1、 I. UIT-R RA.2126 1 INFORME UIT-R RA.2126 Tcnicas para reducir la interferencia de radiofrecuencia en el servicio de radioastronoma (Cuestin UIT-R 237/7) (2007) 1 Introduccin El presente Informe es un resumen tcnico conciso del estado actual de las tcnicas tendentes a reducir la interferencia de rad
2、iofrecuencia (RFI) en el servicio de radioastronoma. Concretamente, en el Informe se examina una serie de tcnicas de reduccin de la interferencia antropognica que se origina fuera del instrumento considerado, por lo cual escapa al control del operador del instrumento. En el Informe el criterio segui
3、do para determinar si una seal determinada es interferente en radiofrecuencia consiste simplemente en que la seal sea una parte no deseada pero detectable de una observacin deseada y que pueda degradar la realizacin eficaz de dicha observacin. Ahora bien, no es tarea sencilla reducir este tipo de in
4、terferencia cuando su deteccin resulta difcil. El objetivo de las tcnicas de la reduccin de la RFI estriba en permitir la observacin a los niveles de sensibilidad especificados en la Recomendacin UIT-R RA.769 y con un porcentaje de prdida de datos comprendido entre los lmites que se sealan en la Rec
5、omendacin UIT-R RA.1513. En estas Recomendaciones se indican las condiciones necesarias para realizar observaciones eficaces en el servicio de radioastronoma, as como las bases numricas para calcular las condiciones tolerables de RFI en los estudios de comparticin y compatibilidad. Los mtodos de red
6、uccin que no se basan en una simple escisin de los datos contaminados por la interferencia de radiofrecuencia (RFI) no se utilizan por lo general en el servicio de radioastronoma, ante todo por el hecho de que tales mtodos no son fciles de disear o aplicar y pueden requerir el desarrollo de una gran
7、 cantidad de soporte lgico especial. Hasta fecha reciente, los modos de observacin normalizados y las tcnicas de procesamiento de la seal utilizados durante las observaciones aparejaban por su propia naturaleza un nivel de reduccin de la interferencia que se adecuaba a la obtencin de datos astronmic
8、os tiles en presencia de cierto grado de interferencia. As por ejemplo, la utilizacin del mtodo de supresin de franjas en la formacin de imgenes con sntesis de apertura suele decorrelacionar la RFI recibida de un conjunto de antenas muy separadas entre s, lo que tiende a suprimir la RFI en los produ
9、ctos de correlacin afines Thompson, 1982. Tratndose de algunos radiotelescopios de sntesis, dicha interferencia puede hacer que aparezca una fuente brillante espuria en el polo celeste representado en los mapas, lo que hace que sea difcil si no imposible realizar observaciones con una declinacin ele
10、vada. Los plsares generan impulsos de ruido en banda ancha, razn por la cual se requiere una anchura de banda significativa para el receptor, si se desea obtener una relacin seal-ruido til. El ruido de los impulsos est sujeto a dispersin dependiente de la frecuencia a medida que se propaga a travs d
11、e los plasmas enrarecidos del medio interestelar. Cuando se observa un pulsar con un radiotelescopio, los impulsos se dispersan deliberadamente utilizando soporte lgico y equipo con el fin de recuperar una representacin exacta (no dispersada) del perfil intrnseco de los impulsos. Este proceso suele
12、reducir la RFI, ya que el proceso de dispersin de la seal del pulsar dispersa la RFI. Estos procesos slo permiten reducir hasta cierto punto la RFI. La interferencia degrada en todos los casos los datos y es cada vez mayor el nmero de astrnomos que opinan que la intensidad y densidad temporal/espect
13、ral de la RFI es tal que las observaciones 2 I. UIT-R RA.2126 quedan saturadas por la RFI y pierden toda utilidad. Acaso las observaciones ms vulnerables son aqullas que se efectan con radiotelescopios monoparablicos (continuum o espectroscopia), debido a que el mejoramiento de la sensibilidad ante
14、las seales astronmicas que se logra incrementando el tiempo de integracin hace aumentar proporcionalmente la sensibilidad ante las seales RFI. Si bien ciertos modos de observacin son intrnsecamente robustos frente a niveles bajos de la RFI, la reducida intensidad de las seales recibidas de las emisi
15、ones radioelctricas csmicas explica que la radioastronoma sea muy vulnerable ante la interferencia. La RFI no slo impide realizar o degrada ciertas observaciones o tipos de observacin, sino que tambin limita la productividad global de las estaciones de radioastronoma, puesto que hace que las observa
16、ciones deseadas resulten demasiado difciles u onerosas, debido al tiempo necesario de observacin, la complejidad del procesamiento y los elevados gastos generales de funcionamiento. En este contexto, podemos citar a modo de ejemplo la creciente necesidad de proceder a editar manualmente los datos de
17、spus de las observaciones para eliminar la RFI, como se hace a veces cuando se trata de formar imgenes con sntesis de apertura Lane et al., 2005. Aunque este tipo de edicin resulta muy eficaz, es difcil de automatizar, por lo cual, se convierte en una tarea sumamente tediosa si aumenta la duracin de
18、 la observacin y la anchura de banda que ha de observarse. La presencia de RFI se traduce ocasionalmente en una mayor necesidad de mano de obra y tiempo de telescopio, lo que constituye para la ciencia un lmite tan estricto como la RFI, que puede obliterar irremediablemente la emisin objeto de obser
19、vacin. Estos problemas han llevado a investigar tcnicas de reduccin de la RFI que podran considerarse automticas o en tiempo real, en el sentido de que todas ellas son nominalmente parte integral del instrumento considerado y se aplican sin intervencin humana. Teniendo esto presente, a continuacin s
20、e describen dichas tcnicas. 2 Tcnicas para reducir la RFI El estudio de las tcnicas encaminadas a reducir la RFI que contamina la salida analgica de los receptores de los radiotelescopios ha sido un tema que ha suscitado cada vez mayor inters en los ltimos aos, pues los avances tecnolgicos obtenidos
21、 han permitido idear una serie de mtodos para procesar la seal en tiempo real y reducir as la RFI. Una til introduccin a este tema est constituida por los sumarios de las recientes conferencias organizadas para abordarlo, por ejemplo Bell et al., 2000 y Ellingson, 2005. A los efectos del presente In
22、forme, un resumen conciso de las tcnicas de reduccin puede ser el siguiente: 1) Escisin, en el sentido de recorte de la RFI. Por ejemplo, una RFI que consista en impulsos breves, podra mitigarse eliminando los datos cuando dichos impulsos estn presentes, es decir, procediendo a una escisin temporal.
23、 Por otra parte, una RFI persistente podra reducirse utilizando tcnicas de formacin de haces en redes de antenas para orientar nulos de diagrama en las direcciones en las cuales la RFI es incidente, lo que constituye una escisin espacial. Todas las tcnicas de escisin dan lugar a cierta prdida de dat
24、os astronmicos y hay que sealar que los parsitos generados por el proceso de escisin pueden distorsionar los datos restantes. Como la eliminacin se traduce esencialmente en una prdida de tiempo de observacin sera necesario aumentar este ltimo para obtener la sensibilidad o la exactitud de medicin re
25、queridas. 2) Cancelacin, en el sentido de substraer la RFI de la salida del telescopio. La cancelacin es un mtodo ms eficaz que la escisin, toda vez que permite eliminar la RFI sin afectar las operaciones astronmicas, aportando una capacidad de ver a travs que est libre nominalmente de los parsitos
26、asociados con el simple recorte de datos. Con todo y como se examina ms abajo, la desventaja de este mtodo con respecto a la escisin es que normalmente la supresin queda limitada por el valor estimado de la interferencia recibida por el radiotelescopio. I. UIT-R RA.2126 3 3) Anticoincidencia, que re
27、mite en trminos generales a la discriminacin de la RFI cuando se aprovecha el hecho de que una serie de antenas muy separadas entre s deberan percibir las seales astronmicas de manera idntica pero no as la RFI. En tales casos la RFI ejerce mayor influencia en el nivel de ruido de fondo en cada anten
28、a que en las seales correladas. Esto degrada la seal correlada recibida, por lo que puede exigir aumentar el tiempo de observacin para lograr la relacin seal-ruido necesaria. Los mtodos de reduccin que se utilizan de manera frecuente o rutinaria en los observatorios se basan en su mayora en la escis
29、in temporal, esto es, en la supresin de datos que se consideran contaminados por la RFI, mtodos que se describen en el 2.1. La escisin espacial ( 2.2) y los mtodos que entraan cancelacin ( 2.3 y 2.4) se han demostrado utilizando datos astronmicos reales o simulados, pero en la mayora de los casos se
30、 encuentran en una fase ulterior de desarrollo y se utilizan nicamente en circunstancias especiales. Los diferentes tipos de escisin espacial requieren por regla general una gran cantidad de soporte lgico especial y computadores de mayor potencia. Las tcnicas de anticoincidencia ( 2.5) son muy efica
31、ces cuando se trata de identificar datos contaminados por la RFI, pero en rigor no pueden considerarse como mtodos de reduccin, ya que slo permiten suprimir la interferencia mediante escisin temporal. 2.1 Escisin temporal (eliminacin) sta es quiz la estrategia ms antigua y ms conocida de reduccin en
32、 tiempo real de la RFI impulsiva. La tcnica de eliminacin parece haber comenzado a interesar para solucionar los problemas que planteaban los radares de aviacin basados en tierra a la observacin en la banda 1 215-1 400 MHz. Tpicamente, estos radares transmiten formas de onda de impulsos con frecuenc
33、ia fija o sinusoidales con modulacin de frecuencia y longitudes de impulso de 2 a 400 ms, 1-27 ms entre los impulsos transmitidos y anchuras de banda del orden de 1 MHz. Estos impulsos suelen detectarse en los lbulos laterales de los radiotelescopios a cientos de kilmetros de distancia. Aunque el ci
34、clo de trabajo de la transmisin es relativamente bajo (tpicamente inferior a 0,1%), el breve periodo comprendido entre dos impulsos dificulta la exactitud de la supresin. La supresin de los impulsos de radar resulta difcil tambin, por el hecho de que la refraccin que ocasionan las caractersticas del
35、 terreno y las aeronaves genera copias adicionales del impulso, copias que llegan mucho tiempo despus del impulso de trayecto directo (vase por ejemplo el apndice de Ellingson y Hampson, 2003. Es frecuente que, aunque estos impulsos multitrayecto sean lo suficientemente intensos como para corromper
36、las observaciones astronmicas, resulten demasiado dbiles para ser detectados con cierto grado de fiabilidad. As pues, el intervalo de supresin activado por un impulso detectado debe ser tpicamente mucho ms largo que dicho impulso, si la idea es garantizar que se supriman tambin todas las copias mult
37、itrayecto del impulso. Tpicamente, resultan necesarios intervalos de supresin de longitudes de hasta 100 microsegundos (es decir, 10-100 veces la duracin del impulso) Ellingson y Hampson, 2003. Se han propuesto y desarrollado en cierta medida varias tcnicas en tiempo real para llevar a cabo la escis
38、in temporal. Friedman 1996, Weber et al. 1997, y Leshem et al. 2000 describen diferentes mtodos para detectar la interferencia impulsiva y suprimir la correspondiente salida. El Centro Nacional de Astronoma e Ionosfera (NAIC) ha desarrollado un dispositivo de reduccin en tiempo real de impulsos loca
39、les intensos de radar en el Observatorio de Arecibo (Puerto Rico). Este dispositivo realiza un seguimiento del diagrama conocido de temporizacin entre impulsos para este radar y acto seguido suprime la salida del receptor en una ventana temporal situada en torno a los tiempos previstos de llegada de
40、 los impulsos. Los trabajos ms recientes efectuados en esta esfera y los correspondientes resultados experimentales se describen en Ellingson y Hampson, 2003; Fisher et al., 2005 y Zheng et al., 2005. En estas dos ltimas referencias se aborda el problema consistente en la interferencia impulsiva oca
41、sionada por el equipo de aviacin para medir distancias (DME). 4 I. UIT-R RA.2126 La limitacin bsica de la supresin viene representada por la eficiencia de la deteccin. Esto obedece al hecho de que, si bien una vez que se ha detectado un impulso de RFI, puede eliminarse completamente mediante supresi
42、n, resulta inevitable que no se detecten ciertas partes del impulso, por ser dbiles, pero no por ello inocuas. Ahora bien, durante la escala temporal de un slo impulso las seales astronmicas tienen una relacin rutinaria seal-ruido (SNR) 1 a la entrada para poder realizar observaciones significativas
43、. La obtencin de una INR 1 a la salida, utilizando este mtodo, exigir normalmente adoptar ciertas medidas para recibir la RFI con una INR mayor que la percibida por el instrumento primario. Una forma de conseguir esto, preconizada, de hecho, por Barnbaum y Bradley consiste en utilizar una antena dir
44、eccional separada para recibir la RFI. Como las antenas parablicas ms grandes tienen una ganancia de lbulo lateral que es aproximadamente isotrpica en el lbulo lateral lejano, la INR puede mejorarse aproximadamente en proporcin a la ganancia de la antena auxiliar utilizada para recibir la RFI. As pu
45、es, si se utiliza por ejemplo una antena yagi con una ganancia de 20 dB, podra mejorarse en unos 20 dB la INR a la que habra que aplicar el algoritmo de cancelacin, lo que, a su vez, podra reducir en un factor comparable la INR a la salida del telescopio. En el trabajo realizado ulteriormente por Je
46、ffs et al., 2005 se describe la extensin de este enfoque de seal de referencia para lograr una proteccin ms eficaz contra la RFI generada por satlites, recurriendo a mltiples seales auxiliares de antenas parablicas con ganancias del orden de 30 dB. Un enfoque ms terico es el de Ellingson, 2002, segn
47、 el cual la supresin que se logra aplicando un algoritmo de cancelacin est limitada aproximadamente en los valores superiores por el producto de la INR a la entrada y L, siendo L el nmero de muestras que se utilizan para estimar los parmetros de la forma de onda, suponiendo una anchura de banda del
48、ruido igual a la anchura de banda de Nyquist, y, de no ser as, obteniendo dicha igualdad al multiplicar el valor de la primera anchura por el cociente entre la anchura de banda del ruido y la anchura de banda de Nyquist. As pues, para suprimir, por ejemplo, una seal con una INR de 20 dB, introduciendo 20 dB adicionales, habr que analizar al menos 10 000 muestras de la frecuencia de Nyquist y proporcionalmente ms si la anchura de banda del ruido es inferior a dicha tasa de Nyquist. Hay que decir que las caractersticas de las seales deben ser tambin estacionar
