ITU-R S 1586-1 SPANISH-2007 Calculation of unwanted emission levels produced by a non-geostationary fixed-satellite service system at radio astronomy sites《由非同步卫星固定业务系统在无线电天文学站点产生的.pdf

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1、 Rec. UIT-R S.1586-1 1 RECOMENDACIN UIT-R S.1586-1 Clculo de los niveles de emisin no deseada producidos por un sistema del servicio fijo por satlite no geoestacionario en localizaciones de radioastronoma (Cuestion UIT-R 236/4) (2002-2007) Cometido Esta Recomendacin muestra un mtodo que puede utiliz

2、arse para calcular los niveles de emisin no deseada producidos por un sistema del servicio fijo por satlite (SFS) no geoestacionario (no OSG) en localizaciones de radioastronoma. Tambin se explica el procedimiento de clculo del porcentaje de tiempo durante el cual se sobrepasa un determinado nivel d

3、e densidad de flujo de potencia equivalente (dfpe) definido suponiendo una ganancia de antena de recepcin de 0 dBi en la direccin de la interferencia y un determinado tiempo de integracin. La Asamblea de Radiocomunicaciones de la UIT, considerando a) que, en algunos casos, el servicio de radioastron

4、oma y los servicios espaciales (espacio-Tierra) han tenido atribuciones en bandas de frecuencias adyacentes o prximas; b) que el servicio de radioastronoma est basado en la recepcin de emisiones que tienen niveles de potencia mucho ms bajos que los niveles de las emisiones habituales de otros servic

5、ios de radiocomunicacin; c) que, debido a estos bajos niveles de energa en recepcin, el servicio de radioastronoma es generalmente ms sensible que otros servicios a la interferencia de las emisiones no deseadas; d) que varias notas del Reglamento de Radiocomunicaciones (RR) (como los nmeros 5.149, 5

6、.443B y 5.511A) subrayan la necesidad de proteger el servicio de radioastronoma, en particular contra la interferencia de los transmisores espaciales; e) que, debido a las caractersticas de los sistemas de satlite no geoestacionario (no OSG), en particular la de variacin temporal de la interferencia

7、, el nivel de la interferencia procedente de estos satlites en los radiotelescopios no puede evaluarse de la misma manera que en el caso de los satlites OSG, recomienda 1 que las administraciones calculen los niveles de emisiones no deseadas producidas por un sistema de satlites del servicio fijo po

8、r satlite (SFS) no OSG en las estaciones de radioastronoma, utilizando el mtodo descrito en el Anexo 1; 2 que, al efectuar estos clculos, se utilice el diagrama de antena descrito en la Recomendacin UIT-R RA.1631 como modelo de las antenas de radioastronoma; 3 que el porcentaje de tiempo durante el

9、cual se sobrepasa un determinado nivel de densidad de flujo de potencia equivalente (dfpe) (definido suponiendo una ganancia de antena de recepcin de 0 dBi en la direccin de la interferencia y un determinado tiempo de integracin) se calcule segn el mtodo descrito en el Anexo 2. 2 Rec. UIT-R S.1586-1

10、 Anexo 1 Clculo de los niveles de emisin no deseada producidos por un sistema del SFS no OSG en localizaciones de radioastronoma La metodologa aqu descrita, basada en el concepto de densidad de flujo de potencia equivalente (dfpe) definido en el nmero 22.5C del Artculo 22 del RR, sirve para calcular

11、 los niveles de la dfp producidos por las emisiones no deseadas de un sistema de satlite del SFS no OSG en los radiotelescopios, teniendo en cuenta tanto las caractersticas del sistema de satlite como las caractersticas de la antena del radiotelescopio. El valor de la dfpe es la combinacin de las co

12、ntribuciones de todas las emisiones de los satlites, expresadas como la dfp de una sola fuente equivalente en el eje de puntera (punto mximo de haz principal) del radiotelescopio. 1 Parmetros necesarios Debido a las caractersticas particulares de los sistemas de satlite no OSG, es evidente que el ni

13、vel de la interferencia procedente de estos satlites en un radiotelescopio no se puede evaluar como se hace para los satlites OSG. Es necesario un tratamiento estadstico que tenga en cuenta el aspecto dinmico de los satlites no OSG. La evaluacin de la interferencia provocada por los satlites en el r

14、adiotelescopio durante el tiempo de integracin (2 000 s) debe basarse en clculos estadsticos y tener en cuenta tanto los parmetros de los satlites como los parmetros del radiotelescopio. Parmetros del sistema de satlites no OSG: el nmero de satlites visibles en el cielo desde la estacin de radioastr

15、onoma; la dfp en el radiotelescopio dentro de la banda de radioastronoma considerada, calculada con un contorno dBsd o dBc; las distancias entre los satlites y la estacin de radioastronoma; las caractersticas orbitales detalladas de los satlites. Parmetros del radiotelescopio: la posicin de la anten

16、a; el diagrama de antena y la ganancia de antena; la gama prctica de direcciones de puntera; la direccin del eje de puntera; los ngulos fuera del eje, entre el eje de puntera de la antena de la estacin de radioastronoma y las direcciones de los satlites transmisores; el tiempo de integracin (2 000 s

17、). 2 Clculo de los niveles de dfpe en las antenas de radioastronoma La ganancia de recepcin de un radiotelescopio en la direccin de un satlite no OSG (a diferencia de un satlite OSG) vara con el tiempo debido principalmente al movimiento del satlite y a la estructura angular fina del diagrama del lb

18、ulo lateral del radiotelescopio. La ganancia del telescopio en la direccin de un satlite es unas veces muy superior a 0 dBi, y otras veces es inferior. Adems, en el caso de un sistema no OSG con varios satlites, es necesario incluir todas sus contribuciones y tenerlas en cuenta adecuadamente. Rec. U

19、IT-R S.1586-1 3 Esto puede hacerse utilizando el concepto de dfpe definido inicialmente para evaluar las condiciones de una posible comparticin entre sistemas OSG y no OSG. En el punto siguiente se desarrolla este concepto para el caso de una estacin de radioastronoma sometida a la interferencia de

20、satlites no OSG. La definicin se basa en el nmero 22.5C adoptado por la Conferencia Mundial de Radiocomunicaciones (Estambul, 2000) (CMR-2000). 2.1 Definicin de dfpe Cuando una antena recibe potencia dentro de su anchura de banda de referencia, simultneamente de transmisores situados a distintas dis

21、tancias, en distintas direcciones y con distintos niveles de dfp incidente, la dfpe es la dfp que, si fuera recibida de un solo transmisor en el campo lejano de la antena en la direccin de ganancia mxima, producira una potencia a la entrada del receptor igual a la que recibe por combinacin de los di

22、stintos transmisores. La dfpe instantnea, expresada en dB(W/m2), se calcula mediante la siguiente frmula: =aiNimxririitPGGdGdfpe1,21010)(4)(10log10 (1) siendo: Na: nmero de estaciones espaciales del sistema no OSG que son visibles desde el radiotelescopio i: ndice de la estacin espacial considerada

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

24、ra del eje, entre el eje de puntera de la estacin espacial transmisora considerada del sistema no OSG y la direccin del radiotelescopio Gt(i): ganancia (expresada como relacin) de la antena de transmisin de la estacin espacial transmisora considerada del sistema no OSG, en la direccin del radioteles

25、copio di: distancia (m) entre la estacin transmisora considerada del sistema no OSG y el radiotelescopio i: ngulo fuera del eje, entre la direccin de puntera del radiotelescopio y la direccin de la estacin espacial transmisora considerada del sistema no OSG Gr(i): ganancia (expresada como relacin) d

26、e la antena de recepcin del radiotelescopio, en la direccin de la estacin espacial considerada del sistema no OSG (vase la Recomendacin UIT-R RA.1631) Gr,mx: ganancia mxima (expresada como relacin) del radiotelescopio dfpe: dfpe instantnea en la anchura de banda de referencia en el radiotelescopio (

27、dB(W/m2). Para el clculo de la dfpe en la ecuacin (1) se supone que la dfp producida por todas las fuentes interferentes est dirigida al eje de puntera de la antena de recepcin, donde la ganancia de la antena es mxima. Sin embargo, los criterios de proteccin de la radioastronoma se basan en un 4 Rec

28、. UIT-R S.1586-1 contorno de 0 dBi de la antena de radioastronoma. Se puede determinar as la dfp producida por todas las fuentes interferentes dirigidas al punto de ganancia de 0 dBi de la antena de recepcin: A partir de la ecuacin (1), la dfpe instantnea dirigida al punto de ganancia de 0 dBi de la

29、 antena de recepcin, expresada en (W/m2), se obtiene: =airNiiriitPGGdGdfpe1210dBi0)(4)(10 (2) Los valores de la dfpeGr= 0 dBiinstantnea obtenidos de la ecuacin (2), promediados para un tiempo de integracin de 2 000 s, se pueden comparar con los niveles de la dfp, tambin expresados en W/m2(definidos

30、suponiendo una ganancia de antena de recepcin de 0 dBi en la direccin de la interferencia y para este tiempo de integracin). NOTA 1 Se supone que todos los transmisores estn situados en el campo lejano del radiotelescopio (es decir, a ms de 2D2/ de distancia, siendo D el dimetro eficaz del radiotele

31、scopio y la longitud de onda de observacin). Aunque esto no siempre se puede cumplir, se considera una aproximacin adecuada. NOTA 2 Para algunos telescopios, la direccin de la ganancia mxima (direccin del eje de puntera) tal vez no coincida siempre con el eje geomtrico del radiotelescopio. NOTA 3 En

32、 el caso de las antenas activas, Pidebe considerarse como la potencia de radiofrecuencia radiada, y no como la potencia a la entrada de la antena. NOTA 4 La ganancia de antena de la estacin de transmisin, Gt(i), se determina a la frecuencia de la banda de radioastronoma considerada. Podra diferir de

33、 la ganancia a las frecuencias de las transmisiones previstas. Anexo 2 Distribucin de los niveles de la dfpe Este Anexo explica una forma de obtener las estadsticas de la dfpe para todo el cielo. 1 Divisin del cielo en clulas que tienen aproximadamente el mismo ngulo slido El primer paso de este mto

34、do consiste en dividir el cielo en M anillos paralelos al horizonte, repartidos uniformemente en ngulo de elevacin, entre 0 y 90. El ancho de cada anillo es 90/M. El siguiente paso es dividir estos anillos en clulas con un ancho de acimut que permite obtener un nmero entero de clulas por anillo y qu

35、e es aproximadamente igual a: elevacin)(cos/90 Mgrados La Fig. 1 es un ejemplo de esta divisin basada en incrementos de 3 de ancho en elevacin, lo que resulta en una divisin del cielo en 30 anillos con un ngulo de elevacin de 3. Por tanto, el ancho en acimut es, aproximadamente: elevacin)(cos30/90gr

36、ados Rec. UIT-R S.1586-1 5 Se trata de la elevacin media en un determinado anillo. 1586-013FIGURA 1Ejemplo de divisin del cielo en clulas que tienen un ngulo slidode 9 grados cuadrados aproximadamente87 (3 clulas)84 (9 clulas)45 (90 clulas)48 (72 clulas)3 (120 clulas)De esta forma se divide el cielo

37、 en 2 334 clulas, cada una con un ngulo slido de 9 grados cuadrados aproximadamente. En el Cuadro 1 se indica el nmero de clulas de cada anillo en este ejemplo. CUADRO 1 Ejemplo de divisin del cielo en clulas cuadradas con un ngulo slido de 9 grados cuadrados aproximadamente Elevacin inferior del an

38、illo (grados) ngulo slido del anillo (grados cuadrados) ngulo slido acumulado (grados cuadrados) Incremento de acimut (grados) Nmero de clulas del anillongulo slido de la clula (grados cuadrados)Nmero acumulado de clulas Porcentaje de ngulo slido (%) ngulo slido acumulado(%) 0 1 079,51 1 079,51 3 12

39、0 9 120 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 8,75 600 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

40、997,68 8 389,55 3 120 8,31 960 4,84 40,67 6 Rec. UIT-R S.1586-1 CUADRO 1 (Fin) Elevacin inferior del anillo (grados) ngulo slido del anillo (grados cuadrados) ngulo slido acumulado (grados cuadrados) Incremento de acimut (grados) Nmero de clulas del anillongulo slido de la clula (grados cuadrados)Nm

41、ero acumulado de clulas Porcentaje de ngulo slido (%) ngulo slido acumulado(%) 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 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 47

42、0 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 16 029,79 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 56

43、4,23 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 2 181 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

44、 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 28,27 20 626,48 120 3 9,42 2 334 0,14 100 2 Distribucin de la dfpe en una clula Primero se selecciona aleatoriamente la direccin

45、de puntera de la antena del satlite de radioastronoma, que caer en una de las clulas del cielo descritas en el punto anterior. Luego se selecciona aleatoriamente el momento inicial de la constelacin y se calcula la dfpe para cada muestra de tiempo a lo largo de un tiempo de integracin de 2 000 s. Se

46、 calcula a continuacin la dfpe media correspondiente a esta prueba, para las condiciones elegidas de direccin de puntera y momento inicial de la constelacin. Esta operacin se repite para obtener una distribucin estadstica de la dfpe en la clula considerada. La metodologa est basada en la realizacin

47、de varias pruebas, en cada una de las cuales se calcula la dfpe media a lo largo de un intervalo de integracin de 2 000 s. La distribucin ser ms precisa cuanto mayor sea el nmero de pruebas. Debe hacerse un nmero suficiente de pruebas para lograr resultados con el nivel de fiabilidad necesario. En p

48、articular, el nmero de pruebas multiplicado por el tiempo de integracin de 2 000 s debe ser significativamente mayor que el periodo de la constelacin. Tambin es necesario hacer un muestreo estadstico adecuado durante el periodo completo de la constelacin. Cuando ya no se observen cambios significativos en la distribucin, se Rec. UIT-R S.1586-1 7 podr concluir que el nmero de pruebas realizadas es suficiente. Esta verificacin se puede realizar automticamente, formando parte integrante de la simulacin, o manualme