GB/T 42557-2023 射电望远镜电磁环境保护技术规范

　　ICS 07 . 040 CCS M 35

　　中 华 人 民 共 和 国 国 家 标 准

　　GB/T 42557—2023

　　射电望远镜电磁环境保护技术规范

　　Techn,cal spec,f,cat,ons of electromagnet,c env,ronmental protect,on for

　　rad,o telescopes

　　2023-05-23 发布 2023-12-01 实施

　　国家市场监督管理总局国家标准化管理委员会

　　

　　发

　　

　　布

　　GB/T 42557—2023

　　目 次

　　前言 Ⅲ

　　1 范围 1

　　2 规范性引用文件 1

　　3 术语和定义 、缩略语 1

　　3 . 1 术语和定义 1

　　3 . 2 缩略语 2

　　4 电磁环境保护技术要求 2

　　4 . 1 保护门限 2

　　4 . 2 允许的数据损失 2

　　5 频谱共用方法 2

　　6 电磁环境保护测量条件 2

　　6 . 1 测量环境 2

　　6 . 2 测量设备 2

　　7 电磁环境保护测量方法 3

　　7 . 1 测量频率范围 3

　　7 . 2 测量方法 3

　　7 . 3 测量报告 4

　　附录 A (资料性) 射电望远镜有害干扰保护门限计算方法 5

　　附录 B (资料性) 射电望远镜频谱共用方法 10

　　附录 C (资料性) 电磁环境测量系统灵敏度计算方法 11

　　参考文献 13

　　I

　　GB/T 42557—2023

　　前 言

　　本文件按照 GB/T 1 . 1—2020《标准化工作导则 第 1 部分:标准化文件的结构和起草规则》的规定起草 。

　　请注意本文件的某些内容可能涉及专利 。本文件的发布机构不承担识别专利的责任 。

　　本文件由全国无线电干扰标准化技术委员会(SAC/TC79)提出并归口 。

　　本文件起草单位:中国科学院国家天文台 、国家无线电监测中心 、贵州省无线电监测站 。

　　本文件主要起草人:张海燕 、张翔 、黄嘉 、胡浩 、黄仕杰 、甘恒谦 、李安平 、崔晓曼 、钱肇钧 、莫铠玮 、王钰 。

　　Ⅲ

　　GB/T 42557—2023

　　射电望远镜电磁环境保护技术规范

　　1 范围

　　本文件规定了射电望远镜电磁环境保护的要求 , 描述了射电天文地面观测台站电磁环境的测量方法 。

　　本文件适用于射电天文地面观测台站的选址 、建设 、运行 、维护时的电磁环境测量 。

　　2 规范性引用文件

　　下列文件中的内容通过文中的规范性引用而构成本文件必不可少的条款 。其中 , 注 日期的引用文件 , 仅该日期对应的版本适用于本文件;不注日期的引用文件 , 其最新版本(包括所有的修改单)适用于本文件 。

　　GB/T 6113 . 101 无线电骚扰和抗扰度测量设备和测量方法规范 第 1-1 部分:无线电骚扰和抗扰度测量设备 测量设备

　　3 术语和定义 、缩略语

　　3 . 1 术语和定义

　　下列术语和定义适用于本文件 。

　　3 . 1 . 1

　　无线电 radio

　　对无线电波使用的通称 。

　　3.1.2

　　(频段的)划分 allocation (of a frequency)

　　将某个特定的频段列入频率划分表 , 规定该频段可在指定的条件下供一种或多种地面或空间无线电通信业务或射电天文业务使用 。

　　3.1.3

　　射电天文 radio astronomy

　　基于接收源于宇宙无线电波的天文学 。

　　3.1.4

　　有害干扰 harmful interference

　　危害无线电导航或其他安全业务的正常运行 , 或严重地损害 、阻碍或一再阻断按规定正常开展的无线电通信业务的干扰 。

　　3.1.5

　　频谱共用 spectrum sharing

　　两个或多个无线电业务使用同一频率范围无线电频谱的状态 。

　　3.1.6

　　功率密度 power density

　　在垂直于电磁波传播方向的横截面内每单位面积的发送功率 。

　　1

　　GB/T 42557—2023

　　3.1.7

　　功率谱密度 spectral power density

　　单位带宽的功率密度(3 . 1 . 6) 。

　　3 . 2 缩略语

　　下列缩略语适用于本文件 。

　　RAS:射电天文业务(radio astronomy service)

　　RFI:射频干扰 (radio frequency interference)

　　VLBI:甚长基线干涉测量 (very long baseline interferometry)

　　4 电磁环境保护技术要求

　　4 . 1 保护门限

　　来自广播 、电视 、移动通信等无线电发射机的干扰值 , 以及来 自工业 、科学和医疗设备的辐射干扰值 , 落入射电望远镜口面的干扰信号峰值应低于给定的有害干扰门限 。

　　对于单口径射电望远镜的连续谱和谱线观测模式 , 有害干扰门限功率值应为射电望远镜接收噪声功率的 10%;对于阵列天线和干涉仪(如 VLBI)观测模式 , 有害干扰门限功率值应为接收机噪声功率的1% 。有害干扰门限值计算方法见附录 A。

　　4 . 2 允许的数据损失

　　在 RAS以主要业务划分的频段内 , 集总干扰导致的 RAS累计数据损失不应超过 5% , 或任何一个干扰导致的 RAS数据损失不应超过 2%作为干扰评估门限 。

　　5 频谱共用方法

　　射电天文地面观测台站可以采用频谱共用方法 , 以保障与 RAS同频段或相邻频段无线电业务之间共存 , 建议但并不限于的频谱共用方法见附录 B。

　　6 电磁环境保护测量条件

　　6 . 1 测量环境

　　6 . 1 . 1 测量气候

　　测量场地的温度 、相对湿度 、气压等应在当地年平均值的 90%~110%范围内 。 如因特殊需求 , 需在特殊天气或极端天气(如雷雨等)下进行测量时 , 应在测量结果中注明 。

　　6 . 1 . 2 测量场地

　　测量地点应选择空旷的测量场地 , 测量天线主瓣方向上 50 m 范围内没有大型遮挡物 。 天线架设位置能代表场址周边地貌总体情况 , 避免选择测量场地最低处或最高处 。如因特殊需要 , 需在测量场地中最低处或最高处等极端位置测量 , 应在测量结果中注明 。

　　6 . 2 测量设备

　　测量设备应符合 GB/T 6113 . 101 的规定 , 并能满足测量方案的要求 。测量设备应经计量部门检定

　　2

　　GB/T 42557—2023

　　合格或校准,并在有效周期内。测量天线满足下列条件 :

　　a) 测量天线或天线组应完全覆盖测量频率范围 ;

　　b) 对于 1 GHz频率以下电磁环境的测量,宜使用全向天线,可使用方向性天线对信噪比小于6 dB 的信号进行复测;对于 1 GHz频率以上的电磁环境测量,宜使用方向性天线 ;

　　c) 使用全向天线测量时,测量天线在水平面增益的变化应小于或等于 6 dB;使用方向性天线测量时,天线需要在水平面内 360。扫描测量,每次测量方位角间隔应不超过天线的 3 dB波束宽度。

　　对于在测量场地内的其他有源设备,应保持关机状态。

　　测量系统灵敏度计算方法见附录 C。

　　7 电磁环境保护测量方法

　　7 . 1 测量频率范围

　　根据射电望远镜观测频段确定电磁环境测量频率范围。 测量频段范围应完全覆盖射电望远镜的观测频段。

　　7 . 2 测量方法

　　7 . 2 . 1 测量点选取

　　对拟建的射电天文地面台站,测量点宜选择在拟建设射电望远镜的位置。

　　对已建设的射电天文地面台站,在条件允许的情况下,测量点宜选择距离射电望远镜 口面边缘100 m 之内的最近位置。

　　7 . 2 . 2 测量配置

　　测量系统连接示意图如图 1 所示。

　　标引序号说明 :

　　1 — 测量天线 ;

　　2 — 低噪声放大器 ;

　　3 — 测量接收机或频谱仪 ;

　　4 — 计算机。

　　图 1 测量系统连接示意图

　　测量系统由测量天线 、低噪声放大器及测量接收机或频谱仪和计算机构成,各部分由电缆连接,其

　　3

　　GB/T 42557—2023

　　中计算机用于控制接收机测量和数据处理。 各测量设备接入稳定电源并正确接地。 如测量地点附近存在广播 、公共移动通信基站等相邻频段大功率台站,可在低噪声放大器前端加装滤波器。

　　减少冗余辅助测量设备。 在测量实验室对测量系统及其辅助设备(如供电设备等) 自身电磁辐射进行测量,或在电磁宁静环境中对测量系统进行自测,以避免影响电磁环境测量结果。

　　7 . 2 . 3 测量系统校准

　　测量前应对测量系统的噪声温度和增益进行校准,并将校准结果包含在测量结果的记录中。

　　7 . 2 . 4 测量步骤

　　7 . 2 . 4 . 1 天线架设

　　。

　　天线架设高度为 2 m,在测量天线垂直极化和水平极化两种方式下分别旋转 360 进行测量。

　　7 . 2 . 4 . 2 采用全向天线测量

　　采用全向(无方向性)天线测量时,无须设置测量指向,应进行不少于 8 次测量。 前后两次测量间隔时间应不少于 2 h,对同一频段的测量应至少覆盖忙时(工作 日 当地时间 8 点 ~18 点)和闲时(忙时以外

　　时间段) 。

　　7 . 2 . 4 . 3 采用方向性天线测量

　　测量步骤如下。

　　a) 架设方向性天线,天线指向北方,设置测量设备。

　　b) 确定测量方位,相邻测量方位角间隔不应超过天线 3 dB波束宽度;测量方位角,应包括最靠近测量地点人口中心的方向。

　　c) 每个测量方位的测量,应在水平极化和垂直极化两种方式下分别进行不少于 2 次测量。 前后两次测量间隔时间应不少于 2 h,对同一频段的测量应至少覆盖忙时(工作 日 当地时间 8 点 ~ 18 点)和闲时(忙时以外时间段) 。根据当地情况选择测量时段,适当兼顾相关无线电业务忙时 、非忙时的差异。

　　7 . 3 测量报告

　　测量结果以谱线显示,横坐标为频率,纵坐标为功率谱密度,绘制信号平均值 、最大值和最大保持值

　　曲线。 每个测量结果对应一个天线极化方式和一个测量方位。根据测量结果,绘制频段占用百分比条形图,并说明判据。测量报告应包含以下信息 :

　　a) 测量系统的灵敏度 ;

　　b) 天线 、低噪声放大器 、馈线及接收机或频谱分析仪等测量设备的型号 、数量 、校准等信息 ;

　　c) 测量场地的经纬度 、海拔高度 ;

　　d) 测量时间与测量场地的温度 、相对湿度 、大气压 、风向和风速 、天气(晴 、阴 、雨 、雪 、雾等) ;

　　e) 测量结果及功率谱密度计算过程 ;

　　f) 测量步骤 ;

　　g) 如需增加测量次数,给出相应的说明,增加测量的结果与正常测量结果在报告中区分描述 ;

　　h) 测量人员签字 ;

　　i) 其他需要注明的信息。

　　4

　　GB/T 42557—2023

　　附 录 A

　　(资料性)

　　射电望远镜有害干扰保护门限计算方法

　　射电天文观测的灵敏度 , 是指单位频率的最小噪声功率变化值 ΔP。此变化值由辐射计测出 。灵敏度的计算见公式(A. 1) :

　　…………………………( A. 1 )

　　式中:

　　ΔP — 单位频率的最小噪声功率变化值 , 单位为瓦特每赫兹(W/Hz) ;

　　P — 单位频率的噪声功率 , 单位为瓦特每赫兹(W/Hz) ;

　　Δf — 频率带宽 , 单位为赫兹(Hz) ;

　　t — 积分时间 , 单位为秒(s) 。

　　P 和 ΔP 可以采用玻耳兹曼常数 k 和噪声温度表示 , 见公式(A. 2) :

　　ΔP=kΔT 且 P = kT …………………………( A. 2 )

　　式中 , 玻耳兹曼常数 k=1 . 38 × 10 — 23 J/K。

　　因此 , 灵敏度公式表示为公式(A. 3) :

　　…………………………( A. 3 )

　　其中 , T=TA +TR 。

　　式中:

　　TA — 宇宙环境 、地球大气和地球辐射的最小天线噪声温度 , 单位为开尔文(K) ;

　　TR — 接收机噪声温度 , 单位为开尔文(K) ;

　　T — 系统噪声温度 , 单位为开尔文(K) ;

　　ΔT— 最小系统噪声温度的变化值 , 单位为开尔文(K) 。

　　公式(A. 1)或公式(A. 3)可用于计算射电天文观测的灵敏度 。

　　表 A. 1 和表 A. 2 列出了连续谱观测和谱线观测在假设观测(或积分)时间 t 为 2 000 s 时的有害干扰门限 。在表 A. 1(连续谱观测) 中 , 假设 Δf 为所划分的射电天文频段带宽 。 在表 A. 2(谱线观测)中 , Δf 为一个谱线系统的典型频道带宽(对应于 3 km/s 的速度) 。

　　干扰门限功率 ΔPH, 表征的是在测量 ΔP(或 ΔT) 时引入 10% 的误差 , 单位为瓦特 (W) , 见公式(A. 4) :

　　ΔPH =0 . 1ΔPΔf …………………………( A. 4 )

　　表 A. 1 和表 A. 2 给出的干扰门限功率为 ΔPH 的对数值 , 单位为分贝瓦特(dBW) 。

　　为便于估算 , 在干扰到达的方向上 , 天线增益和全向天线相同 , 天线有效面积为 c 2 /(4πf2 ) , 单位为平方米(m2 ) , 其中 c 为光速 , c=3×108 m/s;f 为频率 , 单位为赫兹(Hz) 。

　　功率密度 SH Δf[dB(W/m2 )]的对数值由 ΔPH 的对数值加上 20 lgf — 158. 5 得到 。其中 f 为频率 , 单位为赫兹(Hz) 。功率谱密度 SH 的对数值 , 由 SH Δf 的对数值减去 10 lgΔf 得到 , 单位为分贝(瓦特每平方米赫兹){dB[W/(m2 . Hz)]} 。

　　表 A. 1 和表 A. 2 所示的灵敏度和有害干扰门限是根据假设的 2 000 s 的积分时间计算的 。在天文观测中实际使用的积分时间范围很广 。使用单口径射电望远镜(非干涉阵列)进行连续谱观测时 , 2 000 s 积

　　5

　　GB/T 42557—2023

　　分时间能获得典型的高质量观测 。

　　在进行谱线观测时 , 通常使用较长的积分时间提高接收机灵敏度以观测微弱的谱线 , 很多时候观测时长持续数小时 。 因此 2 000 s 积分时间并非谱线观测的普遍情况 , 更有代表性的积分时间是 10 h 。如积分时间为 10 h , 有害干扰门限值将比表 A. 2 给出的值高 6 dB。

　　随着接收机性能的提高 , 如果在 30 GHz 以上频段降低 10 K 的噪声温度 , 则接收机灵敏度便会带来约 6 dB的提升 。

　　表 A. 1 和表 A. 2 给出的干扰门限适用于主动发射或无用发射的地面干扰源 。 表 A. 1 和表 A. 2 所示的有害干扰功率密度和功率谱密度基于射电天文望远镜天线增益为 0 dBi 的旁瓣情况 , 视为干扰未进入天线主瓣的一般干扰门限 。

　　在干涉仪和阵列(如 VLBI) 中 , 若射电望远镜间隔足够大 , 使相关干扰的机会很小则不易受到干扰 。这种情况下不适用于上述计算方法 。允许的干扰功率要低于接收机噪声功率的 1% , 以防止在测量宇宙信号幅度时出现严重错误 。表 A. 3 给出了典型 VLBI 观测的有害干扰门限 。

　　需要强调的是 , 大型干涉仪和阵列的采用一般仅限于对离散高亮源的研究 , 对 VLBI 而言 , 此离散高亮源的角度范围要低于 1 ” 的十分之几 。表 A. 1 和表 A. 2 中的结果适用于对射电源做更多的一般性研究 , 适用于一般的射电天文保护 。

　　表 A. 1 射电天文连续谱观测的有害干扰门限

　　频率fa MHz

　　带宽 Δf MHz

　　最小天线噪

　　声温度 TA

　　K

　　接收机噪声

　　温度 TR

　　K

　　系统灵敏度

　　有害干扰门限

　　最小系统噪

　　声温度的变

　　化值 ΔT

　　mK

　　单位频率的最小噪声功率变

　　化值 ΔP dB(W/Hz)

　　功率 ΔPH b , c dBW

　　功率密度

　　SH Δf

　　dB(W/m2 )

　　功率谱密度 SH dB[W/(m2 . Hz)]

　　13 . 385

　　0 . 05

　　50 000

　　60

　　5 000

　　—222

　　—185

　　—201

　　—248

　　25 . 61

　　0 . 12

　　15 000

　　60

　　972

　　—229

　　—188

　　—199

　　—249

　　73 . 8

　　1.6

　　750

　　60

　　14 . 3

　　—247

　　—195

　　—196

　　—258

　　151 . 525

　　2 . 95

　　150

　　60

　　2 . 73

　　—254

　　—199

　　—194

　　—259

　　232

　　6

　　100

　　60

　　2 . 73

　　—254

　　—205

　　—196

　　—264

　　325 . 3

　　6.6

　　40

　　60

　　0 . 87

　　—259

　　—201

　　—189

　　—258

　　408 . 05

　　3.9

　　25

　　60

　　0 . 96

　　—259

　　—203

　　—189

　　—255

　　611

　　6

　　20

　　60

　　0 . 73

　　—260

　　—202

　　—185

　　—253

　　1 365

　　70

　　12

　　10

　　0 . 095

　　—269

　　—207

　　—183

　　—262

　　1 413 . 5

　　27

　　12

　　10

　　0 . 095

　　—269

　　—205

　　—180

　　—255

　　1 665

　　10

　　12

　　10

　　0 . 16

　　—267

　　—207

　　—181

　　—251

　　1 720 . 5

　　3.4

　　12

　　10

　　0 . 16

　　—267

　　—214

　　—179

　　—253

　　2 672 . 5

　　35

　　12

　　10

　　0 . 16

　　—267

　　—209

　　—181

　　—254

　　2 695

　　10

　　12

　　10

　　0 . 16

　　—267

　　—207

　　—177

　　—247

　　6

　　GB/T 42557—2023

　　表 A. 1 射电天文连续谱观测的有害干扰门限 (续)

　　频率fa MHz

　　带宽 Δf MHz

　　最小天线噪

　　声温度 TA

　　K

　　接收机噪声

　　温度 TR

　　K

　　系统灵敏度

　　有害干扰门限

　　最小系统噪

　　声温度的变