Exemples de traitement en temps réel des interférences radioélectriques pour la radioastronomie

26/08/2017
OAI : oai:www.see.asso.fr:1301:2012-1:19600
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Exemples de traitement en temps réel des interférences radioélectriques pour la radioastronomie

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            <title>Exemples de traitement en temps réel des interférences radioélectriques pour la radioastronomie</title></titles>
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	    <date dateType="Created">Sat 26 Aug 2017</date>
	    <date dateType="Updated">Sat 26 Aug 2017</date>
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REE N°1/2012 ◗ 71 les radiotélescopes du futur Rodolphe Weber1, 2 avec la collaboration de Cédric Dumez-Viou1 , Samar Changuel1, 2 Dalal Ait-Allal1 1 Observatoire de Paris - Station de radio- astronomie de Nançay, Nançay 2 Laboratoire Prisme, université d’Orléans, Site Galilée, Orléans Introduction La sensibilité des radiotélescopes actuels est de dix ordres de grandeur plus importante que celles des systèmes de télécommunications modernes. En effet, les temps de pose sur le ciel peuvent être très longs (plusieurs heures à comparer avec les fractions de se- conde pour les systèmes de télécommunication) et les surfaces collectrices très importantes (le futur radioté- lescope international SKA, Square Kilometre Array, de par sa surface sera 10 à 100 fois plus sensible que les radiotélescopes actuels). De plus, certains récepteurs disposent d’une cryogénie pour limiter le bruit système. Tous ces aspects techniques, justifiés par des besoins scientifiques, contribuent à rendre les radiotélescopes de plus en plus performants mais également de plus en plus susceptibles aux interférences radioélectriques (RFI, Radio Frequency Interferences). Or, dans le même temps, la pression des utilisateurs sur le spectre électro- magnétique rend l’occurrence de RFI dans les observa- tions astronomiques de plus en plus probable. Dans le cadre du projet européen Radionet FP7, la station de radioastronomie de Nançay, en collaboration avec l’université d’Orléans, travaille sur l’implantation d’algorithmes de traitement en temps réel des interfé- rences sur une carte de calcul numérique universelle, Uniboard (UNIversal BOARD for radio astronomy). Dans cet article, nous commençons par présenter deux techniques de détection de RFI qui y seront im- plantées : détecteur d’impulsions radar et détecteur cy- clostationnaire. Pour finir, nous décrivons l’implantation de ces algorithmes dans ladite carte électronique. Ces résultats seront utilisés pour la détection des signaux émis par les pulsars qui, outre la dispersion liée à leur propagation, sont altérés par les RFI (voir encadré). Détecteurs d’interférences radioélectriques De nombreuses techniques de traitement des RFIs ont été proposées [1]. Pour cette application, nous nous sommes focalisés sur deux types de RFI : les RFI « large bande » et les RFI « bande étroite ». La premiè- re technique permet de supprimer, dans le domaine temporel, des interférences très courtes générées par des systèmes radar. La deuxième technique exploite une périodicité cachée présente dans les signaux de télécommunication reçus. Les canaux fréquentiels exploitables pour la radioastronomie sont ainsi sélec- tionnés automatiquement. Cette dernière approche est partiellement similaire aux techniques dévelop- pées en télécommunication pour la radio cognitive. - Détecteur de RFI impulsionnels de type radar Pour la détection en temps réel des impulsions radar sans information a priori, un détecteur robuste Exemples de traitement en temps réel des interférences radioélectriques pour la radioastronomie Radio astronomical pulsar observations require specific instrumentation and dedicated signal processing to cope with the dispersion caused by the interstellar medium. Moreover, the quality of observations can be limited by radio frequency interfe- rences (RFI) generated by Telecommunications activity. In this paper, we describe two real time algorithms proposed to remove RFI. First method, designed for rather strong RFI, is based on robust power threshold detection. The second one is based on the RFI cyclostationary properties. These algorithms have been implemented in a high performance dedicated backend UNIBOARD. abstract 72 ◗ REE N°1/2012 les radiotélescopes du futur a été proposé dans [2]. De manière simpliste, la tâche du détecteur d’impulsions radar consiste à détecter, dans un bloc de N échantillons, ceux qui dépassent un certain seuil. Cependant, l’efficacité de la détection dépend du choix du seuil de décision. Ce dernier est déterminé par un algorithme robuste qui limite les fausses alarmes. La figure 1 présente les différents blocs du détecteur : estimation robuste de la puissance de référence, détection d’impulsions fortes, détec- tion d’impulsions faibles. En radioastronomie, la statistique des signaux naturels ob- servés suit une loi gaussienne centrée. La statistique de leur puissance instantanée suit donc une loi du χ2 à deux degrés de liberté. Seule sa moyenne est nécessaire pour définir la statistique du signal. Cette valeur moyenne de la puissance de référence, notée μPLS , est estimée de façon récursive grâce à un filtre de type passe-bas récursif   (1) La constante α est équivalente à un facteur d’oubli. Nous avons choisi α de façon à assurer une constante de temps d’établissement du système légèrement inférieure à la mil- liseconde. A titre de comparaison, la période typique des radars rencontrés est de 0,67 ms. De plus, pour rendre cet estimateur robuste, les échantillons aberrants ne sont pas utilisés pour la mise à jour. Ces derniers sont détectés grâce au détecteur ci-après. Pour des impulsions radar fortes, un premier seuil est fixé à Sfort = Cfort μPLS , avec Cfort une constante définie par l’utilisa- teur (habituellement Cfort = 4). Tout dépassement ponctuel de ce seuil déclenche, via le signal, Freeze µLPS , le gel de la mise à jour de la puissance de référence, μPLS . Quant à la dé- tection d’un pulse radar, elle est positive si Nfort échantillons consécutifs dépassent le seuil fixé. Un second étage de détection permet de s’attaquer aux impulsions radar faibles. Comme précédemment, le seuil est calculé à partir de la puissance de référence, μPLS  : Sfaible = Cfaible μPLS. Par rapport au détecteur précédent, la différence réside dans les choix, respectivement, de la constante Cfaible , d’une fenêtre temporelle plus large de Nfaible échantillons et d’une condition de déclenchement spécifique. Ainsi, la présence d’une impulsion faible est validée lorsqu’un nombre minimal de détections, Nmin , a eu lieu dans cette fenêtre temporelle. Les deux détecteurs d’impulsions fortes et faibles sont en- suite fusionnés pour fournir une décision finale sur la qualité des Nfort ou Nfaible échantillons. A la figure 2 (a), nous présen- tons une partie des observations menées sur le radiotélesco- pe décimétrique de Nançay (NRT) avec et sans élimination des impulsions radar. Il apparait qu’une fois détectées et éli- minées, les interférences radar n’altèrent plus la ligne de base de l’observation. - Détecteur cyclostationnaire La plupart des signaux de télécommunication présentent une périodicité cachée en raison des caractéristiques pério- diques impliquées dans la construction du signal (fréquence porteuse, vitesse de transmission, ...). Ces paramètres sont généralement brouillés et cachés par le caractère aléatoire du message à transmettre. Dans le cadre de notre travail nous Figure 1: Schéma de principe du détecteur d’impulsion radar. REE N°1/2012 ◗ 73 Exemples de traitement en temps réel des interférences radioélectriques pour la radioastronomie nous sommes intéressés au détecteur cyclostationnaire basé sur le critère défini par : (2) où α est la fréquence cyclique représentant cette périodicité cachée et s(n) est le signal observé sur N échantillons. Ce détecteur repose sur une recherche de périodicités dans les fluctuations de la puissance instantanée. Le détail des per- formances de ce détecteur est donné dans [3]. La fréquence cyclique α n’étant généralement pas connue, une transfor- mée de Fourier permet de tester rapidement N valeurs de α régulièrement espacées. La figure 2 (b) montre un résultat obtenu en temps réel dans la bande décamétrique à l’observatoire de Nançay. Les RFI sont réels et le signal astrophysique est simulé par des pulses issus d’une diode à bruit. La bande totale est de 7 MHz. Le nombre de canaux fréquentiels est de N = 2 048. Pour chaque canal, N = 2 048 échantillons sont utilisés pour calculer le critère défini à l’équation (2). Implantation sur la carte UNIBOARD La figure 3 présente la carte UNIBOARD et donne l’ensem- ble des fonctions implantées dans le cadre de l’application « récepteur de signaux pulsar », du banc de filtres polyphasé à l’intégration des profils pulsar, en passant par le dédisperseur (voir l’encart sur les pulsars). Les différents blocs liés à la dé- tection et à la gestion des RFIs sont également insérés. Notamment, une fois que les RFI ont été détectées, il faut prendre l’action appropriée pour garantir la qualité des obser- vations obtenues. Deux options sont proposées : a) Soit fournir un signal (décision a) qui indique au récep- teur la présence d’échantillons pollués. Ces échantillons sont alors mis de côté pour une analyse ultérieure. Les échantillons peuvent même être classés par niveau de puissance. Cette option évite toute perte d’information pour le radioastronome. Il pourra décider en temps différé d’utiliser ou non les données supposées polluées. b) La seconde possibilité est plus radicale (décision b). Il s’agit de remplacer en temps réel les échantillons corrom- pus par des échantillons factices. Figure 2 : (a) détecteur de radar, exemple de la raie HI de PGC 51094 observée au NRT avec et sans élimination radar. La bande observée est de 14 MHz et les paramètres du détecteur sont Nfort = 3, Cfort = 4, Nfaible = 30, Nmin = 25, Cfaible = 0,8125 (b) détections de RFI cyclostation- naires obtenues en temps réel dans la bande décamétrique. Quatre pulses (p. 1 à p. 4) issus d’une diode de calibration sont présents. Ils simulent une source astrophysique. La courbe pointillée est la puissance mesurée sans traitement (i.e. avec RFI), la courbe pleine est la courbe après élimination des RFIs. Seuls les RFIs sont détectés. Les pulses simu- lant la source astrophysique, malgré leur puissance, ne sont pas éliminés. Figure 3 : Le projet UNIBOARD - (a) La carte Uniboard, développée par les instituts partenaires Astron et Jive, est constituée de huit composants programmables (FPGA) de la société Altera (Altera Stratix IV EP4SGX230KF40). Chaque FPGA possède quatre liaisons 10 GbitE pour se connecter directement vers l’extérieur grâce à des interfaces à liaison optique ou cuivre, soit un débit total 160 Gbit/s pour chaque colonne. Chaque FPGA dispose également de deux banques de mémoires DDR3 de 4 Go - (b) Présentation des différentes fonctions implantées dans la carte dans le cadre de l’application « récepteur de signaux pulsar ». Cette application est réalisée en partenariat avec l’université de Manchester. 74 ◗ REE N°1/2012 les radiotélescopes du futur L’option « a » peut être cumulée avec l’option « b ». Cela permet de conserver une trace des modifications imposées au signal. La nature des échantillons factices peut être définie sui- vant plusieurs possibilités : • Échantillons simplement remplacés par des zéros (couper). Son usage doit donc être limité aux cas où seulement quel- ques échantillons sont pollués, comme par exemple dans le cas du radar ; • Échantillons choisis aléatoirement dans une zone propre du signal observé (copier + coller aléatoire). Ce dernier point est réalisé grâce à une mémoire circulaire contrôlée par le détecteur. Elle contient les N derniers échantillons non pol- lués de chaque canal. Conclusion Deux techniques de détection de RFI ont été présentées dans cet article. L’intérêt de ces techniques a été prouvé dans [4] afin d’observer des pulsars. Les résultats obtenus nous ont motivés à étendre ces techniques à d’autres domaines d’applications astrophysiques puis de les implémenter sur la carte Uniboard. En outre, la station de radioastronomie et l’université d’Orléans travaillent également sur d’autres al- gorithmes exploitant les possibilités de diversité spatiale [5] qu’offrent les radiotélescopes de nouvelle génération tels que SKA ou LOFAR. D’un point de vue général, il est important de rappeler que l’efficacité de tout traitement des RFI est limitée et que la sensibilité d’un radiotélescope est toujours dégradée lorsque de telles techniques doivent être mises en œuvre. Il ne faut Les émissions des pulsars Un pulsar est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l’ordre de la seconde à quelques millisecondes) et, émettant un fort rayonnement électromagnétique qui balaie au cours du temps un cône du fait de la rotation de l’astre. Pour un observateur distant, un pulsar se signale sous la forme d’un pulse périodique, la période correspondant à la période de rotation de l’astre. Cependant, la propagation à travers le milieu fortement ionisé crée, outre une très forte atténuation, un étalement temporel du pulse, c’est le phénomène de dispersion (cf. Figure 4). La détection de ces pulses nécessite donc de mettre en œuvre une instrumentation spécifique qui va per- mettre d’inverser le processus de dispersion [4]. La présence d’interférences radioélectriques est évidemment une source potentielle de dégradation de la qualité des observations obtenues. Figure 4 : Représentations temps et fréquence d’un pulse d’un pulsar situé dans la constellation du Crabe. (a) Représentation temps fréquence qui illustre la dispersion induite par le milieu interstellaire. (b-c) Profile du pulse obtenu après annulation de la dispersion. La présence de RFI dégrade le rapport signal sur bruit du pulse (b) par rapport au cas (c). REE N°1/2012 ◗ 75 Exemples de traitement en temps réel des interférences radioélectriques pour la radioastronomie Rodolphe Weber, diplômé de l’Ecole Nationale Supérieure de l’Electronique et de ses Applications à Cergy Pontoise, est Maî- tre de conférences à l’Ecole Polytechnique d’Orléans. Spécialisé en traitement numérique du signal, il est très impliqué dans des projets de radio télescopes de nouvelle génération (projet LOFAR et SKA) à la fois sur des aspects « architectures de cartes numé- riques » et sur des aspects algorithmiques pour l’élimination des interférences radioélectriques. Cédric Dumez-Viou est ingénieur de recherche. Ses travaux ont débuté en 2003 en tant que doctorant sur l’étude et l’implémen- tation d’algorithmes temps réel implémentés en FPGA, DSP et PC. La finalité de telles études portait, d’une part, sur le traitement des interférences rencontrées lors d’observations radioastronomiques en bande décamétrique (Soleil et Jupiter) et en bande décimétri- que (raies HI et OH), et d’autre part, sur la détection automatique par critère morphologique des émissions du couple Io-Jupiter en milieu radio perturbé. Depuis, 2009, Cédric Dumez Viou est ingé- nieur de recherche CNRS à la Station de radioastronomie de Nan- çay où il poursuit des développements de récepteurs numériques dédiés à la radioastronomie. les auteurs donc pas interpréter ces possibilités de traitement comme des ouvertures vers un assouplissement des normes d’émis- sion dans les bandes radio. A ce titre, une des pistes à privi- légier en priorité est bien évidemment la mise en place de zones de silence radio autour des radiotélescopes. C’est le moyen le plus efficace de garantir le maximum de sensibilité et de limiter les coûts financiers gigantesques qu’induit forcé- ment le déploiement de calculateurs numériques avec leurs algorithmes d’élimination. A terme, il est envisagé d’utiliser une batterie de détec- teurs qui alimenteront une base de données sur la qualité des observations. Le radioastronome pourra alors consulter cette base pour vérifier l’intégrité de ses données avant leur exploitation scientifique. Remerciements Les auteurs remercient la Commission européenne du FP7 [projet PrepSKA (contrat n° 212243) et le projet Radionet FP7 Uniboard (contrat n° 227290)], l’ANR (contrat n° ANR-09-BLAN-0225-04), pour le financement d’une par- tie de ce travail. Références [1] A.-J.Boonstra,R.Weber,“RFIMitigationMethodsInventory”, SKADS, FP6 European project, DS4T3 Deliverable 1, 72 p., 2009. [2] C. Dumez-Viou, “Radioastronomical sources restoration from hostile radioelectric environment: Implementation of real-time detectors for dynamic spectra analysis” Ph. D thesis, université d’Orléans, September 2007. [3] R.Weber,P. Zarka,V.-B.Ryabov,R.Feliachi,J.-M.Grießmeier, L. Denis, R.-V. Kozhyn, V.-V. Vinogradov, P. Ravier, “Data preprocessing for decametre wavelength exoplanet detection: an example of cyclostationary rfi detector”, EUSIPCO’07, Poznan, Poland, September 2007. [4] D. Ait-Allal, R. Weber, I. Cognard, G. Desvignes, G. Theureau, “RFI mitigation in the context of pulsar coherent de- dispersion,” EUSIPCO, Glasgow, August 2009. [5] G. Hellbourg, R. Weber, C. Capdessus, A.-J. Boonstra “Cyclostationary approaches for spatial RFI mitigation in radio astronomy”, Comptes-rendus Physique, 13, 2012.