1、 Rec. UIT-R RA.769-2 1 RECOMMANDATION UIT-R RA.769-2 Critres de protection applicables aux mesures en radioastronomie (Question UIT-R 145/7) (1992-1995-2003) LAssemble des radiocommunications de lUIT, considrant a) quun grand nombre des progrs les plus fondamentaux raliss en astronomie au cours de c
2、es cinq dernires dcennies (par exemple, la dcouverte de radiogalaxies, de quasars et de pulsars, la mesure directe de lhydrogne neutre, la mesure directe de la distance de certaines galaxies extrieures et ltablissement dun cadre de rfrence des positions prcis quelque 20 s darc prs) a t rendu possibl
3、e grce la radioastronomie, que les observations de radioastronomie devraient, selon toute attente, continuer dapporter des contributions fondamentales notre comprhension de lUnivers, et quelles constituent lunique moyen dtudier certains phnomnes cosmiques; b) que les progrs de la radioastronomie ont
4、 conduit dimportants perfectionnements dordre technologique, en particulier dans les techniques de rception et dimagerie, ainsi qu une meilleure connaissance des limites fondamentales imposes par le bruit radiolectrique, dune grande importance pour les radiocommunications, et que ces progrs laissent
5、 prvoir dautres rsultats importants; c) que les radioastronomes ont fait des observations astronomiques utiles depuis la surface de la Terre dans toutes les fentres disponibles dans latmosphre, de 2 MHz 1 000 GHz, et plus; d) que la technique de la radioastronomie spatiale, qui fait usage de radiotl
6、escopes monts sur les plates-formes spatiales, permet daccder la totalit du spectre des frquences radiolectriques au-dessus de 10 kHz environ, notamment des parties du spectre qui ne sont pas accessibles depuis la Terre cause du phnomne dabsorption dans latmosphre; e) que la protection contre les br
7、ouillages est indispensable au progrs de la radioastronomie et des mesures qui sy rapportent; f) que les observations en radioastronomie sont le plus souvent effectues avec des antennes ou des rseaux dantennes gain lev, pour obtenir la rsolution angulaire la plus leve possible, et quen consquence, l
8、e brouillage reu par le lobe principal na pas tre pris en considration dans la plupart des cas, sauf lorsque le rcepteur risque dtre endommag; g) que la plus grande partie du brouillage qui conduit la dgradation des donnes en astronomie est reue par les lobes latraux lointains du tlescope; h) que la
9、 sensibilit des quipements de rception en radioastronomie ne cesse de samliorer rgulirement, particulirement dans les longueurs dondes millimtriques, et quelle dpasse de beaucoup celle de lappareillage de tlcommunication et des radars; j) que les observations types en radioastronomie exigent des tem
10、ps dintgration variant de quelques minutes plusieurs heures, mais que les observations fines, particulirement des raies spectrales, peuvent exiger des dures denregistrement plus longues, parfois de plusieurs jours; 2 Rec. UIT-R RA.769-2 k) que certaines missions dengins spatiaux peuvent poser, pour
11、la radioastronomie, des problmes de brouillage quil nest possible dviter ni par le choix de lemplacement dun observatoire, ni par une protection locale; l) que la radioastronomie peut subir des brouillages par suite de la rflexion dmissions de services de Terre sur la Lune, sur des aronefs et ventue
12、llement sur des satellites artificiels; m) que certains types dobservations interfromtriques grand pouvoir de rsolution spatiale exigent une rception simultane, sur la mme frquence radiolectrique, par des systmes de rception largement dissmins qui peuvent tre situs dans des pays ou sur des continent
13、s diffrents, ou encore sur des plates-formes spatiales; n) quaux frquences infrieures 40 MHz environ, les conditions de propagation sont telles quun metteur fonctionnant en un point quelconque de la Terre peut causer des brouillages prjudiciables la radioastronomie; o) quun certain degr de protectio
14、n peut tre obtenu, grce des assignations de frquence appropries, sur une base nationale plutt quinternationale; p) que des CMR ont fait bnficier la radioastronomie dattributions de frquences plus satisfaisantes que prcdemment, particulirement au-dessus de 71 GHz, mais que la protection dans bien des
15、 bandes, notamment celles utilises en partage avec dautres services radiolectriques, peut encore ncessiter une planification minutieuse; q) que des critres techniques concernant les brouillages prjudiciables pour le service de radioastronomie (SRA) ont t dfinis; ils figurent dans les Tableaux 1, 2 e
16、t 3, recommande 1 que les radioastronomes soient invits choisir des emplacements aussi exempts que possible de brouillages; 2 que les administrations se chargent dassurer le maximum de protection possible aux frquences et aux sites employs par les radioastronomes dans leurs propres pays et dans les
17、pays voisins, et, en cas de planification de systmes mondiaux, en tenant dment compte des niveaux de brouillage indiqus dans lAnnexe 1; 3 que les administrations, en se chargeant dassurer la protection de certaines observations en radioastronomie, prennent toutes les mesures possibles pour rduire au
18、 minimum absolu toutes les missions brouilleuses dans les bandes de frquences protger pour la radioastronomie, et notamment les missions faites bord daronefs, de stations places sur des plates-formes haute altitude, dengins spatiaux et de ballons; 4 que les administrations, lorsquelles proposent des
19、 attributions de frquences, tiennent compte du fait quil est trs difficile pour le SRA de partager des frquences avec dautres services lorsque les trajets de transmission entre les metteurs et les observatoires sont en visibilit directe. Au-dessus de 40 MHz environ, on peut faire un partage avec un
20、service dans lequel les metteurs ne sont pas en visibilit directe des observatoires, mais une coordination peut tre rendue ncessaire, en particulier quand ces metteurs ont une puissance leve. Rec. UIT-R RA.769-2 3 Annexe 1 Sensibilit des systmes de radioastronomie 1 Considrations gnrales et hypothse
21、s utilises dans le calcul des niveaux de brouillage 1.1 Critres de brouillage de niveau prjudiciable La sensibilit dune observation en radioastronomie peut tre dfinie pour la plus petite variation de puissance P du niveau de puissance P lentre du radiomtre, qui puisse tre dcele et mesure. La sensibi
22、lit est donne par lquation suivante: tfPP01=(1) o: P et P : densit spectrale de puissance de bruit f0 :largeur de bande t : temps dintgration. P et P dans lquation (1) peuvent tre exprims en units de temprature, par la constante de Boltzmann, k, soit: TkPTkP = et; (2) de sorte que nous pouvons expri
23、mer comme suit la sensibilit dun radiomtre: tfT0= (3) o: T = TA+ TR Le rsultat sapplique une seule polarisation du radiotlescope. T est la somme de TA(contribution la temprature de bruit de lantenne par le bruit de fond cosmique, latmosphre terrestre et le rayonnement de la Terre) et de TR (tempratu
24、re du bruit interne du rcepteur). On peut utiliser les quations (1) ou (3) pour estimer la sensibilit et les seuils de brouillage prjudiciable pour les observations radioastronomiques. Les rsultats sont donns dans les Tableaux 1 et 2. On prend pour hypothse un temps dobservation (ou dintgration), t,
25、 de 2 000 s, et les seuils de brouillage, PH, indiqus dans les Tableaux 1 et 2 sont exprims comme tant la puissance de brouillage lintrieur de la largeur de bande f qui fait apparatre une erreur de 10% dans la mesure de P (ou de T), cest-dire: PH= 0,1 P f (4) En rsum, on peut calculer comme suit les
26、 valeurs des colonnes pertinentes des Tableaux 1 et 2: T, au moyen de lquation (3) P, au moyen de lquation (2) PH, au moyen de lquation (4). 4 Rec. UIT-R RA.769-2 On peut encore exprimer le brouillage par la puissance surfacique incidente au niveau de lantenne dans la largeur de bande totale, ou par
27、 la densit spectrale de la puissance surfacique, SH, dans une largeur de bande de 1 Hz. On a indiqu les valeurs correspondant une antenne dont le gain, dans la direction darrive de londe brouilleuse, est gal celui dune antenne isotrope (antenne dont la superficie quivalente est c2/4 f 2, c tant la v
28、itesse de la lumire et f la frquence). Le gain dune antenne isotropique, de 0 dBi, est utilis comme valeur reprsentative gnrale pour le niveau des lobes latraux (voir le 1.3). On obtient les valeurs de SH f (dB(W/m2) en ajoutant PHla quantit: 20 log f 158,5 dB (5) o f (Hz). Pour obtenir SH, il suffi
29、t de retrancher la quantit 10 log f (Hz) afin de tenir compte de la largeur de bande. 1.2 Temps dintgration On a calcul les sensibilits et les seuils du brouillage figurant dans les Tableaux 1 et 2 sur la base dun temps dintgration de 2 000 s. En fait, les temps dintgration effectivement utiliss pou
30、r les observations astronomiques diffrent beaucoup dun cas un autre. Une valeur de 2 000 s convient bien quand on observe le continuum avec un tlescope une antenne (et non avec un rseau interfromtrique). Ce temps dintgration correspond des observations de bonne qualit. En revanche, une valeur de 2 0
31、00 s est moins reprsentative pour les observations de raies spectrales. Lamlioration de la stabilit des rcepteurs et la multiplication des spectromtres corrlation ont permis dutiliser plus souvent des temps dintgration plus longs, ncessaires pour observer les lignes spectrales de faible intensit; da
32、ns pareil cas les observations durent normalement plusieurs heures. Pour ces observations un temps dintgration plus reprsentatif serait de dix heures, auquel cas la valeur seuil du brouillage est de 6 dB plus stricte que les valeurs indiques dans le Tableau 2. Certaines observations de phnomnes vari
33、ant dans le temps, par exemple pulsars, ruptions stellaires ou solaires et scintillations interplantaires, peuvent se contenter de dures nettement moindres. 1.3 Diagramme de sensibilit de lantenne Les brouillages causs aux appareils de radioastronomie passent presque toujours par les lobes latraux d
34、e lantenne, de sorte quil nest pas ncessaire de prendre en considration la sensibilit du lobe principal au brouillage. Le modle des lobes latraux pour des grandes antennes paraboliques dans la gamme de frquences 2 30 GHz, prsent dans la Recommandation UIT-R SA.509, est une bonne approximation de la
35、sensibilit dun grand nombre dantennes de radioastronomie; tout au long de la prsente Recommandation il est considr comme reprsentatif de lantenne de radioastronomie de rfrence. Dans ce modle, le niveau des lobes latraux dcrot en fonction de la distance angulaire (degrs) par rapport laxe du faisceau
36、principal; il est gal 32 25 log (dBi) pour 1 48. Leffet dun signal brouilleur dpend lvidence de son angle dincidence par rapport laxe du faisceau principal de lantenne, tant donn que le gain des lobes latraux, selon le modle, varie de 32 10 dBi en fonction de cet angle. Toutefois, il est utile de ca
37、lculer les seuils de la puissance de brouillage pour une valeur particulire du gain des lobes latraux, que nous posons comme tant de 0 dBi et utilisons dans les Tableaux 1 3. Il apparat que ce niveau des lobes latraux se produit un angle de 19,05 par rapport laxe du faisceau principal. Un signal la
38、valeur seuil prjudiciable, dfinie pour un gain des lobes latraux de 0 dBi, excdera le critre fix pour le niveau prjudiciable lentre du rcepteur si au niveau de lantenne il est incident un angle Rec. UIT-R RA.769-2 5 infrieur 19,05. Langle solide lintrieur dun cne de rayon angulaire de 19,05 est gal
39、0,344 sr, ce qui quivaut 5,5% de la valeur de 2 sr du ciel au-dessus de lhorizon quun radiotlescope peut observer nimporte quel moment. Ainsi, si la probabilit de langle dincidence de brouillage tait uniformment rpartie sur le ciel, environ 5,5% des signaux brouilleurs seraient incidents moins de 19
40、,05 de laxe du faisceau principal dune antenne pointe vers le ciel. On notera galement que le chiffre de 5,5% correspond aux niveaux recommands (voir la Recomman-dation UIT-R RA.1513) pour la perte de donnes dans les observations de radioastronomie en pourcentage de temps. Cas particulier, les satel
41、lites sur lorbite non gostationnaire (non OSG) prsentent une situation dynamique, cest-dire que leurs positions par rapport aux faisceaux de lantenne de radioastronomie montrent de grandes variations lintrieur de lintervalle de 2000 s correspondant au temps dintgration. Pour analyser le brouillage d
42、ans ce cas, il faut intgrer la sensibilit pour lensemble des diffrents niveaux des lobes latraux, par exemple en utilisant la notion de puissance surfacique quivalente (epfd) dfinie au numro 22.5C du Rglement des radiocommunications (RR). Par ailleurs, il faut normalement combiner les rponses dun ce
43、rtain nombre de satellites au sein dun systme particulier. Lors de calculs de ce type, il est recommand dutiliser, pour les antennes dont le diamtre est suprieur 100 , le diagramme de sensibilit dfini dans la Recommandation UIT-R S.1428 pour reprsenter lantenne de radioastronomie, en attendant ltabl
44、issement dun modle fond spcifiquement sur des antennes de radioastronomie (voir le 2.2 pour de plus amples dtails). 1.4 Largeur de bande Lquation (1) montre que les observations les plus fines sont obtenues lorsque les radioastronomes utilisent toute la largeur de bande possible. En consquence, au T
45、ableau 1 (observations du continuum), on suppose que f est la largeur des bandes attribues la radioastronomie pour les frquences jusqu 71 GHz; au-del, on utilise une valeur de 8 GHz, largeur de bande reprsentative qui est gnralement utilise sur les rcepteurs de radioastronomie dans cette gamme. Au T
46、ableau 2 (observations de lignes spectrales), on utilise pour les valeurs au-dessous de 71 GHz une largeur de voie f gale leffet Doppler, correspondant en vitesse 3 km/s. Cette valeur constitue un compromis entre la rsolution spectrale leve qui est souhaite et la sensibilit. Au-dessus de 71 GHz les
47、lignes qui revtent une importance pour les astrophysiciens sont trs nombreuses, comme latteste la Recommandation UIT-R RA.314, mais le Tableau 2 ne donne quun petit nombre de valeurs reprsentatives des niveaux prjudiciables pour la gamme 71-275 GHz. La largeur de voie utilise pour calculer les niveaux prjudiciables au-dessus de 71 GHz est dans tous les cas de 1 000 kHz (soit 1 MHz); cette valeur a t choisie pour des raisons pratiques. Bien quelle soit lgrement plus large que la largeur des voies spectrales habituellement utilises
