ITU-R S 1525-1 SPANISH-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 RECOMENDACIN UIT-R S.1525-1 Repercusiones de la interferencia producida por el Sol en un enlace del servicio fijo por satlite geoestacionario (Cuestin UIT-R 236/4) (2001-2002) La Asamblea de Radiocomunicaciones de la UIT, considerando a) que los trnsitos solares son un fenmeno

2、 natural en las redes del servicio fijo por satlite (SFS) geoestacionario (OSG), que se produce durante un periodo de 3 a 9 das dos veces al ao, dependiendo del dimetro de antena; b) que los operadores y clientes de estaciones terrenas del SFS OSG planifican los trnsitos solares e implementan los me

3、dios adecuados para minimizar sus repercusiones; c) que los operadores de estaciones terrenas del SFS OSG debern disponer de una metodologa para analizar la magnitud de la interferencia producida por el Sol y los periodos en los que se producen los eventos de interferencia, recomienda 1 que al disea

4、r enlaces del SFS OSG, se utilice la metodologa que se muestra en el Anexo 1 para estimar el nivel de la degradacin de la relacin portadora/ruido (C/N ) producida por el trnsito solar en un enlace OSG; 2 que los operadores de estaciones terrenas SFS OSG utilicen el mtodo del Anexo 2 para predecir la

5、 fecha y la hora de un trnsito solar en una estacin terrena. ANEXO 1 Clculo del nivel de interferencia producida por el Sol en un enlace del SFS OSG Los trnsitos solares se producen dos veces al ao alrededor de los equinoccios de primavera y de otoo, cuando el Sol pasa cerca del haz principal de la

6、estacin terrena receptora OSG. Durante estos trnsitos solares, la radiacin de microondas proveniente del Sol acta como una fuente de interferencia, aumentando la temperatura de ruido efectiva del enlace de satlite y asimismo 2 Rec. UIT-R S.1525-1 degradando las caractersticas del enlace. Si la magni

7、tud de la degradacin supera el margen para cielo despejado del enlace, entonces el enlace sufrir una interrupcin; denominada normalmente una interrupcin solar. Para frecuencias por debajo de 30 GHz, las emisiones provenientes del Sol se pueden considerar constituidas por tres componentes: la emisin

8、trmica del Sol tranquilo, un componte que vara suavemente relacionado con el nmero y tamao de las manchas solares y explosiones intensas ocasionales de las emisiones debidas a las llamadas llamaradas solares. Los tres componentes varan con el tiempo y por lo tanto resulta extraordinariamente difcil

9、utilizar el Sol como una fuente de referencia para la evaluacin precisa de las caractersticas de las antenas de estaciones terrenas. En las bandas de comunicaciones por satlite, la emisin trmica del Sol tranquilo decrece cuando aumenta la frecuencia. La emisin no est generalmente polarizada. Las man

10、chas solares son zonas magnticas del Sol que aparecen como manchas oscuras en su superficie. Duran normalmente varios das, aunque las muy grandes pueden durar varias semanas. Aunque el nmero de manchas solares vara en gran medida de da a da, existe un patrn con un periodo de aproximadamente 11 aos.

11、Cada 11 aos el Sol sufre un periodo de actividad deno-minado mximo solar, seguido de un periodo de tranquilidad denominado mnimo solar. Durante un mximo solar hay muchas manchas solares, llamaradas solares y chorros de masa de la corona y todos ellos pueden afectar a las comunicaciones y al tiempo e

12、n la Tierra. Existe una correlacin aproximada entre el flujo solar total y el nmero de manchas solares. Puesto que este incremento de flujo est asociado con diversas pequeas reas de la superficie del Sol, no resulta adecuado suponer una distribucin de brillo uniforme en toda la superficie del Sol. D

13、e hecho, si la estacin terrena OSG tiene una anchura de haz de antena inferior al dimetro aparente del Sol, podra experimentar niveles variables durante un nico evento de trnsito solar. La emisin debida a las manchas solares est de alguna forma polarizada circularmente, aunque este efecto se encuent

14、ra diluido por la polarizacin aleatoria de las emisiones trmicas provenientes del Sol tranquilo. Las llamaradas o rfagas solares pueden duplicar o triplicar el flujo solar, alcanzando ocasio-nalmente factores de 100 veces el nivel normal. En las bandas de comunicaciones por satlite, la mayora de los

15、 eventos son relativamente cortos, de 5 min a aproximadamente una hora. Su aparicin no es predecible, pero como ya se ha indicado los eventos son ms frecuentes alrededor del mximo solar. Normalmente podra haber un par de eventos por da. El dimetro aparente del Sol a frecuencias de microondas es lige

16、ramente mayor que el dimetro ptico. Asimismo, la distancia entre la Tierra y el Sol vara ligeramente durante el ao, lo que resulta una variacin del dimetro aparente del Sol por tanto de la temperatura de brillo aparente. Sin embargo, estos efectos son pequeos comparados con otras incertidumbres (com

17、o el nmero de manchas solares) y se pueden por lo tanto despreciar. Una estimacin razonable del dimetro aparente del Sol en el equinoccio es 0,53. Rec. UIT-R S.1525-1 3 Aunque la informacin disponible indica que existen variaciones importantes impredecibles en el nivel efectivo del flujo solar en la

18、s bandas de comunicaciones, por satlite, se han propuesto algunos modelos sencillos para el nivel medio. Estos modelos resultan adecuados para evaluar los niveles tpicos de interferencia que se pueden esperar durante trnsitos solares. Una expresin para la temperatura de brillo del Sol tranquilo a fr

19、ecuencias de microondas es la siguiente: 75,0000120= fTSoldonde: TSol: temperatura de brillo equivalente (K) f : frecuencia (GHz) : factor para tener en cuenta la polarizacin de las emisiones provenientes del Sol, que podra tomarse como 0,5 por las razones indicadas anteriormente. Este modelo da un

20、valor de unos 21 000 K para el Sol tranquilo a una frecuencia de 4 GHz. En comparacin, un valor tpico en el mximo de manchas solares sera de 90 000 K. 1 Planteamiento general El trnsito solar de un receptor OSG es un fenmeno que se puede estimar fcilmente puesto que se conoce bien su geometra. El mt

21、odo descrito con detalle en la Recomendacin UIT-R BO.1506 que evala la repercusin de la interferencia solar en los enlaces del servicio de radiodifusin por satlite (SRS) puede utilizarse tambin en el caso de enlaces del SFS. Esa Recomendacin describe totalmente el efecto del trnsito solar en los bal

22、ances del enlace del SFS OSG. La repercusin del trnsito solar no es un desvanecimiento sino un incremento de la temperatura de ruido del sistema que puede ser importante para algunos enlaces OSG con mrgenes pequeos y bajo ruido. 2 Aplicacin de la metodologa a diferentes tamaos de antena El planteami

23、ento detallado descrito en la Recomendacin UIT-R BO.1506 ha sido aplicado a diferentes tamaos de antena. Se podran utilizar dos posibles planteamientos para generar las temperaturas de ruido solar para el ngulo fuera del eje y el ngulo de acimut , como puede verse en el punto focal de una antena de

24、estacin terrena del SFS: Una simulacin completa del movimiento del Sol, utilizando por ejemplo el algoritmo desarrollado en el Anexo 2. Un planteamiento simplificado basado en el hecho de que el ngulo de declinacin del Sol cambia aproximadamente 0,4 por da en los equinoccios y su ngulo horario cambi

25、a aproximadamente 0,25 por minuto. Los resultados en las Figs. 1 a 6 son tpicas de los obtenidos utilizando estos mtodos. En todos los casos la temperatura de ruido inicial utilizada es 150 K y los diagramas de antena utilizados son conformes a la Recomendacin UIT-R S.465 a 11 GHz. 4 Rec. UIT-R S.15

26、25-1 1525-011 3 5 7 9 1 13151719212325272931333501 0002 0003 0004 0005 0006 000DasFIGURA 1Incremento mximo diario de la temperatura de ruido del cielo para una antena de 10 mTemperatura de ruido delcielo (K)1525-021 3 5 7 9 1 13151719212325272931333537390246810121416DasDegradacin de larelacinC/N(dB)

27、FIGURA 2Degradacin mxima diaria de la relacin C/N recibida en una antena de 10 mRec. UIT-R S.1525-1 5 1525-031 3 5 7 9 1 1315171921232527293133353705001 0001 5002 0002 5003 000DasTemperatura de ruido delcielo (K)FIGURA 3Incremento diario mximo de la temperatura de ruido del cielo para una antena de

28、3 m1525-041 3 5 7 9 1 131517192123252729313335373902468101214DasDegradacin de larelacin C/N(dB)FIGURA 4Degradacin mxima diaria de la relacin C/N recibida en una antena de 3 m6 Rec. UIT-R S.1525-1 1525-051 3 5 7 9 1 1315171921232527293133353739020120406080100DasTemperatura delcielo (K)FIGURA 5Increme

29、nto diario mximo de la temperatura de ruido del cielo para una antena de 0,6 m1525-061 3 5 7 9 1 1315171921232527293133353739Das02,521,510,5Degradacin de larelacinC/N(dB)FIGURA 6Degradacin mxima diaria de la relacin C/N recibida en una antena de 0,6 mLas repercusiones en las caractersticas del enlac

30、e dependen del tamao de la antena y de la temperatura de ruido inicial del enlace. Para antenas grandes con alta ganancia, la degradacin de la relacin C/N puede ser de hasta 15 dB (como se muestra en la Fig. 2) pero se produce menos veces que para antenas pequeas con haces ms anchos (Fig. 6). Como s

31、e esperaba los resultados muestran que la profundidad de la degradacin de la relacin C/N es una funcin del tamao de la antena y la duracin del trnsito solar aumenta al disminuir el dimetro de la antena. Rec. UIT-R S.1525-1 7 3 Variacin durante un da Se han realizado clculos para mostrar un perfil de

32、 tiempos de la degradacin de la relacin C/N en funcin de la hora del da cerca del periodo de equinoccios. Se ha fijado el paso temporal a un segundo. 1525-07(h)08246101214160 6 12 2418Degradacin de larelacinC/N(dB)FIGURA 7Degradacin de la relacin C/N recibida en una antena de 10 m durante un da1525-

33、08(h)0210 6 12 18 242,51,50,5Degradacin de larelacinC/N(dB)FIGURA 8Degradacin de la relacin C/N recibida en una antena de 0,6 m durante un daANEXO 2 Mtodo simplificado para calcular el periodo de trnsitos solares para una estacin terrena OSG 1 Introduccin Los operadores de estaciones terrenas del SF

34、S OSG han aceptado que la interferencia solar es un fenmeno natural que se produce durante un periodo corto entre 0 y 21 das antes y despus de los equinoccios, dependiendo de si la estacin est ubicada en el Hemisferio Norte o en el Sur. 8 Rec. UIT-R S.1525-1 La mayora de los operadores utilizan algo

35、ritmos simplificados como el que se indica a continuacin, que no precisan un balance de enlace de portadora especfico, para estimar el da y la hora en el que se produce un trnsito solar. Con esta informacin, pueden actuar para reducir los efectos de la interferencia solar. 2 Datos de las efemrides d

36、el satlite Los operadores de satlites utilizan varios modelos matemticos diferentes para representar el movimiento de un satlite. Un operador de satlite OSG desarroll un planteamiento simplificado en el que, en lugar de calcular todos los efectos fsicos que actan en un satlite, se definen dichos efe

37、ctos mediante tres ecuaciones. Esta aproximacin contiene once parmetros obtenidos mediante una aproximacin de curva de mnimos cuadrados. Se ha demostrado que este modelo simplificado se aproxima a los resultados de prediccin completos con una precisin superior a 0,01 durante un periodo de hasta siet

38、e das. Con este planteamiento, las tres ecuaciones que predicen la posicin del satlite en cualquier instante relativo, t, a partir del inicio de la estacin son: Longitud este del satlite: L = L0+ L1t + L2t2+ (Lc+ Lc1t) cos(Wt) + (Ls+ Ls1t) sen(Wt) + (K/2) (lc2 ls2) sen(2Wt) K lclscos(2Wt) (1) Latitu

39、d geocntrica del satlite: l = (lc+ lc1t) cos(Wt) + (ls + ls1t) sen(Wt) (2) Radio del satlite: rsat= rg(1 2L1/3(W L1) (1 + KLcsen(Wt) KLscos(Wt) (3) donde: W = L1+ 360/trgrados/da tr: periodo de rotacin de la Tierra (das) rg: radio nominal de la rbita del satlite OSG (km) K = /360 t : tiempo en das y

40、 los once parmetros son: L0: Longitud media (este de Greenwich) (grados) L1: Velocidad de desplazamiento (grados/da) L2: Aceleracin de desplazamiento (grados/da/da) Lc: Amplitud de la oscilacin de longitud para el trmino coseno (grados) Lc1: Velocidad de cambio de longitud para el trmino coseno (gra

41、dos/da) Ls: amplitud de la oscilacin de longitud para el trmino seno (grados) Ls1: Velocidad de cambio de longitud para el trmino seno (grados/da) lc: Amplitud de la oscilacin de latitud para el trmino coseno (grados) lc1: Velocidad de cambio de latitud para el trmino coseno (grados/da) ls: Amplitud

42、 de la oscilacin de latitud para el trmino seno (grados) ls1: Velocidad de cambio de latitud para el trmino seno (grados/da). Rec. UIT-R S.1525-1 9 Con la posicin del satlite definida como una funcin del tiempo en trminos de un sistema geocntrico alineado con el Meridiano de Greenwich, la posicin de

43、l satlite en relacin con la estacin terrena y los ngulos de apuntamiento adecuados se calculan como sigue: r = rsat rsta(4) rx= rsat cos(sat) cos(sat sta) Ra(5) ry= rsat cos(sat) sen(sat sta) (6) rz= rsatsen(sat) Rz(7)donde: sat: latitud del satlite (geocntrica) sat: longitud del satlite sta: longit

44、ud de la estacin al este de Greenwich Ra: distancia radial de la estacin desde el eje de rotacin de la Tierra Rz: distancia axial de la estacin por encima del plano ecuatorial de la Tierra. El clculo de las coordenadas de la estacin terrena se realiza generalmente en trminos de su latitud, longitud

45、y altura por encima de un elipsoide de referencia (altitud) geodsicas. Este elipsoide de referencia se basa en un radio ecuatorial y una constante de achatamiento. La posicin de la estacin terrena se calcula en trminos de la distancia radial desde el eje rotacional de la Tierra, Ra,y la distancia ax

46、ial al norte del plano ecuatorial de la Tierra, Rz, que se calculan como sigue: Ra= (R + h) cos(sta) (8) Rz= R(1 f )2+ h sen(sta) (9) 2/12)(sen()2(1staequffRR= (10) siendo: h : altura geodsica de la estacin terrena por encima del elipsoide (km) sta: latitud geodsica de la estacin terrena f : achatam

47、iento del elipsoide de Tierra Requ: radio ecuatorial del elipsoide de Tierra. Partiendo de lo anterior, el apuntamiento en acimut y elevacin se determina de la forma siguiente: ngulo de acimut de la estacin terrena: AZ = arctg (ry /rnorte) (11) ngulo de elevacin de la estacin terrena: ELgeomtrico =

48、arctg (rzenit /(rnorte2+ ry2)1/2) (12) donde: rnorte = rx sen(sta) + rzcos(sta) (13) rzenit= rxcos(sta) + rz sen(sta) (14) 10 Rec. UIT-R S.1525-1 3 Periodos de trnsitos solares predichos Para calcular los horarios de las interferencias provenientes del Sol, se precisan los ngulos de apuntamiento de la estacin terrena en el sistema de coordenadas ecuatorial (ECS, ecuatorial coordinate system), que se describe ms detalladamente en los puntos siguientes. ste es el mismo sistema de coordenadas utilizado para monta