【国家标准(GB)】 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(G/T)测量

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（G/T)测量Methods of measurement for radio equipmentused in satellite earth stationsPart 3: Methods of measurements for combination of sub-systemsSection Two-Measurement of the figure of merit (G/T)of the receiving system in the 4GHz to 6GHz range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GB11299.12---89
IEC 510-3-2(1980)
本标准等同采用国际电.委员会标准IEC510-3-2《卫星通信地球站无线电设备测量厅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/T)的测量》。1主题内容与适用范围
本标准规定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量密度已知的星体，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品质因数（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I算到天线分系统输出法益盘处）。G/T值通常可由下式表示：G/T=10 log1o系统噪声温度(K）天线功率增益
(dB/K）
(1）)
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，这时增益租噪声温度都应折算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。注：测量品质因数(G/T)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G/T值下降，那么该下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，其精度足以用来渊量G/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）介绍『这4颗星的特性。注：月亮利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节“总则”确定的标准大气条件为：温度20℃
相对湿度65%
中华人民共和国电子工业部1989-03~01批准1990-01-01实施
大汽压力101.3kPa
3般考虑
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当卫星传输到地面的流量密度给定时，品质因数（G/T）是决定解调器输入端载噪比的地球站关题参数，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)的主要方法有两种，即直接法和间接法。第种方法是射甩星真接测量（
T值，第一种方法是分别测量接收天线增益和系统噪声温度对丁大型天线，·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星时.就必须采用间接测量法。
通常在下列条件下测量G/T值：
仰角为5°到最大工作角度间的任意角；a.
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：
晴天；
微风。
4用校准的射电星测量品质因数（G/T）4.1G/T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·射电星时，天线接收到的噪功率增加厂下值：
式中：P-
P.-S.A+B_S.*:G.B(w)
一大线指向射电星时噪声功率的增值，W；8元
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\；
一接收机噪声带宽,Hz；
G—规定频率上天线的接收增益；>-—工作波长,m。
上式中出现系数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。监射电犀是点源，其辐射波通过无衰减大气时，该方程才有效，实际上，这两项条件都不成立。因此方程（2)必须改成下列形式：
8r.K.·K?
式中：K≥—一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Po为天线指向宇宙源时的总噪声功率，而P为天线以相同仰角指向背景天空时的噪尚功率，那么就有：
P Piot P,
武中;P.--K·T·B;
T\包括天空噪声温度在内的接收系统噪声温度。根据上述方程，品质因数(G/T)可以表示成：G/T 8元k :KuK
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式1：k~—玻耳兹曼常数1.38×1023（J/K）。Y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指尚背景天空时接收到的噪声功率之比。所有其他参数的定义都与前述方程中相同。这种方法与分别测量（和T的值来确定G/T值的方法相比较有个主要优点，就是比值Y的确定能用次相对测量而不是用两次绝对测量，所以，求出的G/T值史精确。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所示的曲线中求出，这些曲线表示标准大气条件下、大线位于游平通上、频率为最常用频率时K，随仰角的变化。其他因素没有考虑，因为他们对G/T测量值的精度影响不大，这些因素有宇审背景辐射、传播损耗的波动以及地球站海拔高度的影响。修止系数K是考虑到射电星体实际上不能当作点源来处理，并且天线从非点源星体接收到的噪声功率取决于天线的波束宽度，由下式给出。B(g,6)ds2
式：B(,)—射电源的亮度分布；P,0)-—归化天线方向性图：
B(,0)P(g,6)d0
do=Sinodddo——以球面度为单位的立体角微分，（，9）—微分立体角dα欠径的球面坐标方向：2.—以球面度为单位的射电源的立体视角。修正系数K，取决于天线波束宽度和射电星。图2给出广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中给出了每··个射电星各个频率的S值。4.2射电星的选择
测量G/T值时，射电星的选择主要取决于从天线所处位置能看见射电星的持续时间。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，而且星体和地球站在同--半球（北半球或南半球）、那么整个轨道就位于地平线上面，最小仰角（E)在*下中天”处，山下式给出：E, -L+D- 90°
式中1）和L如图3所示。Www.bzxZ.net
（7）
对丁其他星体，只有部分轨道在地平线以上。因此，这些星体将升起和降落。这样，计算出地平面以上的角度才有用。
任何星体的最大仰角（E)都在“上中天”处出理，它们有下列三种情况；当足体和地球站位于同·半球内，且1)L时，就有：a.
E, = L + (90° - D)
当星体和地球站位于周…半球内，且D当星体和地球站不在同一半球内，且D°90一1时，就有：c.
E90(L+D)
在上中天和下中天处，位移主要是方位的；在东大距和西大距处·位移主要是俯仰的。山跟踪较容易.因此.在这些位置上进行测量最精确。123
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知道得最精确的星体有仙后座A和天鹅座A。4.3指问方法
为了使丫因子的测量精度最高，就应使对射电源辐射信号的响应最大。即要使天线的射波束与星体的亮度中心对准得最佳。
指向精度取决于天线可控性，最佳指向精度由带有手动装置的程序跟踪装置保证。如果地球站没有程序跟踪装置，可用手动控制方法来跟踪星体，使从阜体接收到的功率最大。4.4测量方法
图4表示测量G/T值的一种简单设备配置，其中Y四子是在中频测出的。因此，接收机的全部噪声。包括中频噪声，都已考虑。测量前，应检查接收机线性，使它与希望的测量精度致。用4.3条叙述的方法跟踪射电星，努力使接收功率保持最大，在这种情况下，记录器测出的功率电！P可写成下式：
P,= g'Ll
式中：g--—接收机和低噪声放大器的总增益；-天线指向字宙源时接收机输入端的总噪声功率，W；Ptal
La=1o;
一这种情况下中频为可变衰减器的衰减量，dB。(11）
然后将天线偏离射电星一角距，并以相同仰角指向背景天空。在这种新情况下，为使记录器保持参考电平P，需要改变中频可变衰减器的衰减量。若La2为新衰减量，则有：Pn
式中：g-一仅当接收机和低噪声放大器为线性时才与前值相同；P.-天线以相同仰角指向背景天空时接收机输入端的噪声功率，W；La2-100;
a2使记录器保持在参考电平E,上所需的中频衰减器的新衰减，dB。由上式可以求出Y因子：
Po = la 10'
（12）
.（13）
当接收设备非线性显著时，建议在低噪声放大器后面插入一个仔细校准的射频衰减器，求出Y因子。在这种情况下，只需低噪声放大器是线性的，其配置示于图5。采用这种方法，接收机其他部分的噪声没有考虑在内，因此，必须进行修正，应当用方程式（2)到（6)计算品质因数注：在低噪声放大器后面加一迪克（Dicke)型辐射计，而不是采用整个接收系统来测定品质因数G/T就能达到夏高的精度。
4.5误差分析
各参数对最坏的总相对误差的影响可由式(14)来计算：A(G/T)AS +AK +AK+Y.
会约为0.02左右。
就上述射电星而言，功率谱流量密度造成的相对误差S
（14）
当仰角减小时，修正系数K造成的误差就增大。当仰角为5°时，误差△K,/K，约为0.01.当仰角增大时，该值就减小，当仰角大于40°时，该值就可忽略不计。不同的宇宙源，AK2/K造成的误差大不相同，而且该误差取决于人们知道的星休亮度分布和天线主波束几何形状的精确程度。尤其困难的是，通常天线主波束既不精确地对称于旋转轴、也不足与仰角无关。半功率波束宽度B~0.2°时，△K，/K，造成的误差通常至少为0.01。124
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因子Y造成的误差取决于相对误差AY/Y和比值Y/Y-1）。当从星体接收到的功率（P）与系统噪声功率（P)相比不够大时，其影响就变得很可观。当Y小于2时，测量精度就大大下降，下表给出了用各射电星精确测量（Y>2)所要求的最小（/7值（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。射电垦
仙后座A
金4-座A
沃鹅座A
猎户座A
亦经(h)
赤纬（度）
G/T(dR/K)
相对误差△Y/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AY/Y=0.01。AYY
用这个相对误差，并且Y≥2，那么因子Y造成的误差令·就不会超过0.02。对于高G/T值的地球站，典型误差△（G/T)/（G/T)约为土5%（士0.2dB）。4.6结果表示法
结果应当用分贝/绝对温度(dB/K)来表示。4.7要规定的细节
当要求进行本测量时，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；
要求的频率；
要求的极化方式；
测量时所用的仰角；
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谱流量密度的远区源所辐射的功率进行绝对测量。卫星信标可用作远区辐射源。
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
[1J CCIR Report No. 390--3:Earth Station Antennas for the Fixed Satellite Service.[2J Astonomy and Astrophysics by J. W. M.Baars and A. P.Hartsuijker,Vol,1?,I972.采用说明：
1）原文误为dB。
GB11299.12—
仰角(度）
图1系数K，与天线仰角的关系曲线（在海平面上以及标准大气条件下）1.25
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下
GB11299.12
赤道面
图3确定射电星仰角的术语
OV观察点的垂线：OH观察点的水线；E射电星的仰角（以度为单位的绝对值）;D射电星的赤纬(以度为单位的绝对值);1观察点的纬度(以度为单位的绝对值）负载
低噪声
放大器
接收机
中频精密可变
衰减器(dB）
检波器
图4测量G/T值的设备配置（-）
射颗精密可变
衰减器(dB)
低噪卢
放人器
接收机
检波器
图5测量G/T值的设备配置（=）
功率计
功率计
记录器
记录器
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附录A
主要射电星的特性
（参考件）
下文给出了参考文献{1的附录三中叙述的主要射电星的特性。应当注意的是，CCIR全会对参考文献［1]，每4年要修订次。
A1 仙后座A Cassiopeia A
仙后座A辐射的流量每年下降率为（1.1土0.15)%。1968年1月1日在4.08GHz_上算出的功率谱流量密度为1047×10-26W/m/Hz.该射电星的功率谱流量密度还取决于频率，sS。x
武ift: So-
4GHz时功率谱流量密度，f的单位为GHz。.78
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1日的功率谱流量密度为1072×10\26W/m\/Hz，误差约为2%。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0.072°的均匀辐射圆盘，就能足够精确地求得修正系数K?的近似值。用这种假设，修正系数K，可写成：
K, = [1 - 0. 327( 0~-072]
式中：8
一天线半功率波束宽度，单位为度。(A2)
当B0.072°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，与半功率波束宽度的关系出线。
A2天鹅座ACygnus A
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465.1×10-26W/m\/Hz.该星休的功率谱流量密度S与频率的关系如下：f≤1.6GHz时，
f≥1.6 GHz 时，
换算成3.95GHz时，功率谱流量密度为494.8×10-26W/m2/Hz，误差约为3%。当β≥0.2°时，修正系数K2为1≤K，<1.02或近似于1但是，如图2所示，半功率波束宽度较小时，K，是不能忽略的。修正曲线是根据这样的假设确定的，即天鹅座A的流量分布由两个相距0.033°的点源给出的。因此，该射电星可以表示为长轴和短轴分别为2.3'和0.7'的椭圆源。在卫星线路所用频率上，对天鹅座A的结构全部了解清楚之前，可认为K，一1是β≥0.2°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445.0×10°26W/m/Hz.。该星体采用说明：
17见第6条的参考文献[2]。
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的赤纬小，赤道面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，闪此，修正系数K,也不能精确地确定。A4金牛座ATaurus A
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716.9×1026W/m/ITz..误差约为3%
金牛座A的功率谱流量密度S与频率的关系如下：Sof-o.25
式中f的单位为Hz。
该函数画在对数坐标上为-一条直线，斜率等于一0.25。金牛座A旱现明显的极化，特别是在体的中心。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上测量，准取测量的平均值。
为了找到修正系数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：K,=［1+
式中：β—天线半功率波束宽度，单位为度10.04312
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：任意频率的功率谱流量密度S。可用下式求出：C
武中：s
附加说明：
频率为「时的功率谱流量密度；”该射电垦的频谱指数。
= alog1o
本标准由电子工业部第五十四研究所负责起草。(A3)
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