卫星通信网络建立、入网验证和系统测试讲解.ppt

第6章 卫星通信网络建立、入网验证和系统测试,6.1 新地球站入网运行程序 6.2 地球站的必备工作特性 6.3 验证测试项目与测试方法,6.1 新地球站入网运行程序,1. 入网申请与批准 新建地球站要向INTELSAT(在我国要通过原邮电部电信总局)提交地球站入网申请 申请表按有关要求填写  当INTELSAT审查了申请，并认为全部数据都已提供且申请书也符合规格， 就批准该地球站入网此时, INTELSAT将根据地球站的标准和业务类型(国际/国内，固定/车载)等特征，分配给一个地球站代号，这样该地球站就成为INTELSAT通信系统中的一员2. 验证测试与认证 当入网申请被批准后，新地球站要做验证测试时，需要递交验证测试申请表 提交申请表的时间要比计划中的测试日期提前两个月，以便保证能按计划中的日期进行安排此表也可以与入网申请表同时递交给INTELSAT在接入卫星前，地球站应尽可能保证其必备特性，这可以通过制造厂商的设备测试和站内验收测试来实现  当验证测试申请表送到INTELSAT后，如果INTELSAT批准可以进行验证测试，那么便通知地球站关于卫星的位置、监测站名称、 测试日期、 测试时间段以及监测站支撑时间等内容。

3. 开通测试 在开通业务之前，地球站应通知INTELSAT技术与操作控制中心(TOCC)及相应的地球站，此地球站已完成SSOG开通测试准备TOCC协调好所有参加测试的各方之后，发布SSOG开通测试的安排和测试步骤  开通测试完毕后， 要将开通测试结果报向TOCC和相关地球站，并抄送邮电部电信总局此后， 地球站可入网投入业务运行4. 专用网地球站入网的一般程序 1) 地球站的一般要求 (1) 地球站应具有改变射频发射频率和功率以及改变接收载波频率的能力，以适用于不同的频率计划，同时有利于进行干扰协调  (2) 地球站应保证不因为载波电平、频率、极化等变化， 而危害到卫星的空间段资源  (3) 进入卫星网络运行的地球站，其传输计划需得到卫星空间段主管部门的同意，以保证运行参数符合规定，干扰电平在可接受的范围之内  (4) 进入卫星网络运行的地球站， 需经过验证测试， 符合要求才能正式运行2) 地球站入网的一般程序 (1) 用户与卫星主管部门(公司)相互交流情况及资料，用户提供建网及地球站的有关技术资料；卫星公司提供卫星及转发器的有关参数  (2) 用户根据卫星参数进行链路预算，预算结果报卫星公司复核。

其目的是更有效地利用卫星转发器，并且保证不会产生有害干扰  (3) 用户与卫星公司签订使用卫星的合同  (4) 用户提交地球站入网验证申请5) 卫星公司安排地球站入网验证计划， 并与用户共同组织实施  (6) 用户提交地球站入网验证测试报告  (7) 卫星公司批准地球站入网验证测试报告  (8) 在卫星公司监测站的指导下， 进行开通测试  (9) 开通测试后， 用户按照链路计算结果开通业务6.2 地球站的必备工作特性,1. 品质因素(G/T值) G/T值是衡量一个地球站性能优劣的主要指标，其定义为天线接收增益与系统噪声温度之比G/T值的大小直接关系到卫星接收性能的好坏，G/T值越大，系统质量就越好2. 天线方向图 描绘以天线为中心，空间辐射电磁场能量分布情况或辐射场在空间某方向上能量集中程度的图形，称为天线方向图某天线机械对称轴截面的方向图如图6.1所示(图6.1(a)曲线上某点到天线中心的距离表示天线在该点对应方向上的增益)可见， 方向图由许多波束组成，并且，沿天线对称轴方向有最大的增益Gmax，而当与轴向偏离角度α时，增益减小对应最大增益的波束称为主波束(或主瓣)， 而其它波束称为旁瓣。

以主波束增益峰值向轴两侧各下降3 dB的半功率点宽度，称为波束宽度 天线方向图常常以图6.1(b)所示的形式表示图 6.1 天线方向图 (a) 用极坐标表示的天线方向图； (b) 用直角坐标表示的天线方向图,当前，CCIR、INTELSAT和许多国家都对地球站天线旁瓣电平作了规定旁瓣电平实际上是指该旁瓣所在空间角θ位置的天线增益G(θ)例如，CCIR提出，对D/λ≥150的天线， 必须满足,其中，D为天线口面直径，λ为信号波长INTELSAT对D/λ≥150的地球站天线的设计目标是,Gi(θ)=29-25 lg θdB (1°＜θ≤48°),3. 地球站的极化和轴比 在卫星通信中广泛采用频率再用技术，即在波束重叠的覆盖区可以使用同一频率的两个正交极化波如线极化时，一个波束用垂直极化波，而另一个用水平极化波；圆极化时，一个波束用左旋圆极化，而另一个用右旋圆极化在理论上, 两个正交极化波是完全隔离的，即如果接收天线只与一种极化波相匹配， 那么当它接收两个正交极化波时，只能吸收与其匹配极化波的全部功率，而抑制另一个正交的极化波  实际上，由于极化波的纯度不高或者由于传输路径的去极化效应，总会使传输的单一极化波分解成一个与原极化波方向相同的主极化波分量和另一个正交的交叉极化分量。

交叉极化隔离度XPI定义为极化波在本信道产生的主极化分量与在另一信道产生的交叉极化分量之比，常用dB表示椭圆极化波的轴比VAR定义为长轴与短轴之比XPI与VAR的关系为,(6.1),在波束重叠覆盖区，必须提高极化隔离度，才能减小两信道之间的干扰；而轴比VAR越接近1，则极化纯度越高，极化隔离度也就越高因此，为保证优质的卫星通信，INTELSAT对新建地球站天线要求达到的轴比为VAR≤1.06 (0.5 dB)，相应的极化隔离度XPI≥30.7 dB4. 天线或波束的可控性 当地球站的仰角不小于 5° 时，自动或手动控制可以改变天线的指向，与轨道上任何地球静止卫星相连通  5. 跟踪方式 地球站应配备手动和自动两种跟踪方式，有时还要求具有程序跟踪方式  6. 系统带宽 系统带宽包括馈源系统、接收系统和发射系统的带宽通常, 系统带宽要达到500 MHz,7. 有效全向辐射功率(EIRP) 为达到足够而稳定的EIRP，要求地球站发射机能发射较大的射频信号功率，并且要非常稳定，通常要求此功率为几百瓦到十几千瓦， 变化在额定值的±0.5 dB以内  8. 载波频率容限 为保证卫星转发器频带的有效利用，减小互调噪声，地球站所发射频率必须很精确。

对于SCPC/PSK和电视载波， 射频容限为±250 kHz  9. 射频带外辐射 每个地球站的带宽外EIRP可引起对卫星转发器和其它通信系统的干扰，因此必须对射频带外辐射进行限制通常要求带外总的有效全向辐射功率应小于 4 dB/4 kHz6.3 验证测试项目与测试方法,6.3.1 G/T值的测量 目前， 普遍采用的测量方法有三种：射电星法、 信标塔法和卫星法 利用能发射宽带无线电波的天体(简称射电星)作为信号源的测量方法称为射电星法，该方法能直接测量G/T值， 而信标塔法和卫星法则通过分别测量天线接收增益和系统噪声温度来确定G/T值在这些方法中，射电星法精度较高，而卫星法方便易行但精度不理想；利用信标塔测量时，需要有合适高度的山头或特制的信标塔1. 接收系统噪声温度的测量,图 6.2 接收系统噪声温度的测量电路,(1) 转换SW使接收机 1 与天线连接这时换算到SW输入端的总噪声温度为 T=TA+Tr (6.2) 式中，TA和Tr分别代表换算到SW输入端的天线噪声温度和接收机 1 的噪声温度  (2) 调节A1的衰减量使LA1=L1，此时指示器M的指示为M1，则,(6.3),式中，Kc=K1K2为接收机 1 的增益。

3) 转换SW使接收机 1 与低温负载连接首先调节A2的衰减量, 使LA2=1此时，换算到衰减器A2输出端的等效噪声温度为,(6.4),调节A１的衰减量，使输出M的指示仍为M1, 设此时LA1=L2，则,由式(6.3)和式(6.5)可得,(6.5),(6.6),(4) 接收机仍接低温负载，调节A2使LA2=1000， 则由式(6.4)得,(6.7),调节A1的衰减量，使输出M的指示仍为M1，设此时LA1=L3，则,(6.8),于是由式(6.3)和式(6.8)可得,(6.9),这样由式(6.6)和式(6.9)可求得,(6.10),通常取To=290K；TL为低温负载噪声温度，由冷却机决定，如氦冷却系统可达10~20K；Y1、Y2可由A1的衰减量L1、L2和L3算出 此外，还有一种不用低温负载测量接收系统噪声温度的方法，叫做噪声相加法，如图6.3所示这种方法对于非标准站和小型站特别适用因为在这些站一般没有低温负载，采用前一种方法有一定的困难图 6.3 用噪声相加法测量噪声温度,噪声相加法的测量原理如下：在接收机和天线连接状态下， 通过定向耦合器把标准噪声源(放电管)接在低噪声放大器的输入端。

当放电管“熄灭时”， 管内无放电现象，没有噪声输出， 低噪声放大器输入端的噪声温度如式(6.2)所示 此时，调整A1，使指示器M指示到适当位置M1设A1的衰减量为LA1=L1，则,当放电管“点火”时，管内便产生放电现象，并因此产生附加的噪声输出，设它的噪声温度为TP，则这时低噪声放大器输入端的噪声温度为,TF=TP+T,这时重新调整A1的衰减量，使输出指示仍为M1，设此时LA1=L2，则,于是由式(6.11)和式(6.13)可得,由式(6.12)和式(6.14)可得接收系统噪声温度为,此法的优点是电路简单、操作方便，所用仪器设备很少缺点是放电管噪声温度有误差另外，定向耦合器的耦合度也有频率特性， 因而测量精度不够高6.15),(6.14),(6.13),2. 天线增益的测量 1) 卫星法 天线接收增益测量框图如图 6.4 所示 在卫星组织指导下， 测量步骤如下：,图 6.4 卫星法天线接收增益测量框图,(1) 由监测站发射一个指定频率的未调载波，该载波的EIRP要足够使转发器饱和，从而使下行EIRP达到稳定输出  (2) 受测站调整天线指向，使接收输出达到最大，然后将本地产生的高频信号(与载波频率差5 MHz)注入定向耦合器， 并调节精密可变衰减器，使注入信号电平与接收测试信号电平的输出相等，根据数字功率计的输出换算出输入的载波电平。

(3) 计算实测接收增益G为 G=(LNA输入端接收功率)+(方向校正系数)+(路径损耗)-(卫星EIRP) dB 上式中， 除第一项外，其它项均由协作站提供2) 射电星法 在地面上测量天线增益时，是在距被测天线适当距离处设置接收点(或发射点)， 转动被测天线，变动其方位和仰角，从而可以得出相应的方向图、 波瓣宽度、天线增益等的 但这种方法，由于受附近各种地物反射波的影响，难以得到准确的测量结果为此，提出了各种替代法方案其中，最广泛采用的是射电星法这一方法以射电星的通量密度为标准来计算增益 其优点是各国的地球站都能用同一方法进行测量，并能相互比较通量密度较大的射电星有仙后座A、金牛座A及天鹅座A 根据地球站所在地理位置来确定采用哪个星座 国际上也推荐使用这些射电星其测量方法如图 6.3 所示，步骤如下：  (1) 将低噪声放大器接至天线，并使天线中心轴线方向对准射电星调节A1，使输出指示M=M1，此时LA1=L1，则,(6.16),式中，no′是由天线接收的射电星噪声换算到低噪声放大器输入端的功率谱；B为接收机中频带宽；T=TA+Tr为接收机噪声温度；k为玻尔兹曼常数；L1为A1的衰减量。

2) 转动天线，使之偏离射电星方向，调节A1，使在LA1= L2时M=M1，则,(6.17),由式(6.16)和式(6.17)可得两噪声输出之比R为,(6.18),设天线的面积为A，效率为ηA，馈线效率ηT，则,(6.19),式中，G为天线增益；I为射电星的通量密度，如表 6.1 所示表 6.1 。