太陽閃爍影響下的星際通信鏈路參數(shù)設(shè)計

姚秀娟，劉 波，杜藝穎，張 明

(1. 中科院國家空間科學(xué)中心，北京100190；2. 中國科學(xué)院大學(xué)，北京100190)

0 引 言

隨著我國空間科技水平的提升，空間探測任務(wù)呈現(xiàn)系列化發(fā)展的趨勢，太陽活動以及日地耦合關(guān)系及其對人類活動的影響將成為研究的熱點。在這些與太陽有關(guān)的探測任務(wù)中，探測器往往圍繞太陽運(yùn)轉(zhuǎn)，受到太陽閃爍等活動影響的頻次多，持續(xù)時間長，嚴(yán)重情況下可能導(dǎo)致通信中斷甚至探測器目標(biāo)失聯(lián)。如在伽利略探測任務(wù)中，曾發(fā)生過當(dāng)SEP(Sun-Earth-Probe)角為2.9°～5.8°之間時，地球站連續(xù)7天無法跟蹤到S波段的下行遙測信號的現(xiàn)象[1]；Opportunity和Curiosity火星探測器也曾在SEP角小于0.6°時，與地球之間的測控通信鏈路發(fā)生中斷[2]。在常規(guī)的通信鏈路設(shè)計中，往往重點考慮自由空間損耗、雨衰、極化損耗等，忽略或簡化太陽閃爍的影響，而在與太陽有關(guān)的探測任務(wù)中，太陽閃爍成為影響通信質(zhì)量甚至鏈路可靠鏈接的至關(guān)重要因素。通信頻率的選擇、傳輸信號帶寬、調(diào)制方式，甚至接收機(jī)鎖相環(huán)路帶寬的設(shè)計，都會受到太陽閃爍起伏程度及其作用距離的制約。參數(shù)設(shè)計不當(dāng)，不但會造成誤碼率升高，嚴(yán)重情況下還會造成通信中斷。本文提出一種太陽閃爍影響下的通信參數(shù)設(shè)計方法，以抵抗其對星地通信鏈路帶來的影響。該方法同樣適用于星間組網(wǎng)通信鏈路。

1 太陽閃爍及其評價指標(biāo)

太陽閃爍(Solar Scintillation)是指由于太陽日冕或太陽風(fēng)不規(guī)則運(yùn)動引起的射電源觀測記錄或空間無線傳輸信號的不規(guī)則幅度起伏，最早于上個世紀(jì)50年代由劍橋大學(xué)的英國天文學(xué)家Hey等發(fā)現(xiàn)[3-4]。1964年，Hewish等發(fā)現(xiàn)了太陽風(fēng)中拋射的不均勻等離子體是導(dǎo)致行星際閃爍(Interplanetary Scintillation,IPS)的原因，并發(fā)現(xiàn)行星際閃爍會對無線電波產(chǎn)生影響[5]，首次將無線電波的傳輸與太陽閃爍的作用之間建立起聯(lián)系。經(jīng)過近半個世紀(jì)的持續(xù)研究，2005年，Morabito等證明了等離子體的密度起伏與太陽之間的距離的關(guān)系[6]，即：在距離太陽四個太陽半徑外的區(qū)域，等離子體密度起伏較小，可看作為均勻分布的等離子體；在距離太陽四個太陽半徑內(nèi)的區(qū)域，太陽風(fēng)中的等離子體的擾動和不規(guī)則起伏明顯增強(qiáng)，不再是均勻分布。對無線電信號傳輸?shù)挠绊懸惨运膫€太陽半徑的距離為區(qū)分：小于四個太陽半徑，產(chǎn)生的影響主要是群延遲、色散、法拉第旋轉(zhuǎn)和吸收；大于四個太陽半徑，除了發(fā)生群延遲、色散、法拉第旋轉(zhuǎn)和吸收外，還將出現(xiàn)幅度(強(qiáng)度)閃爍，相位(多普勒)閃爍和頻譜擴(kuò)展等現(xiàn)象。

用閃爍指數(shù)m表示閃爍信號的起伏程度，定義為強(qiáng)度起伏的均方根值與強(qiáng)度均值之比[7]。一般認(rèn)為，閃爍指數(shù)m<1屬于弱閃爍；m=1時，達(dá)到飽和狀態(tài)，屬于強(qiáng)閃爍；0.3

因此，SEP角、閃爍指數(shù)、通信頻率是進(jìn)行閃爍起伏評價的三個重要指標(biāo)。

2 通信鏈路與SEP角

當(dāng)探測器沿著一定軌道運(yùn)轉(zhuǎn)時，地球站和探測器之間需要建立雙向通信鏈路，以進(jìn)行下行遙測、上行遙控指令信息的交互，大量的科學(xué)探測數(shù)據(jù)由于占用的傳輸帶寬較寬，一般通過專用的數(shù)據(jù)傳輸鏈路下傳。因此，探測器與地球站之間一般存在三條通信鏈路：上行遙控鏈路、下行遙測鏈路和數(shù)據(jù)傳輸鏈路。根據(jù)ITU對空間探測業(yè)務(wù)的頻率劃分規(guī)定[10]，上行遙控鏈路建議采用頻率為：S頻段2025 MHz～2120 MHz、X頻段7145 MHz～7235 MHz、Ka頻段34.2 GHz～34.7 GHz；下行遙測鏈路和數(shù)傳鏈路建議采用的頻率為：S頻段2200 MHz～2300 MHz、X頻段8025 MHz～8500 MHz、Ka頻段25.5 GHz～27 GHz和31.8 GHz～32.3 GHz。故而，空間探測任務(wù)的通信鏈路可概括為S、X、Ka波段的上、下行鏈路。由于空間探測任務(wù)的通信距離跨越了2×106km的界限，本文并未按照‘近地’和‘深空’來進(jìn)行頻率劃分。

當(dāng)通信鏈路和通信頻率明確后，無線電信號受太陽閃爍影響程度的另外一個重要因素就是SEP角。通信鏈路與SEP角之間的幾何關(guān)系可用圖1表示。其中，R0是太陽半徑，約為6.96×105km，R是太陽中心到通信鏈路的徑向最小距離，M是其交點，L1是從地球站E到M點的距離，L2是從探測器P到M點的距離，Re是地球到太陽的距離，即1AU，約為1.5×108km。

由圖1可知，當(dāng)SEP角α減小時，太陽距離無線電波傳輸路徑的最小距離R將減小，閃爍影響程度增大，導(dǎo)致信號傳輸誤碼率增高直至通信中斷；反之，受太陽閃爍的影響將減小。如果某空間探測任務(wù)的軌道為太陽極軌軌道，遠(yuǎn)日點為10AU，近日點為0.5AU，地球站選擇為北京站，則根據(jù)圖1的幾何關(guān)系可以仿真計算出地球站與探測器之間的SEP角。

圖2為從2021年1月1日開始，一個軌道周期的SEP角的變化曲線。根據(jù)軌道仿真情況，該探測器在軌運(yùn)行約1667天后，SEP角將會出現(xiàn)連續(xù)10天小于2.3°的情況，最小值達(dá)到1.08°，局部放大如圖3所示。根據(jù)Cassini號的實際觀測數(shù)據(jù)可知，在SEP角小于2.3°的情況下，太陽閃爍指數(shù)m>0.3時，在S頻段和X頻段的通信鏈路將會中斷[11]。如果上述探測器采用S頻段進(jìn)行作為測控頻率，采用X頻段作為數(shù)傳頻率，則在SEP角小于2.3°的這段時間內(nèi)，地球站將無法與之進(jìn)行通信。在進(jìn)行軌道設(shè)計及通信策略規(guī)劃時必須充分考慮這一點。

3 太陽閃爍對通信鏈路的影響

太陽連續(xù)發(fā)出的太陽風(fēng)和偶爾發(fā)生的日冕物質(zhì)拋射等太陽事件，是影響無線電波傳播的因素，對單頻電磁波信號，會產(chǎn)生幅度閃爍、頻譜擴(kuò)展、相位閃爍等現(xiàn)象[12]；對于通信鏈路中具有一定帶寬的電磁波信號，還產(chǎn)生時延擴(kuò)展等現(xiàn)象。如果把太陽風(fēng)中的等離子體看作連續(xù)隨機(jī)介質(zhì)，可以用連續(xù)隨機(jī)介質(zhì)中的波傳播理論來研究太陽閃爍[13]。

3.1 幅度閃爍

幅度閃爍也叫強(qiáng)度閃爍，當(dāng)無線電信號穿過Fresnel區(qū)域時，由于湍流介質(zhì)的散射作用，電波射線路徑和波前相位會發(fā)生改變，導(dǎo)致信號幅度圍繞其平均值發(fā)生快速變化。幅度閃爍反映了太陽風(fēng)中中小尺度帶電粒子密度的起伏，用閃爍指數(shù)來描述。

根據(jù)Berman等人的研究[14-15]，行星際空間中等離子體的密度是與太陽距離相關(guān)的函數(shù)，雖然隨著太陽活動周期的不同會有所變化，但基本表達(dá)式是一致的。式(1)為等離子體密度(等離子體中電子的密度)的表達(dá)式。

ne(R)=a(R/R0)b+c(R/R0)d

(1)

其中，R0為太陽半徑，R為通信鏈路與太陽中心點的徑向距離，單位為m，a、b、c、d的值與太陽活動有關(guān)，隨太陽活動周期而改變。根據(jù)“海盜號”(Viking)深空探測器對太陽風(fēng)的直接探測結(jié)果[16]，結(jié)合中國地區(qū)的電離層模型[17]，可以擬合得到a=2.39×1014,b=-6,c=1.67×1012,d=-2.3，代入式(1)可得式(2)。

ne(R)= 2.39×1014(R/R0)-6

+1.67×1012(R/R0)-2.3

(2)

對于球面波，利用Rytov近似[18]，經(jīng)過推導(dǎo)計算可以得到幅度起伏的方差：

(3)

根據(jù)Jokipii的證明[19]，閃爍指數(shù)為：

(4)

則根據(jù)公式(3)、(4)可以推導(dǎo)出閃爍指數(shù)與無線電波頻率、通信鏈路、太陽距離之間的關(guān)系為：

m=2σx=2k7/12(a1R)1/2(L1L2/(L1+L2))5/12Cn0

(5)

式(5)為閃爍指數(shù)的理論計算公式。由于閃爍與等離子體密度相關(guān)，Ho C M等人還給出了弱閃爍情況下的閃爍指數(shù)的經(jīng)驗公式[20]

m=a0f-1.42e(m≤1)

(6)

式中，a0=2.07×10-20，f為無線電波頻率，單位是GHz，e是徑向總電子數(shù)，定義為沿徑向路徑從a到∞的積分：

(7)

結(jié)合式(2)可計算出：

e=1.35×1023(R/R0)-5+2.1×1021(R/R0)-1.3

(8)

代入公式(6)可得：

m= 2.07×10-20×f-1.42×1.35×1023(R/R0)-5+

2.1×1021(R/R0)-1.3

(9)

將各參數(shù)分別代入公式(5)和公式(9)，可以驗證采用經(jīng)驗公式計算得到的閃爍指數(shù)m與理論計算得到的值是相統(tǒng)一的。

3.2 頻譜擴(kuò)展

頻譜擴(kuò)展指的是無線電信號穿過太陽風(fēng)中的不均勻分布的等離子體時，由于等離子體的作用而產(chǎn)生的信號半功率帶寬增大的現(xiàn)象。電磁波在隨機(jī)介質(zhì)中傳播時，相位起伏會產(chǎn)生信號頻率變化，表現(xiàn)為頻譜擴(kuò)展。頻譜擴(kuò)展同時反映了太陽風(fēng)中等離子體的密度起伏和太陽風(fēng)速度的變化。

根據(jù)Goldstein等人對信號半功率帶寬的定義[21-22]

(10)

P(f)為接收信號在(-∞～+∞)上的時間頻譜。對于經(jīng)典的Kolmogorov譜，可以得到頻譜擴(kuò)展后的帶寬B為：

B=0.542(Cn0k)6/5(a1R)3/5v

(11)

其中，v為傳播路徑上距離太陽最近點垂直于傳播方向的平均太陽風(fēng)速度，它與電子密度有關(guān)，其它參數(shù)的定義與上文相同。由式(11)可以看出，頻譜擴(kuò)展不僅與無線電信號的頻率有關(guān)，而且與太陽風(fēng)速度有關(guān)，且不會飽和。

Ho C M等人給出了頻譜擴(kuò)展的經(jīng)驗公式為[20]

B=c0f-1.2e1.2

(12)

其中c0=1.14×10-24，f為電磁波頻率，單位是GHz，e是徑向總電子數(shù)，定義與上文相同。由式(12)可見，頻譜擴(kuò)展與頻率f1.2成反比，即頻率越高，頻譜擴(kuò)展越小。

3.3 相位閃爍

相位閃爍是無線電信號穿過太陽風(fēng)區(qū)域時產(chǎn)生的相位的快速變化。相位閃爍將導(dǎo)致無線電信號的頻率變化。由于探測器和地球站之間的快速相對運(yùn)動會造成接收端信號發(fā)生多普勒頻移，因此，相位閃爍可以看作是多普勒頻移的噪聲，也叫做多普勒閃爍。

NASA測量了大量行星際空間中電離介質(zhì)引起的相位閃爍，并且得到了觀測結(jié)果和理論表達(dá)式[23-24]。相位閃爍的時間頻譜用式(13)表示：

(13)

則相位起伏的方差為：

(14)

式中，f1和f2分別為頻率起伏的兩個極限值，p為譜指數(shù)，當(dāng)p=11/3時，譜為Kolmogorov譜，其他為Shkarosfsky譜。

定義多普勒閃爍的均方根值為σD，表示相位閃爍的程度，單位為Hz，WD(f)是多普勒閃爍的頻譜。則

(15)

在雙向通信模式下

σD=0.088cn0k(v)5/6(a1R)1/2

(16)

式中的參數(shù)如前所述。由式(11)和式(16)可以看出，相位閃爍和頻譜擴(kuò)展相似，與太陽風(fēng)中等離子體的密度起伏和太陽風(fēng)的速度有關(guān)，而且同樣不會飽和。

Ho C M等人根據(jù)實際觀測數(shù)據(jù)同樣給出了相位閃爍的多普勒均方根值σD的經(jīng)驗表達(dá)式[20]：

σD=b0f-1e

(17)

其中，b0=1.64×10-21，f為電磁波頻率，單位是GHz，e是徑向總電子數(shù)，定義同前。由式(17)可見，相位閃爍與頻率f成反比，即頻率越高，相位閃爍越小。

3.4 時延擴(kuò)展

時延擴(kuò)展是指具有一定帶寬的無線電信號在穿過太陽風(fēng)中的不均勻分布的等離子體時，由于等離子體的作用而產(chǎn)生的時延不一致的現(xiàn)象。時延擴(kuò)展是相干帶寬的倒數(shù)[25]，可以從研究相干帶寬出發(fā)來研究時延擴(kuò)展。

相干帶寬表示信道在兩個頻率處的頻率響應(yīng)保持強(qiáng)相關(guān)時的最大頻差，它是利用非時變雙頻二階矩的拋物線方程推導(dǎo)出的[26-27]。太陽附近的不規(guī)則等離子體的相干帶寬表達(dá)式為：

(18)

其中λ為電磁波在介質(zhì)中的波長，ω為電磁波的角頻率，ωp為等離子體的角頻率，相位起伏的方差

(19)

(20)

式(20)中，L0為太陽風(fēng)湍流結(jié)構(gòu)外尺度，l0為太陽風(fēng)湍流結(jié)構(gòu)內(nèi)尺度，K為虛宗量Hankel函數(shù)。

由式(18)可以看出，相干帶寬fcoh隨著電磁波角頻率ω的增大而增大，即時延擴(kuò)展隨著電磁波角頻率的增大而減小。根據(jù)電磁波的傳播理論可知，只有當(dāng)電磁波的角頻率遠(yuǎn)大于傳輸介質(zhì)的角頻率時，電磁波才能在該種傳輸介質(zhì)中傳播。即ω?ωp是進(jìn)行信號傳輸帶寬設(shè)計的重要依據(jù)。

4 通信鏈路參數(shù)設(shè)計與仿真

太陽閃爍引起的幅度閃爍、頻譜擴(kuò)展、相位閃爍、時延擴(kuò)展會給接收端造成信噪比降低、跟蹤環(huán)路失鎖、碼間串?dāng)_等現(xiàn)象，表現(xiàn)在通信質(zhì)量上則是信道誤碼率的升高甚至通信中斷。對于運(yùn)行軌道接近太陽的探測任務(wù)，在進(jìn)行通信鏈路設(shè)計時，除了要考慮自由空間損耗、雨衰、極化損耗等常規(guī)通信方式下的鏈路參數(shù)外，在通信頻率選擇、傳輸信號帶寬設(shè)計、調(diào)制方式選擇、鎖相環(huán)路帶寬設(shè)計等方面必須要考慮太陽閃爍對通信鏈路的影響。

4.1 頻率選擇

由公式(5)可以看出，閃爍指數(shù)與通信頻率之間為反比的關(guān)系，如Ka頻段與X頻段的信號的起伏強(qiáng)度與頻率之間的關(guān)系為

(21)

式(21)說明，在同樣的SEP角情況下，太陽閃爍對X頻段(8.4 GHz)的影響程度比Ka頻段(26.5 GHz)高出約7.1 dB。因此，選擇盡可能高的通信頻率是應(yīng)對太陽閃爍影響的策略之一。

對于第2節(jié)所述的空間探測器，采用軌道計算仿真工具可以計算出R、L1、L2的數(shù)值，代入公式(5)仿真出閃爍指數(shù)與通信頻率之間的關(guān)系，如圖4所示。

由圖4可以看出，Ka頻段承受太陽閃爍的能力要優(yōu)于X頻段和S頻段。當(dāng)三個頻段的閃爍指數(shù)達(dá)到飽和時(m=1)時，相對應(yīng)的SEP角分別為αKa=3°,αX=1.3°,αS=0.8°。在SEP角小于3.0°的這段時間內(nèi)，探測器與地球站之間的S波段通信鏈路將發(fā)生中斷。而S波段是我國現(xiàn)階段測控頻率的常用頻段。因此，為了提高測控弧段的覆蓋范圍，建議提高測控頻率或者采用空間中繼測控的方式。

4.2 信號傳輸帶寬設(shè)計

當(dāng)SEP角較小時，信號傳輸帶寬W定義為使傳輸誤碼率最優(yōu)情況下的帶寬。為了達(dá)到最優(yōu)的傳輸誤碼率，W應(yīng)滿足B?W?fcoh。

為了求得fcoh，必須先明確式(18)和式(19)中各參數(shù)的取值。這里取太陽風(fēng)電子密度模型Ne(R)為文獻(xiàn)[28]提出的模型，電子密度的均方值σne與Ne(R)的比例為0.275，太陽風(fēng)速度為500 km/s，太陽風(fēng)湍流結(jié)構(gòu)外尺度為L0=106km，太陽風(fēng)湍流結(jié)構(gòu)內(nèi)尺度為l0=102km，電子密度起伏方差σξ=0.5，電磁波頻率f=2.3 GHz/8.4 GHz/26.5 GHz，其它參數(shù)同前。則可以仿真計算出相干帶寬fcoh，如圖5所示。

由圖5可以看出，等離子體相干帶寬與無線電信號的頻率有關(guān)系，頻率越高，相干帶寬越寬。當(dāng)SEP角小于1°時，隨著SEP角的減小，相干帶寬急劇降低。當(dāng)SEP角大于1°時，相干帶寬的變化趨勢緩慢。在相同的SEP角情況下，Ka頻段的相干帶寬要大于X波段和S波段的相干帶寬，即Ka頻段的時延擴(kuò)展要小于X波段和S波段。為了達(dá)到誤碼率最優(yōu)，在SEP角為1°時，三種頻率下的信號傳輸帶寬應(yīng)分別滿足：WS<<100 kHz，WX<<100 MHz，WKa?1 GHz。

4.3 調(diào)制方式的選擇

對于上文提到的空間探測任務(wù)，經(jīng)過仿真分析可知，閃爍指數(shù)的取值范圍為0.1

γ=(1-m2)1/2/(1-(1-m2)1/2)

(22)

可以計算仿真出在不同調(diào)制方式下的誤碼率曲線。在無閃爍情況下，Rician因子γ=198.5，仿真出的誤碼率曲線如圖6所示。

圖7是閃爍指數(shù)m分別為0.1,0.3,0.5,0.8時，調(diào)制方式分別為BPSK、QPSK、8PSK、4FSK情況下的誤碼率曲線。當(dāng)閃爍指數(shù)m<0.1時，BPSK、QPSK、8PSK、4FSK四種調(diào)試方式的誤碼率曲線與理論值相比變化不明顯；在BER=10-6的條件下，當(dāng)閃爍指數(shù)m由0.1過渡到0.3時，BPSK/QPSK解調(diào)需要的Eb/N0增加了2.98 dB，8PSK解調(diào)需要的Eb/N0增加了2.91 dB，而4FSK解調(diào)需要的Eb/N0增加了3.66 dB；同樣，當(dāng)閃爍指數(shù)m由0.3過渡到0.5時，BPSK/QPSK解調(diào)需要的Eb/N0增加了20.91 dB，8PSK解調(diào)需要的Eb/N0增加了19.82 dB，而4FSK解調(diào)需要的Eb/N0增加了23.18 dB；當(dāng)閃爍指數(shù)m=0.8時，四種解調(diào)方式需要的Eb/N0均超過了50 dB，這在工程上基本是不可實現(xiàn)的。因此，為抵抗太陽閃爍的影響，當(dāng)近太陽區(qū)域探測或者太陽活動較為劇烈時，8PSK調(diào)制方式是可選方式之一。

4.4 鎖相環(huán)路帶寬設(shè)計

根據(jù)王國軍、史建魁等人的研究[30]，太陽至地球之間的星際鏈路的太陽風(fēng)速度為20 km/s到500 km/s，出現(xiàn)太陽事件時可能達(dá)到1000 km/s以上。選取傳播路徑上距離太陽最近點垂直于信號傳播方向的平均太陽風(fēng)速度為500 km/s，代入式(11)和式(16)，可以計算出此時的頻譜擴(kuò)展帶寬B和相位閃爍σD，如圖8和圖9所示。

由圖8可以看出，當(dāng)SEP角為1°時，Ka頻段的頻譜擴(kuò)展約為30 Hz，而X頻段和S頻段的頻譜擴(kuò)展分別為65 Hz和100 Hz。在弱閃爍情況下，頻譜擴(kuò)展的影響遠(yuǎn)小于幅度衰落的影響，因此，在進(jìn)行通信參數(shù)設(shè)計時，頻譜擴(kuò)展往往不是發(fā)射端重點考慮的指標(biāo)，但對于接收機(jī)的跟蹤環(huán)路的影響卻是需要重視的環(huán)節(jié)。如果頻譜擴(kuò)展過大，為了能夠捕獲所有的頻率信號，跟蹤環(huán)路的帶寬就必須足夠?qū)?，而過寬的環(huán)路帶寬反而引入了熱噪聲導(dǎo)致鎖相環(huán)失鎖。根據(jù)對MGS(Mars Global Surveyor)火星探測器獲得的FSR(Full Spectrum Recorder)頻譜[31]的分析可知，通信模式對頻譜擴(kuò)展也有影響，當(dāng)采用雙向和三向通信模式時，上行鏈路的頻譜擴(kuò)展影響會疊加于下行鏈路之上，惡化下行鏈路信號的傳輸質(zhì)量。因此，地面接收機(jī)的鎖相環(huán)路帶寬需具有一定的自適應(yīng)能力。

由圖9可以看出，當(dāng)SEP角小于1°時，三個頻段的相位閃爍劇烈；當(dāng)SEP等于1°時，S頻段的相位閃爍約為30 Hz，X頻段和Ka頻段的相位閃爍均小于1 Hz；當(dāng)SEP大于2°時，三個頻段的相位閃爍都可以忽略不計。由于航天器上的應(yīng)答機(jī)和接收機(jī)都是窄帶系統(tǒng)，大的相位閃爍將使鎖相環(huán)頻繁產(chǎn)生跳周。因此，在近太陽區(qū)域探測時，建議航天器上采用單向開環(huán)或?qū)拵Ы邮諜C(jī)。

5 結(jié) 論

本文提出一種根據(jù)通信鏈路與太陽的幾何關(guān)系，計算太陽風(fēng)中等離子體作用于無線電波的幅度統(tǒng)計特性、時間譜特性，指導(dǎo)通信鏈路的頻率選擇、傳輸信號帶寬設(shè)計、調(diào)制方式選擇、鎖相環(huán)路帶寬設(shè)計的方法，以某空間探測任務(wù)為例進(jìn)行了S、X、Ka三種頻段下的信號傳輸性能仿真分析，結(jié)果表明，在太陽閃爍指數(shù)m<0.3的情況下，采用Ka頻段+8PSK調(diào)制相結(jié)合的方式，對于太陽閃爍的抵抗能力最強(qiáng)，可作為工程實際系統(tǒng)設(shè)計的參照。