pas de polarisation. Les taches solai

11、res sont des zones magntiques du Soleil, qui apparaissent sous forme de taches sombres sa surface. Leur dure est gnralement de plusieurs jours, mais les trs grosses taches solaires peuvent durer plusieurs semaines. Le nombre des taches solaires varie beaucoup dun jour lautre, et lon observe une stru

12、cture tendancielle qui se caractrise par une priode denviron 11 annes. Toutes les 11 annes, le Soleil prsente une priode dactivit nomme maximale, suivie dune priode calme nomme activit solaire minimale. Pendant les priodes dactivit solaire maximale, on observe de trs nombreuses taches solaires, rupt

13、ions solaires et projections coronales de matire, tous phnomnes qui peuvent avoir une incidence sur les communications et le temps sur la Terre. Il existe une corrlation approximative entre le flux solaire total et le nombre de taches solaires. Du fait que laugmentation du flux est associe plusieurs

14、 petites zones de la surface du Soleil, il serait dangereux de supposer que la brillance de lastre est uniformment rpartie sur sa surface. En fait, lorsque louverture dantenne de la station terrienne du systme OSG est infrieure au diamtre apparent du Soleil, on peut observer divers niveaux de brouil

15、lage pendant un seul passage du Soleil dans le champ de cette antenne. Les rayonnements dune tache solaire prsentent une vague polarisation circulaire, mais cet effet est dilu par la polarisation alatoire des missions thermiques du Soleil calme. Les ruptions ou salves solaires peuvent doubler ou tri

16、pler le flux solaire, qui peut loccasion tre 100 fois suprieur la normale. Dans les bandes utilises pour les communications par satellite, la plupart des vnements sont relativement brefs de cinq minutes environ une heure. Les mani-festations ne sont pas prvisibles, mais, comme nous lavons dj vu plus

17、 haut, sont plus frquentes au voisinage de lactivit maximale. En gnral, il peut y avoir deux manifestations par jour. Aux hyperfrquences, le diamtre apparent du Soleil est lgrement suprieur au diamtre observ dans le spectre visible. Par ailleurs, la distance Terre-Soleil varie lgrement tout au long

18、de lanne, de sorte que le diamtre apparent du Soleil varie galement, tout comme sa temprature de brillance apparente. Toutefois, ces effets sont peu importants compars aux autres incertitudes (telles que le nombre de taches solaires), de sorte quon peut les ngliger. On peut raisonnablement estimer l

19、e diamtre apparent du Soleil lquinoxe 0,53. Rec. UIT-R S.1525-1 3 Ce qui prcde peut donc donner penser que le niveau effectif du flux solaire dans les bandes utilises pour les communications par satellite varie de faon significative et imprvisible, mais un certain nombre de modles simples ont t prop

20、oss pour la dtermination dun niveau moyen. Ces modles permettent dvaluer de faon adquate les niveaux de brouillage type auxquels on peut sattendre pendant les passages du Soleil. La temprature de brillance du Soleil calme aux hyper-frquences peut sexprimer comme suit: 75,0000120= fTSoleilo: TSoleil

21、: temprature de brillance quivalente (K) f : frquence (GHz) : facteur qui permet de tenir compte de la polarisation des rayonnements solaires, auquel on peut donner la valeur 0,5 pour les raisons exposes plus haut. Avec ce modle, on obtient une valeur denviron 21 000 K pour le Soleil calme 4 GHz. A

22、titre de comparaison, la valeur type correspondant une priode de taches solaires maximale serait de 90 000 K. 1 Mthode gnrale Le passage du Soleil dans le champ de lantenne de rception dun systme OSG est un phnomne facile valuer du fait que la gomtrie en est bien connue. La mthode permettant dvaluer

23、 lincidence du brouillage dorigine solaire sur les liaisons du service de radiodiffusion par satellite (SRS), dcrite en dtail dans la Recommandation UIT-R BO.1506 peut galement tre utilise dans le cas de liaison du SFS. Cette Recommandation dcrit intgralement lincidence de ce passage du Soleil sur l

24、es bilans des liaisons des systmes OSG du SFS. Leffet du passage du Soleil nest pas un vanouissement, mais une augmentation de la temprature de bruit du systme, qui peut tre significative dans le cas dune liaison OSG faible bruit et faible marge. 2 Application de la mthode diffrents diamtres dantenn

25、e La mthode dtaille dcrite dans la Recommandation UIT-R BO.1506 a t applique pour diffrentes valeurs de diamtre dantenne. Deux mthodes peuvent tre utilises pour obtenir les tempratures de bruit solaire pour langle hors axe et langle dazimut , vus au point local de lantenne de station terrienne du SF

26、S: Simulation intgrale du mouvement du Soleil, par exemple avec lalgorithme dfini dans lAnnexe 2. Approche simplifie reposant sur le fait que langle de dclinaison du Soleil varie denviron 0,4 par jour au moment des quinoxes tandis que la variation angulaire horaire est denviron 0,25 par minute. Dans

27、 les Fig. 1 6, les rsultats sont typiques de ceux obtenus en utilisant ces mthodes. Dans tous les cas, on adopte pour la temprature de bruit initiale la valeur de 150 K et on utilise les diagrammes dantenne dfinis dans la Recommandation UIT-R S.465 pour 11 GHz. 4 Rec. UIT-R S.1525-1 1525-011 3 5 7 9

28、 1 13151719212325272931333501 0002 0003 0004 0005 0006 000JoursTemprature de bruitdu ciel(K)FIGURE 1Augmentation journalire maximale de la temprature de bruit du ciel: antenne de 10 m1525-021 3 5 7 9 1 13151719212325272931333537390246810121416JoursDgradationdurapportC/N(dB)FIGURE 2Dgradation journal

29、ire maximale du rapport C/N la rception: antenne de 10 mRec. UIT-R S.1525-1 5 1525-031 3 5 7 9 1 1315171921232527293133353705001 0001 5002 0002 5003 000JoursTemprature de bruitdu ciel(K)FIGURE 3Augmentation journalire maximale de la temprature de bruit du ciel: antenne de 3 m1525-041 3 5 7 9 1 13151

30、7192123252729313335373902468101214JoursDgradation du rapportC/N(dB)FIGURE 4Dgradation journalire maximale du rapport C/N la rception: antenne de 3 m6 Rec. UIT-R S.1525-1 1525-051 3 5 7 9 1 1315171921232527293133353739020120406080100JoursTemprature de bruitdu ciel(K)FIGURE 5 Augmentation journalire m

31、aximale de la temprature de bruit du ciel: antenne de 0,6 m1525-061 3 5 7 9 1 1315171921232527293133353739JoursDgradation du rapportC/N(dB)FIGURE 6Dgradation journalire maximale du rapport C/N la rception: antenne de 0,6 m02,521,510,5Lincidence sur la qualit de fonctionnement de la liaison dpend du

32、diamtre de lantenne et de la temprature de bruit initiale de la liaison. Dans le cas de grandes antennes gain lev, la dgradation du rapport C/N peut atteindre 15 dB (Fig. 2), mais sobserve moins souvent que dans le cas de petites antennes faisceaux plus largement ouverts (Fig. 6). Comme on pouvait s

33、y attendre, les rsultats font apparatre que le niveau de dgradation du rapport C/N est fonction du diamtre de lantenne et que la dure du passage solaire augmente lorsque le diamtre dantenne diminue. Rec. UIT-R S.1525-1 7 3 Variation pendant la journe Des calculs ont permis dtablir le profil temporel

34、 de la dgradation du rapport C/N en fonction de lheure de la journe au voisinage des quinoxes. Le pas temporel choisi est de 1 seconde. 1525-07(h)08246101214160 6 12 2418Dgradation du rapportC/N(dB)FIGURE 7Dgradation du rapport C/N la rception pendant la journe: antenne de 10 m1525-08(h)0210 6 12 18

35、 24Dgradation du rapportC/N(dB)FIGURE 8Dgradation du rapport C/N la rception pendant la journe: antenne de 0,6 m2,51,50,5ANNEXE 2 Mthode simplifie de calcul de la priode de passage du Soleil pour une station terrienne de systme OSG 1 Introduction Les oprateurs de stations terriennes des systmes OSG

36、du SFS savent que les brouillages dus au Soleil sont un phnomne naturel qui se produit pendant une brve priode jusqu 21 jours avant ou aprs les quinoxes, selon que la station considre est situe dans lhmisphre Nord ou dans lhmisphre Sud. 8 Rec. UIT-R S.1525-1 La plupart des oprateurs utilisent des al

37、gorithmes simplifis tels que lalgorithme spcifi ci-aprs, qui ne font pas intervenir de valeurs spcifiques de bilan de liaison porteuse pour estimer les jours et heures de passage du Soleil dans le champ de lantenne. Avec ces informations, ils peuvent adopter des mesures prventives pour attnuer les e

38、ffets des brouillages dus au Soleil. 2 Donnes dphmride concernant les satellites Les oprateurs de systmes satellites ont recours un certain nombre de modles mathmatiques diffrents pour reprsenter le mouvement dun satellite. Un oprateur de satellite OSG a mis au point une approche simplifie dans laqu

39、elle, au lieu de calculer tous les phnomnes physiques qui agissent sur le satellite, on dfinit ces effets par trois quations, dans une approximation 11 paramtres, dont le profil, en quelque sorte, correspond une courbe des moindres carrs. On a pu dmontrer que ce modle simplifi donne une prcision dap

40、proximation des rsultats rels meilleure que 0,01 pour une priode pouvant atteindre sept jours. Dans cette mthode, les trois quations qui permettent de prvoir la position des satellites en un instant relatif, t, dfini partir du lancement de la phase du programme sont: Longitude est du satellite: L =

41、L0+ L1t + L2t2+ (Lc+ Lc1t) cos(Wt) + (Ls+ Ls1t) sin(Wt) + (K/2) (lc2 ls2) sin(2Wt) K lclscos(2Wt) (1) Latitude gocentrique du satellite: l = (lc+ lc1t) cos(Wt) + (ls + ls1t) sin(Wt) (2) Rayon du satellite: rsat= rg(1 2L1/3(W L1) (1 + KLcsin(Wt) KLscos(Wt) (3) avec: W = L1+ 360/trdegrs/jour tr: priod

42、e de rotation de la Terre, en jours rg: rayon nominal de lorbite du satellite OSG (km) K = /360 t : temps, en jours et les onze paramtres sont: L0: longitude moyenne ( lEst du mridien de Greenwich) (degrs) L1: taux de drive (degrs/jour) L2: acclration de la drive (degrs/jour/jour) Lc: amplitude dosc

43、illation de longitude, en cosinus (degrs) Lc1: taux de variation de la longitude, en cosinus (degrs/jour) Ls: amplitude doscillation de longitude, en sinus (degrs) Ls1: taux de variation de la longitude, en sinus (degrs/jour) lc: amplitude doscillation de latitude, en cosinus (degrs) lc1: taux de va

44、riation de la latitude, en cosinus (degrs/jour) ls: amplitude doscillation de latitude, en sinus (degrs) ls1: taux de variation de la latitude, en sinus (degrs/jour). Rec. UIT-R S.1525-1 9 La position du satellite tant dfinie en fonction du temps dans un systme gocentrique align sur le mridien de Gr

45、eenwich, la position du satellite par rapport la station terrienne et les angles de pointage appropris sont calculs comme suit: r = rsat rsta(4) rx= rsat cos(sat) cos(sat sta) Ra(5) ry= rsat cos(sat) sin(sat sta) (6) rz= rsatsin(sat) Rz(7)avec: sat: latitude du satellite (gocentrique) sat: longitude

46、 du satellite sta: longitude de la station lEst du mridien de Greenwich Ra: distance radiale de la station par rapport laxe de rotation de la Terre Rz: distance axiale de la station par rapport au plan quatorial de la Terre. Les coordonnes dune station terrienne sont gnralement calcules en termes de

47、 latitude, de longitude et de hauteur godsiques au-dessus de lellipsode de rfrence (altitude). Celle-ci est base sur un rayon quatorial et une constante daplatissement. La position de la station terrienne est calcule en fonction de la distance radiale, Ra, par rapport laxe de rotation de la Terre et de la distance axiale, Rz, au nord du plan quatorial de la Terre, qui sont tablies comme suit: Ra= (R + h) cos(sta) (8) Rz= R(1 f )2+ h sin(sta) (9) 2/12)(sin()2(1staequffRR= (10) avec: h : hauteur godsique de la station terrienne au-dessus de lellipsode (km) sta: latitude godsique de la st