GB 11299.12-89 卫星通信地球站无线电设备测量方法第三部分分系统组合测量第二节4~6GHz接收系统品质因数(GT)测量.pdf 9页

'中华人民共和国国家标准卫星通信地球站无线电设备测量方法第三部分分系统组合测量第二节4-6GHz接收系统品质因数(GIT)测量GB11299-12--891FC510-3-20980)MethodsofmeasurementforradioequipmentusedinsatelliteearthstationsPart3:Methodsofmeasurementsforcombinationofsub-systemsSectionTwo-Measurementofthefigureofmerit(G/T)ofthereceivingsysteminthe4GHzto6GHzrange本标准是《卫星通信地球站无线电设备测量方法》系列标准之一。本标滩等同采用国际电_1.委员会标准IEC510-3-2((卫星通信地球站无线电设备测童方法第三部分分系统组合测量第二节4^-6GHz接收系统品质因数(G灯·)的测幼》1主题内容与适用范围本标准规定了4-6GHz地球站接收系统品质因数(G/T)的测量方法。一种方法是利用地球站处功率谱流址密度已知的星体，并考虑到各参数造成的误差还给出了一种间接测量方法。2定义2.1品质[N1数(G/T)地球站接收系统的品质因数(G/T)为接收天线增益与系统噪声温度之比(归算到天线分系统输出法圣盘处)oG/T值通常可由下式表示:天线功率增益G/T=10loge(dB/K)·······················。··，，二(土系统噪声温度(K)G/T值也可归算到接收系统其他地方，例如低噪声放大器输入端，这时增益和噪声温度都应折"?到低噪声放大器输入端，但G/T值保持不变接收系统噪声温度还包括测试点后面各部分产生的噪声温度的贡献。泣:测址品质因数(GIT)时，发射机应以最大额定功率工作如果发射机工作使接收系统(;/40值「降，那么该F降值在结果中应有所表示2.2射电星射电星是种微波宇宙噪声功率源，有四颗射电星的特性是已知的，其精度足以用来测量‘/了’值。这四颗星是仙后座A，金牛座A，天鹅座A和猎户座A。附录A(参考件川，介绍r这4颗星的特性。注月亮和太阳也可作为射电源测量G/T值2.3标准大气本系列标准第一部分第n“总则”确定的标准大气条件为:温度20〔相对湿度6s中华人民共和国电子工业部1989一03一01批准1990一01一01实施 GB11299.12一89大气压力lol.3k1"a3一般考虑当卫星传输到地面的流量密度给定时，品质因数(G/7")是决定解调器输入端载吸比的地球站岌邂参数，因此必须以最高的精度来确定接收系统的G/T值。确定品质因数(G/T)的主要力一法有两种，即直接法和间接法。第种方法是用射电星直接测!,.(;了值，第二种方法是分别测量接收天线增益和系统噪声温度对于大型天线，一般推荐直接测量法，因为它能提供最高精度，下文将详述当天线可控制性有限或者所处的位置用任何规定角度都不能很好地看到已知射电早时·就L,须术用间接测量法通常在卜列条件下测量G/T值:仰角为5。到最大工作角度间的任意角;频率为接收频带的中心频率以及接近频带边缘的频率规定的极化;日青夭;e.微风4用校准的射电星测量品质因数(G/T)4.1G/I值作为Y因子的函数解析式众所周知，射电星发射微波噪声功率。当地球站接收天线指向1射电星时，天线接收到的噪声功片增加了下值;S·A·BS·Z2·C·B(W)········，··············⋯⋯〔228n式中:尸—天线指向射电星时噪声功率的增值，W;S-测量频率上射电源的功率谱流量密度W/m2/Hz;A—接收天线的有效面积，m:;B—接收机噪声带宽,Hz;‘—规定频率上天线的接收增益;A—工作波长，m.巨式中出现系数2,是因为接收系统的极化方式是给定的，而射电星的极化通常是随机的。t7射电举是点源，其辐射波通过无衰减大气时，该方程才有效，实际上，这两项条件都不成亿因此方程(2)-iz,须改成「列形式:_S·Az·G"Br.=，二-----;;，----二-..................................。二。。·。(凡8n，八1，入2式中;K>—大气衰减的修正系数;K}?1与射电源角扩展有关的修正系数。假设P,t为天线指向宇宙源时的总噪声功率.而尸，为天线以相同仰角指向背景天空时的噪声功率.那么就有:P，=P，一Y。.....................................·一‘t式中;P==K"T"B;1’一包括天空噪声温度在内的接收系统噪声温度。根据r.述方程.品质因数(G/T)可以表示成:Rnk.x·x__G八’=-一几4几J,,一一(Y一1) GS11299.12一89式}11:k一一玻If兹klli数.1.38X10z:+(J/k))"因子为天线指向宇宙源时接收到的噪声功率和天线以相同仰角宁k背景友空时接收到的噪转功率之比。所有其他专数的定义都与前述方程中相同这种方法与分别测墩“和T的谊来确定“7’fq.的方法相比较自一个t.要优点，就是比值Y的确定能用一次相对测量而不是用两次绝对测壁，所以.求出的G/T俏更精确人气衰减的修正系数K.是天线仰角、接收频率、天线的海拔高度、大气温度和密率以及湿度的函数方程(5)中所用的K。值可从图1所示的曲线，}，求出，这此曲线表示标准大气条件卜、及线佼于海平而卜、:颐率为最常用频率时K,随仰角的变化p他因素没有考虑，因为他们对G/了测量值的精度影啊不大，这些因索有宇宙背景轴射、传播报耗的波动以及地球站海拔高度的影响。修正系数K:是考虑到射电星体’J:liT上不能当作点源来处理，并目.天线从非点源W-休接收到的噪声功率取决于天线的波柬宽度，由下式给出。月!，B(0,0)dll...............................·一〔6)Kl13(笋,0)P(功,All式，IT:B(",0)—射电源的亮度分布;P(o,0)--归一化天线方向性图;dll-SinOd"dO—以球面度为单位的}"-休角微分;(0,e)--一微分立体角dll矢径的球面坐标方向:众—以球向度为单位的射电源的立体视角。修正系数Kz取决于天线波束宽度和射电星图z给出了三种射电星的修正系数与天线半功率波束宽度的关系曲线.附录A中给出了这些曲线的解析式。方程(5)中的功率谱流量密度S不仅取决于选定的射电星.而且还取决于测量G!T值的频率〕附录A中给出r每‘个射电星各个频率的S值。4.2射电星的选择测址G/"T值时，射电星的选择主要取决十从天线所处位置能看见射电星的持续时问。通常星体在天空中按圆形轨道移动。如果星体的极距(它是赤纬的余角)低于地球站的纬度.而几星体和地球站在同一半球(_比平球或南半球)，那么整个轨道就位于地平线上面，最小仰角(F.,)在“下中天”处，山卜式给出:E、一1.+D一90"······························⋯⋯(7)式中”和L如图3所示。对丁;其他星体，只有一部分轨道在地平线以上因此，这些星体将升起和降落这样，计抖出地平面以上的角度才有用。任何星体的最大仰角(Eh)都在“匕中天”处出理.它们有卜列汽种情况;‘当星体和地球站位于同半球内.且D>L时，就有:药，=1.十(900一D)⋯，·。··。····。。。。·，··.········。·。···。一(8、b.当星休和地球站位于同一半球内，且D2)所要求的最小‘i/低(4GHz，仰角为30"),但天线波束宽度和亮度分布所确定的修正系数不包括在内射电星赤经(h)赤纬(度)G!了(d日厂K、}仙后座A23.458.636金牛座A5‘52203了天鹅座八20.040.6借户座A5.5一::相对误差AY/Y取决于测试仪表的不稳定性和校准衰减器的精度，这种不稳定性会造成噪击电平读数的起伏用一稳定的电路装置，能使△Y/Y=O.010，、、，二_.、卜，、，_、，___，。，_一__、山.、，，、_-AYy工_‘、__、，用达下和盯坎左·开且Y多L,)1p么囚寸Y迫服阴误左-屯二.夏厂就小公超过0.0211一I对于高G/1"值的地球站，典型误差A(G/T)/(G/T)约为土5YO士0.2dB)a4.6结果表示法结果应当用分贝/绝对温度(dB/K)来表不。4.7要规定的细节当要求进行本项测量时，设备技术条件中应包括下列内容:a.采用的射电星及其赤纬;b.要求的频率;要求的极化方式;d.测量时所用的仰角;e.环境条件。5用间接方法测定G/T值当天线方向可控性有限或者所处的位置用任何规定的角度都不能很好地看见已知射电星时，就需要采用间接方法用这种方法就需要测量接收天线的增益(G)，采用的方法是对天线接收来白已知功率in流量密度的远区源所辐射的功率进行绝对测量。卫星信标叮用作远区辐射源。另外还需要测量系统噪声温度(测量方法见本标准第二部分第二节“天线(包括馈源网络)”第9条)6参考文献Cl)CCIRReportNo.390-3;EarthStationAntennas{ortheFixedSatelliteService12)AstonomyandAstrophysicsbyJ.W.M.BaarsandA.P.Hartsuijker,Vol,17,1972.采用说明:II原文误为dB GB11299.12一89一平一Ot6一|州O4一|O20.16.4GHz~万T一5.9GHa0.060.043.7GIIzZGHz0.02」0"10020010‘30。60.7008甲仰角(I变)图1系数K:与天线仰角的关系曲线(在海平面上以及标准人气条件下)1.252O1.15气丫攀赌戈咖孕(P铃妙1.05Vk"PP1。0010152O天线半功率波束宽度(分〕图2系数K,和天线半功率波束宽度的函数关系」只6 Gs11299.12一89图3确定射电星仰角的术语OV观察点的垂线;OH观察点的水平线;F射电星的仰角(以度为单位的绝对值);I)射电星的赤纬(以度为单位的绝对值);孟观察点的纬度〔以度为争位的绝对值)图4测量G/7"值的设备配首卜一)记录器图5测量G/T值的设备配置(二) Gs11299.12一89附录A主要射电星的特性(参考件)F文给出了参考文献CI〕的附录三中叙述的主要射电星的特性应当注意的是.("C4R全会1t冬y文献〔1).每4年要修订‘次。A1仙后座ACassiopeiaA仙后座A辐射的流量每年下降率为(1.1士。.15)%,1968年1月1日在4.08GHz上算出的功率谱流量密度为1047X10-`0W/m"/Hz该射电星的功率谱流量密度还取决于频率;{f{一。;dvJ一Jo入{下-}........⋯⋯“.‘二‘..⋯“⋯1.‘.，争，L八州、4尸式，{，:S,-4GIIz时功率谱流量密度，f的单位为GHz,该方程”画在对数坐标上时是一条直线，其斜率叫做“频谱指数”。在4GHz频段的中心频率3.95GHz处，1986年1月I日的功率谱流量密度为1072X10-`6W/mL/Hz，误差约为2%0仙后座A没有明显的极化，其亮度分布通常是圆形对称的，离中心2’的弧形内亮度最大。把仙后座A看成个直径为。072。的均匀辐射圆盘，就能足够精确地求得修正系数KZ的近似值用这种瑕设一修正系数K:可写成:072K,一〔‘一。·32710+0.059口0.072‘〕’，······，········一(八2、式中:19-天线半功率波束宽度，单位为度。当14>o.0720时上述方程就适用。图2中有一条曲线就是仙后座A的修正系数K与半功执皮束宽度的关系曲线A2天鹅座ACygnusA天鹅座A辐射的流量不随时间而变化在4.16GHz上算出的值为465.1X10-"W/m"/Hz该星体的功率谱流傲密度S与频率的关系如下:f<1.6(;Hz时，SWf-o‘“f>-l.6GHz时，S-j-,-换算成3.95GHz时，功率谱流量密度为494.8X10-"W/m"/Hz，误差约为3X.当月)0.20时，修正系数K:为10.20时的最佳近似值A3猎户座AOrionA猎户座A辐射的流量不随时间而变化，在4.08GHz上算出的值为445.0X10-2"W/m`/Hz该毕休采用说明:门见第6条的参考文献「21. Gs11299.12一89的赤纬小，赤道I(fl-上使天线方向可控性较小的站能用它.但是，猎户座A的详细特性还不太清楚、因此，修止系数K，也不能精确地确定A4金牛座ATaurusA金牛座A辐射的流量不随时间而变化.在3.95GHz上算出的值为716.9X10s"W/m2/11z.误差约为3州金牛座A的功率谱流量密度S与频率的关系如下:S}}"-0.2.;式中_t的单位为Hz该函数画在对数坐标上为一条直线，斜率等于一。.25,金牛座A呈现明显的极化，特别是在星体的中心。为了避免极化修正.应当用圆极化来进行测量如果采用线性极化，就应在两个正交极化1测I(r",ii取测里的平均值。为f找到修正系数K。的相当精确的近似值，可以把金牛座A简单地看成一个长轴和短轴分别为0.070和0.043高斯能量分布的椭圆源。在这种情况下，修正系数K:可写成下式:。_「10.070，、告Ai=}1十1-一厂‘1+1、"0.尸043})“、/告。.⋯。.⋯，...............(A3)I、户{/式中:13一一天线半功率波束宽度，单位为度图2给出了金牛座A修正系数K:和半功率波束宽度的关系曲线。注:任意频率t,的功率谱流量密度S。可用F式求出:1、。三_All。二一0-。S。一6’U人式中:s一频率为t时的功率谱流量密度s该射电星的颇谱指数附加说明:本标准山电子工业部第五十四研究所负责起草。'