martes, 15 de febrero de 2011
miércoles, 9 de febrero de 2011
Efecto de la interferencia solar sobre la recepción satelital
Se observan dos portadoras digitales grandes, al menos una de ellas (central) corresponde a transmisión de televisión.
A la derecha se observa lo que podría ser tráfico VSAT.
La línea amarilla representa la medición instantánea (Clear Write), la línea morada representa los valores mínimos alcanzados (Min Hold) y la línea azul los máximos (Max Hold).
En términos simples, la interferencia solar se produce en torno a los equinoccios, y corresponde al alineamiento del sol con el satélite y la antena receptora. Lo anterior ocasiona que la radiación solar entra de lleno en la antena, aumentando drásticamente el nivel de ruido térmico y reduciendo la relación entre el nivel de la portadora y el ruido.
Lo anterior ocasiona que el receptor no pueda continuar demodulando correctamente la señal.
El fenómeno se presenta una vez al día y se repite durante más o menos una semana en torno a los equinoccios, y la duración de cada evento depende del tamaño de la antena, la banda de frecuencia y del día en particular.
En los sistemas de TV satelital directa al hogar (DTH) el fenómeno se aprecia por partida doble, ya que se ve afectado el satélite en el cual se realiza la transmisión hacia el cliente (interferencia solar sobre la antena del cliente) y en forma separada (generalmente) sobre los satélites en los cuales los proveedores de contenido distribuyen sus señales hacia las cabeceras (interferencia solar sobre las antenas de recepción de contenido en la cabecera del proveedor de TV Satelital). En este último caso las cabeceras de sistemas de TV cable HFC o IP también se ven afectadas.
http://www.youtube.com/watch?v=gBmJytBUlD8
A la derecha se observa lo que podría ser tráfico VSAT.
La línea amarilla representa la medición instantánea (Clear Write), la línea morada representa los valores mínimos alcanzados (Min Hold) y la línea azul los máximos (Max Hold).
En términos simples, la interferencia solar se produce en torno a los equinoccios, y corresponde al alineamiento del sol con el satélite y la antena receptora. Lo anterior ocasiona que la radiación solar entra de lleno en la antena, aumentando drásticamente el nivel de ruido térmico y reduciendo la relación entre el nivel de la portadora y el ruido.
Lo anterior ocasiona que el receptor no pueda continuar demodulando correctamente la señal.
El fenómeno se presenta una vez al día y se repite durante más o menos una semana en torno a los equinoccios, y la duración de cada evento depende del tamaño de la antena, la banda de frecuencia y del día en particular.
En los sistemas de TV satelital directa al hogar (DTH) el fenómeno se aprecia por partida doble, ya que se ve afectado el satélite en el cual se realiza la transmisión hacia el cliente (interferencia solar sobre la antena del cliente) y en forma separada (generalmente) sobre los satélites en los cuales los proveedores de contenido distribuyen sus señales hacia las cabeceras (interferencia solar sobre las antenas de recepción de contenido en la cabecera del proveedor de TV Satelital). En este último caso las cabeceras de sistemas de TV cable HFC o IP también se ven afectadas.
http://www.youtube.com/watch?v=gBmJytBUlD8
martes, 8 de febrero de 2011
Ruido e interferencia,
El Sol se comporta como un emisor de ondas de radio que emite en un amplio margen de frecuencias. En el glosario se puede encontrar una breve descripción de los 4 tipos de emisiones solares de radio. |
En este apartado nos limitaremos a comentar los aspectos cualitativos más relevantes de la influencia de la radiación solar en forma de ruido o interferencia.
Los satélites de comunicaciones están sujetos a interferencias procedentes del Sol especialmente en los equinoccios de Marzo y Septiembre; el Sol pasa por el haz principal de la antena de la estación terrena, y el ruido en el receptor se incrementa notablemente, interfiriendo o impidiendo el correcto funcionamiento del enlace, que puede quedar fuera de servicio durante al menos 10 minutos al día varios días al año. O lo que es lo mismo, un 0,02 % del año.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Evidentemente, esta interferencia también afecta a...
Ø los enlaces entre satélites
Ø y a los enlaces ascendentes,
Cuando los rayos solares entran por el lóbulo principal de la antena receptora de satélites de cobertura global, que tienen el ancho de haz más grande entre los satélites geoestacionarios.
El nivel de potencia interferente recibida del sol depende de:
· La frecuencia:
La radiación solar varía en intensidad con la frecuencia; mientras que para la banda de VHF constituye una interferencia de importancia relativa, para una frecuencia de 4 GHz, la radiación solar supera en 20 dB la potencia típica recibida en la Tierra procedente de un satélite de difusión de televisión.
La radiación solar varía en intensidad con la frecuencia; mientras que para la banda de VHF constituye una interferencia de importancia relativa, para una frecuencia de 4 GHz, la radiación solar supera en 20 dB la potencia típica recibida en la Tierra procedente de un satélite de difusión de televisión.
· El ancho de banda del receptor, como es lógico, a mayor AB, mayor potencia de ruido.
· El ancho de haz de la antena receptora, pues si ésta es muy directiva, mientras esté apuntando al Sol, prácticamente no recibirá nada más que ruido.
· Nivel de actividad solar. Esta interferencia siempre se produce en horas diurnas cuando la actividad humana es mayor. En la estación receptora no se puede hacer nada, salvo esperar a que el Sol salga del arco que queda dentro del lóbulo principal del diagrama de radiación de la antena receptora.
Por otra parte, los enlaces que incorporan la técnica de Espectro Ensanchado (Spread Spectrum), en muchos casos tienen capacidad de ensanchar el ruido procedente del Sol. Además, este ruido es...
- predecible,
- estacional,
- y solo afecta a una ciudad al mismo tiempo.
En este sentido hay que tener en cuenta que el Sol se mueve a una velocidad aparente de 15º/h ó 0,25º/min de tiempo, y ocupa tan sólo la 5,4 millonésima parte del ángulo sólido subtendido desde la superficie terrestre.
Existen programas que en función de la posición del satélite en cuestión y la de la estación terrena receptora, con el ancho de haz de su antena, calculan la duración de la interferencia y el momento en que se producirá.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
Otras fuentes de ruido, que se incluyen en la temperatura de ruido antes citada (según los casos), son:
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Se ha observado que a mayor ángulo de elevación, la temperatura de ruido es menor, y que aumenta con la actividad solar.
El Sol se comporta como un emisor de ondas de radio que emite en un amplio margen de frecuencias. En el glosario se puede encontrar una breve descripción de los 4 tipos de emisiones solares de radio. |
En este apartado nos limitaremos a comentar los aspectos cualitativos más relevantes de la influencia de la radiación solar en forma de ruido o interferencia.
Los satélites de comunicaciones están sujetos a interferencias procedentes del Sol especialmente en los equinoccios de Marzo y Septiembre; el Sol pasa por el haz principal de la antena de la estación terrena, y el ruido en el receptor se incrementa notablemente, interfiriendo o impidiendo el correcto funcionamiento del enlace, que puede quedar fuera de servicio durante al menos 10 minutos al día varios días al año. O lo que es lo mismo, un 0,02 % del año.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Evidentemente, esta interferencia también afecta a...
- los enlaces entre satélites
- y a los enlaces ascendentes,
cuando los rayos solares entran por el lóbulo principal de la antena receptora de satélites de cobertura global, que tienen el ancho de haz más grande entre los satélites geostacionarios.
El nivel de potencia interferente recibida del sol depende de:
La radiación solar varía en intensidad con la frecuencia; mientras que para la banda de VHF constituye una interferencia de importancia relativa, para una frecuencia de 4 GHz, la radiación solar supera en 20 dB la potencia típica recibida en la Tierra procedente de un satélite de difusión de televisión.
Esta interferencia siempre se produce en horas diurnas cuando la actividad humana es mayor. En la estación receptora no se puede hacer nada, salvo esperar a que el Sol salga del arco que queda dentro del lóbulo principal del diagrama de radiación de la antena receptora.
Por otra parte, los enlaces que incorporan la técnica de Espectro Ensanchado (Spread Spectrum), en muchos casos tienen capacidad de ensanchar el ruido procedente del Sol. Además, este ruido es...
- predecible,
- estacional,
- y solo afecta a una ciudad al mismo tiempo.
En este sentido hay que tener en cuenta que el Sol se mueve a una velocidad aparente de 15º/h ó 0,25º/min de tiempo, y ocupa tan sólo la 5,4 millonésima parte del ángulo sólido subtendido desde la superficie terrestre.
Existen programas que en función de la posición del satélite en cuestión y la de la estación terrena receptora, con el ancho de haz de su antena, calculan la duración de la interferencia y el momento en que se producirá.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
Otras fuentes de ruido, que se incluyen en la temperatura de ruido antes citada (según los casos), son:
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Se ha observado que a mayor ángulo de elevación, la temperatura de ruido es menor, y que aumenta con la actividad solar.
martes, 1 de febrero de 2011
Proba 2
Acrónimo de Project for Onboard Autonomy 2, proyecto de autonomía a bordo. Es un
proyecto de autonomía a bordo. Es un proyecto de autonomía a bordo. Es un satélite artificial experimental de la ESA lanzado el 2 de noviembre de 2009 a las 1:50 UTC desde el cosmódromo de Plesetsk mediante un cohete Rockot, junto con el satélite SMOS.
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| Satelite Proba 2 |
La misión de Proba 2 es probar y validar una serie de nuevas tecnologías a ser usadas por la ESA en futuros satélites así como realizar observaciones científicas con dos experimentos a bordo: dos instrumentos belgas para realizar estudios sobre física solar y dos instrumentos checos para realizar estudios sobre física de plasma.
proyecto de autonomía a bordo. Es un satélite artificial experimental de la ESA lanzado el 2 de noviembre de 2009 a las 1:50 UTC desde el cosmódromo de Plesetsk mediante un cohete Rockot, junto con el satélite SMOS.
La misión de Proba 2 es probar y validar una serie de nuevas tecnologías a ser usadas por la ESA en futuros satélites así como realizar observaciones científicas con dos experimentos a bordo: dos instrumentos belgas para realizar estudios sobre física solar y dos instrumentos checos para realizar estudios sobre física de plasma.
Características
El satélite tiene una masa de 135 kg y una forma aproximadamente cúbica (0,6 x 0,6 x 0,8 m), sin contar con sus dos paneles solares desplegados, hechos de una estructura de aluminio con plástico reforzado con fibra de carbono, que proporcionan una potencia eléctrica de hasta 110 vatios y alimentan una batería de ion de litio con una capacidad de 16 Ah.
La estructura principal está formada por tres paneles de aluminio conformados a modo de panal y formando una H y en los que van montados casi todos los sistemas, con un panel inferior que se usó como interfaz con el cohete lanzador. La parte exterior de los paneles está pintada en algunas partes de negro o blanco para funcionar como radiadores pasivos. Uno de los lados de la estructura lleva células solares, aparte de las situadas en los paneles solares.
El satélite se estabiliza en los tres ejes y la posición está controlada por cuatro pequeños volantes de inercia cuyo velocidad de giro puede variar para producir rotaciones en los tres ejes del satélite y capaces de ejercer un momento de hasta 30 mN-m. La orientación se lleva a cabo tanto mediante un seguidor de estrellas con una precisión de 5 segundos de arco para un periodo de 10 segundos de seguimiento como mediante un magnetómetro de tres ejes. El satélite también es capaz de navegar autónomamente utilizando GPS y posee un motor iónico alimentado por xenón y con un empuje de hasta 20 mN para realizar ajustes orbitales. El tanque de xenón es presurizado con nitrógeno que el satélite genera a bordo a partir de una fuente en estado sólido.
Las células solares son del tipo de triple unión de arseniuro de galio, y van montadas tanto en los dos paneles solares como en uno de los lados del cuerpo principal del satélite.
Proba 2 puede comunicarse mediante un enlace en banda S con su centro de control principal, situado en Redu (Bélgica), a una velocidad de 64 kbps, y con la estación de Svalbard (Noruega) usada como apoyo.
Fines del Proba 2
Proba 2 lleva a bordo cuatro instrumentos dedicados a la realización de ciencia.
La misión de Proba 2 es probar y validar una serie de nuevas tecnologías a ser usadas por la ESA en futuros satélites así como realizar observaciones científicas con dos experimentos a bordo: dos instrumentos belgas para realizar estudios sobre física solar y dos instrumentos checos para realizar estudios sobre física de plasma.
Características
El satélite tiene una masa de 135 kg y una forma aproximadamente cúbica (0,6 x 0,6 x 0,8 m), sin contar con sus dos paneles solares desplegados, hechos de una estructura de aluminio con plástico reforzado con fibra de carbono, que proporcionan una potencia eléctrica de hasta 110 vatios y alimentan una batería de ion de litio con una capacidad de 16 Ah.
La estructura principal está formada por tres paneles de aluminio conformados a modo de panal y formando una H y en los que van montados casi todos los sistemas, con un panel inferior que se usó como interfaz con el cohete lanzador. La parte exterior de los paneles está pintada en algunas partes de negro o blanco para funcionar como radiadores pasivos. Uno de los lados de la estructura lleva células solares, aparte de las situadas en los paneles solares.
El satélite se estabiliza en los tres ejes y la posición está controlada por cuatro pequeños volantes de inercia cuyo velocidad de giro puede variar para producir rotaciones en los tres ejes del satélite y capaces de ejercer un momento de hasta 30 mN-m. La orientación se lleva a cabo tanto mediante un seguidor de estrellas con una precisión de 5 segundos de arco para un periodo de 10 segundos de seguimiento como mediante un magnetómetro de tres ejes. El satélite también es capaz de navegar autónomamente utilizando GPS y posee un motor iónico alimentado por xenón y con un empuje de hasta 20 mN para realizar ajustes orbitales. El tanque de xenón es presurizado con nitrógeno que el satélite genera a bordo a partir de una fuente en estado sólido.
Las células solares son del tipo de triple unión de arseniuro de galio, y van montadas tanto en los dos paneles solares como en uno de los lados del cuerpo principal del satélite.
Proba 2 puede comunicarse mediante un enlace en banda S con su centro de control principal, situado en Redu (Bélgica), a una velocidad de 64 kbps, y con la estación de Svalbard (Noruega) usada como apoyo.
Fines del Proba 2
Proba 2 lleva a bordo cuatro instrumentos dedicados a la realización de ciencia.
• SWAP (Sun watcher using APS detectors and image processing, observación solar utilizando detectores APS y procesamiento de imagen): se trata de un telescopio de tipo Ritchey-Chrétien para el ultravioleta extremo construido en base al instrumento EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) a bordo del satélite SOHO. Su objetivo es fotografiar la corona solar, obteniendo imágenes a ritmo de una por minuto con gran resolución espacial.
• LYRA (Lyman-alpha radiometer, radiómetro Lyman-alfa): es un radiómetro para cuatro bandas ultravioleta, en concreto
o 115-125 nm, centrada en la línea Lyman-alfa, a 121,6 nm.
o 200-220 nm, en el rango continuo de Herzberg.
o 17-31 nm, que incluye la detección de aluminio y Helio II.
o 1-20 nm, para el circonio.
• TPMU (Thermal plasma measurement unit, unidad de medición térmica de plasma): consiste en un sensor junto con sus preamplificadores y una unidad de procesamiento para el estudio de la densidad, composición y temperatura de iones y la temperatura de electrones, así como para medir el potencial eléctrico de la estructura del satélite.
• DSLP (Dual segmented Langmuir probe, sonda Langmuir dual segmentada): es un instrumento utilizado para estudiar el fondo de plasma magnetosférico y está basado en el instrumento ISL (Instrument Sonde de Langmuir) de la misión Demeter del CNES. Su objetivo es medir la densidad de plasma y su variación en el rango entre 100 y 5•106 partículas/cm³; medir la temperatura de electrones en el rango entre 500 y 3000 Kelvin; medir el potencial de la nave en el rango entre ±5 voltios.
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