Для участка 1:

Из рисунка 5: γO2=0,007 дб/км,

γН2О=0,003*10/7,5=0,004 дБ/км,

ҺН20=2,2+3/[3+(6383-22,3)2]+0,3/[1+(6383-118,3)2]+1/[1+(6383323,8)2]=2,2км.

Тогда: Аа=(6*0,007+2,2*0,004)/sin38,5=1,02 что соответствует 0,08 дБ .

Для участка 2

γO2=0,007 дб/км,

γH2O=0,003* 10/7,5=0,004 дБ/км,

һH2O=2,2+3/[3+(3794-22,3)2]+0,3/[1+(3794-118,3)2]+1/[1+(3794-23,8)2]=2,2 км,

РO2=[0,661 tg8 √8500/6 +0,339√(tg√8500/6)2 +5,51]=0,18,

РH2O=[0,661 tg8 √8500/2,2 +0,339√(tg√8500/6)2 +5,51]=0,11.

Тогда:

Аа=√8500соs8 [0,007 √6 0,18+0,004 √2,2 0,11 ]=0,34 или -4,67 дБ.

4.2 Расчет ослабления уровня сигнала, в зоне дождя

Ослабление уровня сигнала при прохождении радиоволн через зону дождя вызвано рассеянием электромагнитной энергии частицами, при этом каждая частица рассеивает энергию в разных направлениях, вследствие чего энергия, приходящая в точку приема, уменьшается. Кроме того, энергия поглощается в частицах дождя, что вызывает ослабление уровня сигнала. Интенсивность рассеяния и поглощения зависит от количества частиц в единице объема, отношения размеров этих частиц к длине волны, размеров области, занятой частицами, и их электрических свойств, зависящих от температуры. Количество частиц в единице объема и их размеры характеризуются интенсивностью дождя.

Интенсивность дождя различна в разных географических районах и в разное время года. В приложении Г, взятом из Отчета 563-—2 МККР, на мировой карте показаны дождевые климатические зоны, обозначенные буквами от А до Р, а в таблице данного же приложения приведены значения интенсивности дождя, превышаемые в указанные проценты времени среднего года. Лондон относится согласно карте к зоне F, тогда согласно таблице в приложении В, интенсивность дождя на участке ИСЗ - ЗС1 составляет Іт = 28 мм/ч.

В приложении Д на карте СССР показаны дождевые климатические районы, обозначенные цифрами от 1 до 29, а в таблице 3.2 [5] даны значения интенсивности дождя, превышаемые воопределенном проценте времени «худшего» месяца. Согласно упомянутым картам и таблице, для участка ЗС 1 - ИСЗ интенсивность дождя равна Іт=22 мм/ч.

На рисунке 6, показаны зависимости погонного ослабления сигнала в зоне дождя γд частоты и интенсивности дождя [5].

Чтобы определить ослабление сигнала в зоне дождя на линии Земля — космос (или Космос — Земля), нужно знать длину пути сигнала в зоне дождя. Очевидно, уровень зоны дождя определяется высотой изотермы 0°С (или уровнем замерзания), ниже которой ледяные капли дождя переходят в жидкую фазу. Согласно Отчету 563 — 2 МККР средняя высота нулевой изотермы определяется формулой (в километрах) [5]:

ҺF=5,1-2,15lg(1+10)(ψ-27)/25,                                                 (15)

где ψ — широта земной станции в градусах.

Высота дождя определяется умножением Һf на эмпирический коэффициент, который учитывает, что в тропических зонах высота дождя часто значительно ниже уровня замерзания:

Һд=С*һF,                                                                            (16)

где С=0,6 при 0°≤│ψ│<20°;

С=0,6+0,02(│ψ│-20) при 20°≤│ψ│≤40°

С=1 при │ψ│>40°

Необходимо также учесть пространственную неравномерность дождя в горизонтальном направлении. В Отчете 564—2 МККР предложен следующий метод расчета ослабления сигнала в зоне дождя [5]:

а) определяется высота нулевой изотермы, км, в зависимости от широты
станции по (16);

б)  определяется высота дождя, км, по (17);

в)  определяется длина пути сигнала, км, по наклонной трассе от станции до высоты дождя (км):

dд=2(һд-һо)/[sin2Ө+2(һд-һо)/Rc] 1/2+sinӨ при Ө< 10,

dд=(һд-һо)/sinӨ при Ө> 10,                                                (17)

где Һ0— высота станции над уровнем моря;

Ө- угол места антенны;

Rc=8500 км — эквивалентный радиус Земли;

г)  горизонтальная проекция наклонной трассы, км,

dG=dдcosӨ                                                                           (18)

д)  фактор уменьшения, учитывающий неравномерность дождя для 0,01% времени,

r0.01=90/(90+4dG);                                                                 (19)

е) определяется интенсивность дождя Іm, мм/ч, превышаемая в 0,01% среднего года (с временем интеграции 1 мин) для климатического района, где находится станция;

ж) определяется погонное ослабление сигнала в зоне дождя үд, дБ/км, для данной частоты сигнала и интенсивности дождя по графикам на рисунке 6;

з) определяется ослабление сигнала в дожде, дБ, превышаемое в 0,01 % среднего года,

Ад0.01=γдdдr0.01.                                           (20)

Рисунок 6. Погонное ослабление сигнала взоне дождя в зависимости от частоты

Используя вышепривиденный метод найдем значения ослабления в зоне дожде для обоих участков.

Для участка 1:

һғ=5,1-2,151§(1+10)(43,13-27)/25=3,52 км,

һд=1*3,52=3,52км,

dд=(3,52-0,87)/sin38,5=4,26 км,

dG=4,26соs538,5=3,33 км,

r0.01=90/(90+4*3,33)=0,87,

Іm=22 мм/ч,

γд=0,07дБ=1,02,

Ад0.01=1,02*4,26*0,87=3,78 или 5,77 дБ .

Для участка 2:

һғ=5,1-2,151§(1+10)(51,.30-27)/25=2,9км,

һд=1*2,9=3,52км,

dд=2(2,9-0,2)/sin2Ө+2(2,9-0,2)/8500]1/2+sin8=12,86км,

dG =12,86соs8=12,73 км,

r0.01=90/(90+4*12,73)=0,64,

Іm=28 мм/ч,

γд =0,12 дБ=1,03,

Ад 0.01=1,03*12,86*0,64=8,48 или 9,28 дБ.

Таким образом, дополнительные потери на участках линии связи обусловлены главным образом влиянием двух факторов, рассмотренных выше. Их можно определить по формуле:

Для участка 1 :

Lдоп.1=Аа1*Ад1,

Lдоп.1=Аа1*Ад1=1,02*3,78=3,85 или 5,85 дБ,

Для участка 2:

Lдоп.2=Аа2*Ад2=0,34*8,48=2,9 или 4,61 дБ.

5 Расчет шумов

5.1 Расчет шумов

При расчете энергетики спутниковых радиолиний важно определить полную мощность шумов, создаваемых на входе приемного устройства спутника и земной станции различными источниками. Как показано в § 3.2,

мощность шума на входе приемника может быть определена по формуле (5).

Полная эквивалентная шумовая температура приемной системы, состоящей из антенны, волноводного тракта и собственно приемника, пересчитанная ко входу приемника [5]:

Т∑=ТАŋв+То(1-ŋв)+ТПр,                                                       (21)

где ТА — эквивалентная шумовая температура антенны;

Т0 — абсолютная температура среды (290 К);

Тпр—эквивалентная шумовая температура собственно приемника,

обусловленная его внутренними шумами;

ŋв—коэффициент передачи волнового тракта.

 Эквивалентная шумовая температура антенны может быть представлена в виде составляющих:

ТА= Тк+Та+Т3+Та.з+Тш.А+Тоб.                                            (22)

которые обусловлены различными факторами: приемом космического радиоизлучения- Тк; излучением атмосферы с учетом гидрометеоров - Та;

излучением земной поверхности, принимаемым через боковые лепестки антенны — Т3; приемом излучения атмосферы, отраженного от Земли — Та.3; собственными шумами антенны из-за наличия потерь в ее элементах—ТШ.А;

влиянием обтекателя антенны (если он имеется) — Тоб. Общая методика, определения этих составляющих основана на том, что антенна, находящаяся в бесконечном объеме поглощающей среды с однородной кинетической температурой, при термодинамическом равновесии поглощает и переизлучает мощность, равную мощности излучения. В этом случае

ТА=(1/4π)Tя(β,ψ)G(βψ)dΩ

где Tя(β,ψ) — яркостная температура излучения в направлении β,ψ в сферической системе координат;

G(βψ)— усиление антенны (относительно изотропного излучателя) в том же направлении.

Понятие «яркостная температура» вводится для характеристики источников излучения; она определяется как температура абсолютно черного тела, имеющего на данной частоте и в данном направлении такую же яркость, как рассматриваемый источник.

Для характеристики источников излучения с неравномерным распределением яркостной температуры используется понятие усредненной или эффективной температуры излучения

Tср=(1/Ωи) Tя(β,ψ)dΩ

где Ωи — телесный угол источника излучения.

Если угловые размеры источника излучения больше ширины главного

лепестка диаграммы антенны Ωи, то Тср=Тя, в противном случае

Тср=ТяΩи/ΩА                                                                                                                      (23)

Для упрощения последующих расчетов примем усиление антенны в пределах главного лепестка постоянным и равным Gгл, а в пределах задних и боковых лепестков также постоянным и равным Gбок; тогда

ТA=G гл./4π Tя(β,ψ)dΩ (1/4π)∑∫G бок.i Tя(β,ψ)dΩ

Решая это выражение для всех составляющих шума (22) с учетом (23),

получим для земной антенны

ТА.з=Тя.к(β)+Тя.а(β)+с(Тя,+Тя.а,)+ТшА+Тоб(β),                    (24)

для бортовой антенны

ТA.б=Тя.а+Тя.з+2сТя.к+ТША,                                                (25)

где с — коэффициент, учитывающий интегральный уровень энергии боковых лепестков.

Количественная оценка величины с для различных типов антенн в зависимости от формы облучения поверхности зеркала антенны с=0,1 ... 0,4 [5].

Как следует из (24), первая составляющая температуры шумов антенны определяется яркостной температурой космического пространства (изофоты, дающие количественную оценку Тяк). Основу его составляет радиоизлучение Галактики и точечных радиоисточников (Солнца, Луны, планет и некоторых звезд).

Частотная характеристика усредненных по небесной сфере значений Тя.к показана на рисунке 7, из которого следует, что космическое излучение существенно на частотах ниже 4... 6 ГТц; максимальное значение на данной частоте отличается от минимального в 20... 30 раз [5], что обусловлено большой неравномерностью излучения различных участков неба; наибольшая яркость наблюдается в центре Галактики; имеется также ряд локальных максимумов. Следует отметить, что излучение Галактики имеет сплошной спектр и слабо поляризовано; поэтому при приеме его на поляризованную антенну (с любым видом поляризации) можно с достаточной степенью точности считать, что принимаемое излучение будет половиной интенсивности (т. е. принимается 1/2 всей мощности излучения, попадающей в раскрыв антенны). На том же рисунке показан вклад излучения Солнца в спокойном состоянии (в годы минимума активности) и в состоянии «возмущения», свойственного годам максимума активности. Солнце — самый мощный источник радиоизлучения и может полностью нарушить связь, попав в главный лепесток диаграммы направленности антенны. Однако вероятность такого попадания мала.

Рисунок 7-Частотная зависимость яркостной температуры Галактики, Солнца и атмосферы

Следует отметить, что спутник довольно редко проходит через центр солнечного диска, а обычно пересекает его по линиям, смещенным относительно центра. Точная дата и время «засветки» земных антенн солнечным диском обычно рассчитывают по данным орбиты ИСЗ и сообщают земным станциям.

Следующий по мощности радиоисточник—Луна — практически не может нарушить связи, так как ее яркостная температура не более 220 К [5]. Остальные источники (планеты и радиозвезды) дают существенно меньший вклад; вероятность встречи антенн с этими источниками меньше, чем с Солнцем, так как угловые размеры их малы.

Радиоизлучение земной атмосферы имеет тепловой характер и в полной мере обусловлено рассмотренным в предыдущем разделе поглощением сигналов в атмосфере. В силу термодинамического равновесия среда (атмосфера) излучает такое же количество энергии на данной частоте, которое поглощает соответственно

Тя.а =Та.Ср. (Lа-1)Lа

Как показывают расчеты атмосферы, средняя термодинамическая температура атмосферы для углов места β>5° в рассматриваемых диапазонах частот

Та.ср=Т≈То-32≈260 К.

Влияние осадков можно учесть по той же методике, т. е. определить Тя.а через потери в дожде Ад. Хотя ряд исследований показывает, что непосредственная корреляция между интенсивностью дождя и температурой неба невелика (т. е. может наблюдаться повышение шумовой температуры неба из-за дождевых туч, когда собственно дождь не выпадает), тем не менее корреляция с многолетней статистикой дождя все же имеется.

Раздельное вычисление температуры спокойного неба и температуры дождя с последующим их суммированием приведет к ошибке (примерно удвоит результат), поэтому вычисление следует проводить по формуле

Тя.а=Та.ср(АаАд-1)/АаАд.                                                   (26)

Максимальная температура шумов неба не превышает 260 К и начинает играть существенную роль в диапазонах частот выше 5 ГГц.

Приведенная выше оценка температуры атмосферы, по существу, относится к тропосфере; радиоизлучением ионосферы в диапазоне частот выше 1 ГГц можно пренебречь, так как поглощение в ионосфере обратно пропорционально квадрату частоты.

Яркостная температура Земли определяется ее кинетической температурой Тя3=290 К и коэффициентом отражения электромагнитной энергии от поверхности Земли

Тя.з.=Тоз(1-Ф)^2.                                                               (27)

Комплексный коэффициент отражения определяется известными формулами Френеля:

для горизонтальной поляризации

ФГ=(sin β- √ε + j 60σλ - соs 2 β )/(sіn β+ √ε + j 60σλ - соs 2 β),     (28)

для вертикальной поляризации

Фв=[(є+ j 60σλ)sinβ-√ε + j 60σλ - соs 2 β)]/ [(є+ j 60σλ)sinβ+√ε + j 60σλ - соs 2 β)]

(29)

где є — диэлектрическая проницаемостьЗемли;

σ — электропроводимость Земли.

Значения є и σ для некоторых видов земной поверхности приведены в таблице 1.

Результаты расчетов по формуле (27) с учетом горизонтальной и вертикальной поляризаций (28-29) при отражении от участков земной поверхности, представленных в таблице, приведены на рисунке 8 (номера кривых на рисунке 8 соответствуют нумерации почв в таблице).

Таблица 1. Виды земной поверхности.

Рисунок 8-Зависимость яркостной температуры Земли от угла места антенны земной станции для вертикальной (а) и горизонтальной (б) поляризаций

Для определения Тя.3 при .круговой поляризации в первом приближении следует усреднить значения Тя.3 для горизонтальной и вертикальной поляризаций. При определении величины ТЯІЗ, входящей в формулу (25) для бортовой антенны, следует учитывать вид и характер земной поверхности, попадающей в зону видимости этой антенны. Для бортовых антенн с глобальным охватом следует принимать Тя.3 ≈60 К. Можно принять следующее,

Тя.з+Тя.а.з ≈290 К.

т. е. отраженная от Земли компонента атмосферных шумов дополняет термодинамическое излучение Земли, и в сумме они дают излучение с яркостной температурой, близкой к 290 К.

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9