Kolekcje

Auroral Radio Propagation

Auroral Radio Propagation


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Nocny widok zorzy polarnej na niebie może wzbudzać zachwyt, przyjmując postać pięknie kolorowych poświatów, wdzięcznie zmieniających się na niebie. Kolory są zwykle zielenie i czerwienie, chociaż czasami można zobaczyć niebieskawe odcienie. Dla wielu ludzi zorza polarna to piękny widok, ale jest również oznaką aktywności na niebie, która może również spowodować dramatyczne zmiany w propagacji radiowej. Dla radioamatorów może to oznaczać pogorszenie wydajności w amatorskich pasmach radiowych HF, podczas gdy na VHF może dać możliwość wyjątkowej formy propagacji radiowej.

Aby krótkofalówki mogły jak najlepiej wykorzystać te zjawiska radiowe, warto poznać przyczyny ich występowania oraz mechanikę propagacji sygnałów radiowych w tych warunkach. Aby to zrobić, należy najpierw spojrzeć na Słońce.

Słońce i jego wpływ na propagację radiową

Słońce generuje kolosalną ilość energii, której część dostarcza nam na Ziemi światła i ciepła. Generuje również światło ultrafioletowe i promieniowanie rentgenowskie, które mają wpływ na propagację radiową. W rezultacie jonosfera powstaje w górnych warstwach atmosfery, co umożliwia odbijanie fal radiowych lub bardziej poprawne ich załamanie z powrotem na ziemię, umożliwiając w ten sposób globalną komunikację radiową w pasmach HF lub krótkich.

Poziomy energii emanującej ze Słońca nie zawsze są stałe. To z kolei wpływa na stan jonosfery, co z kolei wpływa na propagację fal radiowych HF. Monitorowanie energii słonecznej może dać dobre wskazanie stanu łączności radiowej na falach krótkich, co może być wykorzystywane przez użytkowników pasm radiowych HF, w tym radioamatorów, nadawców krótkofalowych i użytkowników komercyjnych.

Czasami na Słońcu występują poważne zakłócenia, które mogą mieć poważny wpływ na warunki propagacji radiowej. Rozbłyski słoneczne i inne formy zaburzeń, znane jako Koronalne Wyrzuty Masowe, mogą całkowicie zmienić stan jonosfery i spowodować aktywność zorzy.

Obecnie uważa się, że spośród dwóch rodzajów zaburzeń to CME są główną przyczyną zórz polarnych. Te CME składają się z gigantycznych erupcji na powierzchni Słońca, które wyrzucają ogromne ilości materii w przestrzeń, a wraz z tym następuje ogromny wzrost poziomu emitowanego promieniowania.

W normalnych warunkach Słońce emituje materię, która tworzy tak zwany wiatr słoneczny. Kiedy pojawiają się CME, wiatr słoneczny znacznie wzrasta, co wpływa na Ziemię, gdy nadejdzie.

Wpływ zakłóceń słonecznych na propagację radiową

Sposób, w jaki wiatr słoneczny oddziałuje z ziemią, jest dość skomplikowany. Zasadniczo jest normalnie odchylana przez pole magnetyczne Ziemi, chociaż niektóre wchodzą przez obszary wokół bieguna północnego i południowego, gdzie pole dociera do Ziemi. Jest to normalne i nie widać żadnych niepożądanych efektów.

Gdy występuje zakłócenie słoneczne i poziom wiatru słonecznego wzrasta, zachodzą zmiany. Najbardziej oczywistym znakiem jest to, że widoczna zorza polarna rozświetla północne lub południowe niebo. Dzieje się tak, ponieważ cząstki o wysokiej energii wchodzą do atmosfery ziemskiej wzdłuż magnetycznych linii sił docierających do Ziemi na biegunach. Podczas podróży zderzają się z cząsteczkami w atmosferze, uwalniając jony dodatnie i elektrony ujemne. Kiedy to nastąpi, generowana jest niewielka ilość światła i to właśnie powoduje zorzę polarną i południową.

Wzrost wiatru słonecznego w wyniku zakłócenia ma znaczący wpływ na propagację fal radiowych, co naturalnie budzi duże zainteresowanie radioamatorów. Stwierdzono, że cząsteczki przechodzą przez zewnętrzne części jonosfery z niewielkim efektem. Jednak wraz ze spadkiem wysokości docierają do warstwy E. Tutaj zaczynają zderzać się z cząsteczkami gazu, co w bardzo dużym stopniu zwiększa poziom jonizacji w tych obszarach. W rezultacie jonizacja odbija sygnały o znacznie wyższych częstotliwościach niż normalnie. Komunikację można nawiązać z dużym prawdopodobieństwem w części VHF widma i czasami wykrywane są odbicia przy częstotliwościach do około 1000 MHz. Ta najwyższa wartość jest nieco wyjątkowa, chociaż normalne maksimum dla amatorskiej komunikacji radiowej wynosi około 430 MHz.

Niestety dla amatorów krótkofalarstwa HF wiele cząstek plazmy przemieszcza się w dół do warstwy D, gdzie ponownie poziom jonizacji jest znacznie zwiększony. Tutaj zwiększony poziom jonizacji służy do pochłaniania fal radiowych o znacznie wyższych częstotliwościach, niż normalnie by na to wpływał. W ten sposób większość komunikacji w paśmie HF może zostać zablokowana.

Stwierdzono, że podczas normalnego zdarzenia zorzy polarnej najpierw dotknięte są regiony polarne iz tego powodu absorpcja jest często nazywana absorpcją czapeczki polarnej (PCA). Zwykle absorpcja czapeczki polarnej jest ograniczona do szerokości geograficznych większych niż 60, chociaż podczas niektórych większych wydarzeń będzie się rozciągać dalej w kierunku równika.

Przebieg zdarzenia zorzy polarnej

Chociaż różne wydarzenia będą się znacznie różnić od jednego do drugiego, będą miały wiele podobieństw. Często zdarzenie rozpoczyna się od kilku małych rozbłysków. Powoduje to wzrost poziomu promieniowania słonecznego, a to przynosi poprawę warunków radiowych w paśmie HF. W połączeniu z tym wzrasta również szum słoneczny.

Te małe rozbłyski są tylko prekursorem zakłócenia słonecznego, które występuje, powodując Nagłe Zaburzenia Jonosferyczne (SID). W tym momencie pasma HF zamykają się na krótką chwilę dla jonosferycznej komunikacji radiowej. Jednak szybko wracają do zdrowia, ponieważ następuje wzrost strumienia słonecznego. Około 20 do 30 godzin po aktywności słonecznej fala uderzeniowa wiatru słonecznego uderza w ziemię, powodując burzę magnetyczną. Łączność radiowa na pasmach HF zawodzi i rozpoczyna się pełne zdarzenie zorzy polarnej. W tym miejscu propagacja radiowa VHF jest wzmocniona i można nawiązywać kontakty na odległość kilkuset kilometrów. Następnie po osiągnięciu szczytu zorza polarna się kończy, a pasma HF powoli się regenerują, a niskie częstotliwości stają się użyteczne jako pierwsze.


Obejrzyj wideo: The Ionosphere, Shortwave Radio, and Propagation (Może 2022).