Meteorspredning: teori og praksis (2023)

Hjem-Teknologi-Electronica-Radioteknikk-Radioamatørmagasiner-VHF melder- Meteorspredning: teori og praksis

1. Introduksjon

Når meteoritter kommer inn i jordens atmosfære, produserer de et lysfenomen som kalles en meteor (populært kjent som et stjerneskudd). Spesielt store meteoritter fordamper ikke fullstendig og kan da falle ned på jorden. Meteorobservatøren plotter vanligvis de tilsynelatende meteorbanene på et stjernekart, og noterer plasseringen og tidspunktet for observasjonen, varigheten og lysstyrken til meteorene. Observasjoner er samlet over hele verden (c/o British Astronomical Association, Burlington House, Picadilly, London WIV ONL). Der gjennomføres det evalueringer og oppsummeringer som vil bli omtalt senere.

2. The Radiant

Når man skriver inn flere meteorer i et stjernekart, er det umiddelbart tydelig at forlengelsen av meteorenes tilsynelatende veier sammenfaller på ett punkt på himmelen. Dette punktet kalles strålende. Så radianten er punktet som meteorene kommer fra; det faktum at meteorsporene ser ut til å være vidt spredt på himmelen er forårsaket av observatørens perspektiv på jorden.

3. Frekvensen av meteorer

Hvis man observerer frekvensen av meteorer som en funksjon av tiden på døgnet, så er det en avhengighet slik at antallet meteorer er størst ved soloppgang. Årsaken er at jorden beveger seg rundt solen (med en hastighet på ca. 30 km/s). Jordens bevegelse er altså til enhver tid rettet mot et punkt som ligger i planet for jordbanen, ekliptikken, 90° foran solen. Dette punktet kalles toppen av jordbevegelsen. Som man kan se i figur 1, er imidlertid den delen av jorden som vender mot toppen der soloppgangen er samtidig. På dette tidspunktet fanger jorden et spesielt stort antall støvpartikler (meteoritter) som befinner seg i det interplanetære rommet, mens det på kveldssiden av jorden bare faller meteoritter, hvis hastighet er større enn jordens rundt solen.

Figur 1: Jordens bane rundt solen: Mange meteorer treffer jorden i området for soloppgang

Frekvensen av meteorer varierer også fra dag til dag. Dette er fordi jorden møter forskjellige tettheter av partikler i det interplanetære rommet gjennom året når den går i bane rundt solen. Dette skaper en årssyklus i meteorfrekvensen, som har et maksimum i juli og et minimum i februar (fig. 2).

Figur 2: Forløpet til de sporadiske meteorene

4. Sporadiske meteorer og meteorbyger

Bestemmer man frekvensen til meteorene hver dag i flere år, viser det seg at denne varierer fra dag til dag, og at det enkelte dager i året oppnås ekstraordinært høye tellinger. En nærmere titt (stjernekart) ved tider med høy meteoraktivitet viser at et stort antall meteorer kommer fra samme strålende på disse tidspunktene. Disse tidene med økt meteoraktivitet kalles meteorregn (eller svermer), der meteorskuren er oppkalt etter stjernebildet der dens strålende ligger (f.eks. Lyridene har sin utstråling i Lyra, Orionidene i Orion, Perseidene i Perseus, etc. . ). I det minste noen av meteorregnene kommer fra restene av tidligere kometer. I dette tilfellet er forutsetningen for forekomsten av meteorregn at kometens bane har et felles punkt med jordens bane. Det kan skje at kometens materie har spredt seg over hele banen. I dette tilfellet er meteorfrekvensen relativt lav, men kan vare i flere dager (f.eks. Taurids i november); hvis kometstoffet fortsatt hovedsakelig er i nærheten av den tidligere kometen, kan antallet meteorer være stort, men aktiviteten varer ikke særlig lenge (f.eks. Perseider i august). Når Jorden passerer veldig nær den tidligere kometen, kan meteorbyger være usedvanlig aktive. Et eksempel på dette er drakonidene i oktober, hvor det var et skue med flere tusen meteorer i rundt 30 minutter i 1946. Tidligere har de mest forskjellige meteorregnene vært usedvanlig aktive (f.eks. Leonids 1967); Dessverre kan ingen spådommer gis for fremtiden. I det følgende refereres det hovedsakelig til meteorbyger (alle andre meteorer kalles sporadiske meteorer), siden disse er de mest interessante for radioamatører. Antall sporadiske meteorer er omtrent 10/t for den optiske observatøren, mens antallet regnmeteorer kan nå en verdi på omtrent 100/t.

En tabell med datoene for de store meteorregnene finnes i mange astronomiske årbøker. Det må tas i betraktning at på grunn av ulik lengde på året (skuddår) og jordens ujevn hastighet i sin bane rundt solen, passerer ikke jorden de samme punktene i det interplanetariske rommet hvert år på samme tid. på kalenderen. Derfor, i de astronomiske kalendere, er forekomsttidene for maksima for meteorregnene gitt for hvert år (tabell 1).

Å kjenne denne maksimale tiden sammen med bredden og styrken til meteorskuren er viktig for å planlegge eksperimenter med meteorspredning. World Center for Meteor Observations nevnt innledningsvis har bestemt frekvensfordelinger for ulike meteorbyger som en funksjon av tid. På bilde 3 og 4 er disse kurvene vist for de to største bygene, Quadrantidene (4. januar) og Perseidene (rundt 12. august). Man kan tydelig se at Quadrantid-dusjen bare er ca. 9 timer bred, mens Perseid-dusjen varer i ca. 3 til 4 dager. For eksempel, 2. eller 5. januar, er avtaler om Quadrantidene ubrukelige.

Figur 3: Aktiviteten til Perseiddusjen

Figur 4: Aktiviteten til Quadrantid-dusjen

5. Det strålendes vei på himmelen

Enda et annet grunnleggende faktum innen astronomi må nevnes før praksisen med meteorspredningen kan diskuteres: På grunn av jordens rotasjon om sin egen akse på omtrent 24 timer, beskriver alle punkter på himmelen en sirkulær bevegelse rundt himmelpolene ( på den nordlige halvkule jorden rundt polstjernen). Avhengig av hvor langt disse punktene er fra polen, beskriver disse punktene (dvs. alle stjerner, men også meteorradianer og solen) store eller små sirkler rundt polarstjernen. Hvis avstanden fra North Star er liten, beskrives en fullt synlig sirkel, hvis avstanden er større enn observatørens breddegrad (i Tyskland ca. 50°), så går stjernen eller strålen (eller solen) under horisonten i norden. Men hvis meteorstrålingen er under horisonten, kan ingen meteorer som er synlige for oss dannes i atmosfæren. Det er derfor nødvendig å vite posisjonen til strålen på himmelen når som helst på dagen for ikke å lete etter meteorer på upassende tidspunkt.

I de astronomiske tabellene er koordinatene til radianten i rett oppstigning og deklinasjon gitt for hver meteorregn. Denne informasjonen kan konverteres til såkalte horisontale koordinater ved hjelp av noen formler for sfærisk trigonometri og med kunnskap om "siderisk tid". Disse er gitt som høyden over horisonten (0° til 90°) og som kardinalretningen (fra 0° til 360°). Det skal imidlertid bemerkes at de horisontale koordinatene kun er gyldige for en viss geografisk breddegrad på jorden. Figur 5 viser forløpet til radianten på himmelen for kvadrantidene (3. eller 4. januar). Tallene på kurven indikerer tiden radianen er i tilsvarende retning. Du kan se at Quadrantid-dusjen er en såkalt sirkumpolar dusj, det vil si at den ikke går under horisonten (i hvert fall på vår breddegrad). Andre byger, som Geminidene, går under horisonten. Geminid-dusjen (som stjernene og solen) står opp i øst (men kl. 17.00) og går ned i vest (kl. 11.00). Alle tider knyttet til meteorbygene (bortsett fra tidspunktet for maksimum) er oppgitt i lokal tid (for oss i CET). Disse lokale tidene gjelder hvor som helst på jorden på 50. breddegrad.

Figur 5: Strålingsbanen (kvadrantdusjen) på himmelen

6. Radiobølgerefleksjonsoperasjoner på meteorstier

Nå har vi nok astronomisk kunnskap til å forstå praksisen med å reflektere radiobølger utenfor meteorstiene. Radiobølger reflekteres av elektrisk ledende stoffer. Elektrisk ledningsevne er tilstede når det er frie ladningsbærere (elektroner eller ioner) i saken. Når meteoritter kommer inn i jordens atmosfære, produseres ikke bare et lysende fenomen, men den fordampende partikkelen etterlater også et ionisert spor i kjølvannet. Dette sporet diffunderer raskt fra hverandre, men så lenge ioniseringen fortsatt er stor nok, kan den reflektere radiobølger så lenge den kjente refleksjonsbetingelsen er oppfylt. Når det gjelder radaranordningen (dvs. sender og mottaker på samme sted), betyr refleksjonstilstanden at radiostrålen må treffe løypa vinkelrett (backscatter). I tilfelle av spredning fremover (dvs. sender og mottaker langt fra hverandre), er refleksjonsbetingelsen tilfredsstilt når sporet er tangent til en ellipsoide med senderen i det ene fokuset og mottakeren i det andre fokuset.

7. Forskjellen mellom ping og utbrudd

Ved refleksjoner av radiobølger fra meteorstier må det fysisk skilles mellom de såkalte undertette og overtette løypene. Med undertette stier er elektrontettheten så lav at bølgen forplanter seg gjennom stien. Spredning skjer ved de enkelte elektronene. Den mottatte energien beregnes ved å legge til energiene som oppstår etter spredning på elektronene, med tanke på retningene og fasene. Ettersom sporet endres raskt på grunn av diffusjon, øker faseforskjellene i bidragene fra de enkelte elektronene og mottaksenergien avtar raskt. Signalene du mottar er veldig korte og kalles "pings"; de varer bare brøkdeler av et sekund. Deres varighet er proporsjonal med kvadratet av bølgelengden, dvs. H. ping på 10m-båndet tar omtrent 25 ganger lengre tid enn på 2m-båndet. I 70 cm-båndet er de bare 1/10 så lange som ved 2 m. Den mottatte energien er proporsjonal med kuben til bølgelengden. Så ved 10 m bølgelengde er signalstyrken omtrent 120 ganger større enn i 2 m-båndet og ved 70 cm er den omtrent 30 ganger svakere. Med undertette stier kan elektrontettheten være opptil 1014 elektroner per meter.

Hvis tettheten øker, trenger ikke bølgen lenger gjennom det ioniserte mediet, men reflekteres totalt på overflaten. Da snakker man om overtette stier. De mottatte signalene varer da lenger og kalles "bursts". Igjen, deres varighet er proporsjonal med kvadratet av bølgelengden, og deres intensitet er direkte proporsjonal med bølgelengden. Det samme sporet viser et 10dB o.s.-utbrudd ved 2m bølgelengde. R. og 10 s varighet produserer ca. 250 s og 14 dB ved 10 m, i motsetning kun 1 s og ca. 6 dB i 70 cm-båndet. Ioniseringen i overtette stier varer ofte lenge nok til å bli forkastet av den sterke vinden i den øvre atmosfæren. Ekkoene fra de forskjellige delene av stien forstyrrer hverandre og produserer merkbar falming.

Ionisering av meteorstier skjer i en høyde på omtrent 80 til 120 km. Gjennomsnittlig høyde er ca. 95 km, slik at en maksimal avstand på ca. 2000 til 2200 km kan bygges bro med meteorspredningsforbindelser. Denne avstanden er større enn for nordlysforbindelser, den kan sammenlignes med normal E-lagsrefleksjon siden ioniseringen også skjer i E-laget.

8. Orienteringen av stien til banevinkelen

Et veldig viktig spørsmål i meteorspredningseksperimenter er den mest gunstige orienteringen av stien i forhold til radiostrålen fra senderen til mottakeren. Som allerede nevnt, må sporet være tangent til en ellipsoide med sender og mottaker i fokuspunktene. Imidlertid kan enhver ellipsoid som tilfredsstiller denne betingelsen finnes for praktisk talt hver løype. Det er likevel en del begrensninger som gjør at bare en liten del av meteorløypene faktisk genererer et signal ved mottakspunktet. Som man lett kan forestille seg, reiser en horisontalt fallende meteoritt langt i atmosfæren. Men siden energien er begrenset, kan den ikke produsere et uendelig antall elektroner og ioner på denne måten. Så elektrontettheten på den lange veien er ganske lav.

En vertikalt fallende meteoritt frigjør sin energi på svært kort vei gjennom atmosfæren og genererer derfor en høy elektrontetthet. For vertikalt fallende meteoritter er det imidlertid bare svært få ellipsoider som oppfyller refleksjonsbetingelsen. Disse ellipsoidene er også langt fra midten av forplantningsbanen. Imidlertid er det nettopp midtpunktet som foretrekkes av retningsantennene som er vanlig i 2 m-båndet (generelt er derfor de bredere antennene mer egnet for meteorspredningseksperimenter enn de skarpt fokuserte Yagiene). En vinkel på ca. 45° er funnet å være optimal for høyden (h) til radianten (fordi "effektiviteten" er proporsjonal med sin h og cos h). Som det kan vises teoretisk, er det også best hvis kardinalretningen til radianten er vinkelrett på forplantningsbanen. Effektiviteten er proporsjonal med sin (p - a), der p er "banevinkelen" (dvs. asimuten til banen) og a er asimuten til radianen.

Asimuten telles fra sør til vest fra 0° til 360°. Så for enhver meteorregn er den mest gunstige banen den som er vinkelrett på utstrålingen når utstrålingen tilfeldigvis er på 45 0 . Alle andre tider eller retninger er ugunstige i forhold. Man kan angi effektiviteten til meteorregn som funksjon av banevinkelen som følger:

E = sin h × cos h × sin (p - a).

Effektiviteten kan nå beregnes for hver time i døgnet hvis man vet høyden og asimuten til meteorregn for den timen. På denne måten kan man umiddelbart se på hvilket tidspunkt radioforbindelser via meteorspredning fortrinnsvis er mulig i hvilken retning. På grunn av valget av en sinus eller Avhengig av cosinus av effektiviteten, kan den beregne en maksimal verdi på 0,50 ved å bruke formelen ovenfor. Denne verdien nås bare når radianen er 45° høy og banevinkelen er nøyaktig vinkelrett på asimut. Generelt oppnås en bedre "effektivitet" (i den angitte retningen) med høye effektivitetsverdier enn med lavere effektivitetsverdier. Figur 6 viser et eksempel på fordelingen av effektivitet over tid på dagen (Fortran-beregningsprogrammet ble laget av DK1KW og vennligst gjort tilgjengelig for forfatteren). For de 14 større meteorbygene ble effektiviteten bestemt på denne måten for 4 banevinkler (nord-sør, øst-vest, NV-SØ og NØ-SV).

Figur 6: Effektiviteten til kvadrantdusjen for en banevinkel på 45° (SW-NE)

En tabell kan så lages av totalt 40 kurver ved å finne den gunstigste arbeidstiden for hver dusj og for hver retning: Tabell 2. Datoen for dusjen er gitt i første kolonne, navnet på dusjen i den andre. kolonne, i tredje kolonne stige- og stivningstiden - eller om det er en sirkumpolar dusj (C) - i fjerde kolonne er antall ping eller utbrudd i timen (kun som et relativt tall for å sammenligne dusjene, ca. 200 W ERP i 2 m båndet), i femte kolonne den brukbare bredden på dusjen (for de svært smale dusjene må du ta tiden for maksimum fra en astronomisk årbok) og i den sjette kolonnen er den mest gunstige retningen eller den tilknyttede ene tiden som er spesifisert.

Imidlertid er følgende merknad nødvendig her: Svært lange utbrudd (over 10 s) genereres av store meteoritter (større enn 1 gram), hvis ioniserte spor vedvarer i lang tid. Som nevnt i avsnitt 7, i høyder på rundt 100 km er det veldig sterk vind som virvler oppover stien. Som et resultat blir retningsavhengigheten til veivinkelen i forhold til stien tapt. I praksis betyr dette at tabell 2 ikke lenger gjelder for lange utbrudd.

Først og fremst er det nødvendig å holde seg så nært som mulig til maksimal dusjaktivitet. Hvis du da bruker tabell 2 som en veiledning, øker antallet ping og korte utbrudd betraktelig.

9. Operasjonell behandling på meteorspredningslenker

Følgende kan sies om den praktiske siden av meteorspredningen: På grunn av de korte tidene som meldinger sendes via pingene og utbruddene, er spesielle arbeidsprosedyrer nødvendige. I prinsippet er meteorspredningsradioforbindelser (MS-QSOer) mulige i telegrafi (CW) og enkeltsidebåndstelefoni (SSB), hvorved CW har den fordelen at små frekvensavvik på de to stasjonene ikke er spesielt betydelige. SSB har den fordelen at meldingen kan overføres på kortere tid. Siden signalene (pinger og utbrudd) bare varer brøkdeler av et sekund eller noen få sekunder, må innholdet i sendingen holdes på et minimum. Et annet rapporteringssystem brukes også til dette formålet, der bare gjennomsnittlig lengde på skurene og deres volum er oppgitt. Lengden på utbruddene er kodet som følger:

Volumet er gitt i S-nivåer. En rapport består av to sifre. En avtale med en annen stasjon gjøres da på en slik måte at den første stasjonen kun sender kallesignalene i 5 minutter (eksempel: UR2BU DJ5DT UR2BU DJ5DT etc.). Deretter sender den andre stasjonen begge anropene i 5 minutter. Bare når en stasjon har registrert begge kallesignalene over en eller flere serier kan den sende kallesignalene med rapporten (UR2BU DJ5DT 27 27 27 UR2BU etc.). Hvis en stasjon har registrerte kallesignaler og rapporterer, så vet den at den andre stasjonen har begge kallesignaler og ikke lenger trenger å sende kallesignalene, men kun rapporten og bekrefte de innspilte kallesignalene to r-er (eksempel: rr27 rr27 rr27 etc. ). Hvis den andre stasjonen mottar f.eks. B. bare ... 27... og allerede har kallesignalet på forhånd, så må den fortsatt sende rapporten med rr, siden den ennå ikke har mottatt en rr og derfor ikke vet om den første stasjonen allerede har rapporten . Når begge stasjonene har registrert kallesignal, rapport og rr, sender begge "rrr rrr rrr" som bekreftelse; som kun bekrefter at all informasjon som er nødvendig for MS-QSO er utvekslet.

I Europa har 5-minutters rytmen blitt etablert, selv om kortere intervaller på f.eks. B. 1 minutt eller 30 sekunder vil ofte være nyttig, nemlig fordi utbrudd på mer enn 30 s oppstår fra tid til annen. I løpet av denne tiden kan du gjøre en komplett QSO. I USA brukes derfor følgende fremgangsmåte: stasjon A sender 5 sekunder i 5 minutter og lytter deretter i 2 sekunder, sender deretter igjen i 5 s og lytter i 2 s osv. Etter 5 minutter sender stasjon B ved å sende 5 sekunder og 2 sekunder lytter, sender deretter i 5 sekunder, lytter i 2 sekunder osv. Med denne metoden kan en lang serie brukes for en full QSO ved å la en stasjon svare på den andre så snart en passende serie oppstår. Denne metoden har ikke mange tilhengere i Europa, siden det da er vanskelig å jobbe med automatiske morsekodesendere. Rask og automatisk antennebytte er også nødvendig. Det brukes ofte automatiske morsekoder, siden du da enkelt kan gi i 200 km/t for å kunne bruke de korte bølgene til en overføring. Mottakerstasjonen bruker da en to-hastighets båndopptaker ved mottak, som den tar opp sendingen med høy hastighet og spiller den av i lav hastighet.

Gitt den korte varigheten på signalene, er det selvfølgelig helt nødvendig å vite frekvensen til den eksterne stasjonen (og frekvensen til din egen sender) veldig nøyaktig og å kunne stille inn den nøyaktig. Hvis du må søke først, vil du ikke lykkes. Innstillingsnøyaktigheten til mottakeren (og senderen) bør være bedre enn 1 kHz.

I praksis vil du nesten alltid skrive til en QSO-partner via post eller be om å være på en bestemt frekvens til et bestemt tidspunkt på lørdager kl. 14 GMT på 14.340 MHz. En frekvens i telegrafområdet mellom 144.000 MHz og 144.150 MHz vil generelt velges for dette. Rekkevidden rundt 144.100 MHz pluss eller minus 4 kHz er vanlig for ikke-planlagte tilkoblinger. Normalt er en meteorspredning QSO fullstendig avgjort i løpet av en til to timer, så lenge du møtes på et godt tidspunkt i en god dusj og så lenge partneren din virkelig var på rett frekvens til rett tid. Med mindre byger eller sporadiske meteorer tar QSO-ene naturlig nok lengre tid. Til tross for dette har G3CCH hatt mer enn 50 radiokommunikasjoner med TF3EA over sporadiske meteorer.

De fleste QSOer via Meteor Scatter er laget i 2m-båndet. Selv om du har bedre signaler i 10m-båndet, kan andre land også enkelt fungere under normal båndåpning. I 70 cm-båndet er varigheten på signalene ekstremt kort, slik at man her må jobbe med en veldig høy morsehastighet; I tillegg er signalene merkbart svakere enn ved bølgelengde 2 m. Til tross for dette er vellykkede MS-eksperimenter allerede utført (om enn svært få).

Det er god praksis å føre en svært nøye logg under QSOen, notere innholdet i hver serie og oppgi en linje for hvert minutt. Eksempel:

10. Nødvendig stasjonsutstyr

Ikke la deg skremme av tanken om at meteorspredningsforsøk krever en superstasjon med massevis av 100 watt og en enorm antenne. Av egen erfaring kan det sies at en vanlig 10-elements Yagi-antenne på en av de vanlige FET-omformere er helt tilstrekkelig for mottak. For å få en følelse av frekvensen og styrken til utbruddene og pingene, anbefales det å sette mottakeren til for eksempel frekvensen til SK4MPI (145,960 MHz) når som helst. Antennen skal pekes mot Midt-Sverige. På vanlige dager vil du da høre ca 2 til 4 ping hvert kvarter via sporadiske meteorer. Under de store bygene (tabell 1) øker dette tallet til rundt 20 ping per kvarter. Senderen SK4MPI har en sendeeffekt på 150 W, men stråler nordover med sin antenne. Igjen fra min egen erfaring kan det rapporteres at 100 W fra en QQE 06/40 på en 10-elements Yagi-antenne er fullstendig tilstrekkelig for å utføre vellykkede meteorspredningsforbindelser.

11. Litteratur

1. Bein, W.F.: VHF Meteor Scatter Propagation, QST (1957), S. 20 - 24
2. Bowden, K.R.R.: VHF-utbredelse ved Meteoric Ionization, The Short Wave Magazine, Vol. 16 (1958) S. 545-546
3. Cooper, B.: Meteor Showers: New Role in VHF Dxing?, 73 Magazine (1972), S. 71 - 78
4. Dierking, H.J.:Meteorspredningslenker i 2m-båndet, VHF-rapporter 13 (1973), s. 164 - 168
5. Eshleman, R.: Meteor Scatter The Radio Noise Spectrum, red. D.H. Menzel, Harvard Univ. Press, 1960
6. Forsyth, P.A. og E.L. Vogan: Forward Scattering of Radio Waves by Meteor Trails, Can. J. Phys. Vol. 33 (1955), S. 176-188
7. Forsyth, P.A., C.O. Hines og E. L. Vogan: Daglige variasjoner i antall dusjmeteorer oppdaget av spredningen av radiobølger fremover, del II, kan. J. Phys. Vol. 33 (1955), S. 600-606
8. Hines, C.O. : Daglige variasjoner i antall regnmeteorer oppdaget av spredningen av radiobølger fremover, del I, Can. J. Phys. , vol. 33 (1955), S. 493-503
9. Jaburek, W.E.: Meteor-Scatter VHF-rapporter 2 (1962), s. 80 - 83, s. 115 - 117 og 3 (1963) s. 114 - 119
10. Lovell, A.C.B.: Meteor Astronomy, Oxford 1954
11. Manning, L.A.: Skrå ekko fra overdense meteorstier J. Atm. Terr. Phys. , vol. 14 (1959), S. 82-93
12. Manning, L.A. og V.R. Eshleman: Meteors in the Ionosphere Proc. IRE, vol. 47 (1959), S. 186-199
13. McKinley, D.W. R.: Meteor Science and Engineering, McGraw Hill, 1961
14. British Astronomical Association: Handbook of the BAA 1974 og forskjellige bind av Journal of the BAA.

DJ5DT, Th. Damboldt.