TB bangų sklidimas

Pirminio straipsnio autorius yra Vytenis Ščiučka, LY5T

Truputis istorijos

Italų mokslininkas G. Marconi, vienas iš pirmųjų iškėlęs žinių perdavimo radijo bangomis idėją, po keleto sėkmingų bandymų per La Manšo sąsiaurį nusprendė įgyvendinti tuomet fantastiškai atrodžiusią idėją - susisiekti radijo bangomis per Atlanto vandenyną. Anglijoje, Cornwall grafystės Poldu mieste, jis sukonstravo galingą siųstuvą ir savos konstrukcijos anteną. Po to su savo asistentais Kemp ir Paget nuplaukė į Kanadą ir netoli St. Johns miesto įrengė radijo imtuvą. Sutartu laiku, 1901 m. gruodžio 12 dieną, ausinėse jis išgirdo tris aiškius pyptelėjimus, kurie reiškė "S" raidę ir buvo siunčiami iš Poldu, esančio už 3000 km (tai, be abejo, buvo pirmasis pasaulyje SKED'as).

Nors tada G. Marconi ir nežinojo, tačiau ši jo sėkmė buvo įmanoma tik dėl radijo bangų atspindžio nuo elektriškai laidaus viršutinio atmosferos sluoksnio. 1902 m., t.y. po metų nuo G. Marconi sėkmingo bandymo, du mokslininkai - fizikas Heaviside (D. Britanija) ir inž.-elektrikas Kennely (JAV) nepriklausomai vienas nuo kito iškėlė mintį, kad G. Marconi'o transatlantinis radijo ryšys galėjo būti sėkmingas tik dėl atspindžio nuo elektriškai laidžios srities Žemės atmosferoje. Jie taip pat iškėlė mintį, kad ta sritis galbūt atsiranda dėl Saulės įtakos. Tačiau įrodyti, kad taip yra iš tikrųjų, prireikė daugiau kaip dvidešimt metų. 1925 m. anglas E. Appleton, matuodamas siųstuvo spinduliuojamos ir imtuvo priimamos bangos atėjimo kampus, apskaičiavo ir įrodė, kad bangos atsispindi nuo atmosferos sluoksnio, esančio apie 150 km aukštyje. Vėliau buvo eksperimentuojama spinduliuojant vertikaliai aukštyn ir palaipsniui didinant spinduliuojamos bangos dažnį, norint išsiaiškinti kritinį dažnį - aukščiausią vertikaliai spinduliuojamą dažnį, kuris dar sugrįždavo į netoliese esantį imtuvą. Šioje srityje daug darbavosi amerikiečiai Briet ir Tuve. Be kita ko, jie eksperimentuodami įvairiu paros ir metų laiku, įvairiose geografinėse platumose, nustatė, kad kritinis dažnis kinta priklausomai nuo geografinės platumos, metų ir paros laiko. Šie rezultatai sustiprino įsitikinimą, kad atspindinčio sluoksnio savybės priklauso nuo Saulės aktyvumo. Vėlesni matavimai ir skaičiavimai tai visiškai patvirtino.

Jonosferos sandara

Žemės atmosferos viršutiniai sluoksniai - jonosfera susideda iš deguonies, azoto, kai kurių jų darinių, taip pat iš nežymios dalies vandenilio, helio ir kai kurių kitų dujų. Visos šios dujos, kaip ir kitos medžiagos, susideda iš atomų, kurie savo ruožtu susideda iš neigiamo elektros krūvio elektronų, skriejančių aplink teigiamo krūvio atomo branduolį. Tokiu būdu atomas normalioje būsenoje yra elektriškai pusiausvira sistema. Kai toks atomas gauna pakankamą kiekį išorinės energijos, pavyzdžiui, iš ultravioletinių (toliau - UV) spindulių fotono, elektronas gali palikti savo branduolį ir tapti laisvu, o atomas be vieno elektrono taps perteklinį teigiamą krūvį turinčiu jonu. Toks procesas vadinamas jonizacija. Jei bus nutrauktas jonizuojantis poveikis, laisvi elektronai savo kelyje sutiks jonus, kuriems trūksta elektronų, ir bus jų prijungti, atstatant elektrinę pusiausvyrą. Šis procesas vadinamas rekombinacija ir jonosferoje vyksta nakties metu. Kai didžiausią energiją turintys UV spinduliai krenta į atmosferos viršutinius retus sluoksnius, juos stipriai jonizuoja, kartu patys prarasdami didelę dalį savo energijos. Giliau atmosferoje yra daugiau dujų molekulių, tačiau UV spindulių dažnio, kuris sukėlė jonizaciją, energija jau būna per maža jonizacijai sukelti. Kadangi Saulės skleidžiamų UV spindulių dažnių spektras yra labai platus, o dujas jonizuoja skirtingi šio spektro dažniai, aukštyje nuo 50 iki 500 km susiformuoja keletas didelės jonizacijos sluoksnių. Pirmąjį atrastą jonizuotą sluoksnį E. Appleton pavadino E sluoksniu, po to virš jo esantis sluoksnis gavo F vardą, o vėliau atrastas ir D sluoksnis. Taip, E. Appleton žodžiais tariant, jis paliko ateities mokslininkams pakankamai raidžių, jei jie atrastų naujus sluoksnius virš arba po jau žinomais. Seras R. Watson-Watt, vienas iš E. Appleton bendradarbių ir, tarp kita ko, radaro išradėjų, šių sluoksnių visumą pavadino jonosfera, ir šis terminas prigijo visame pasaulyje, o E. Appleton'ui už nuopelnus tyrinėjant radijo bangų sklidimus Britų Imperija suteikė Sero titulą.

D sluoksnis

Tai žemiausias jonosferos sluoksnis. Jis yra 50-90 km virš Žemės paviršiaus ir egzistuoja tik dienos metu. Nors ir artimiausias mums, jis iki šiol yra mažiausiai ištirtas. Jonizacijos lygis jame yra žemiausias lyginant su kitais sluoksniais ir pasiekia maksimumą vidurdienį, kai Saulė aukščiausiai virš horizonto, o išnyksta tuoj po Saulės laidos. Tik ilgesnės kaip 1 000 m bangos gali atsispindėti nuo jo. Visos kitos per jį praeina, nors dažnai sugeriant didelę jų energijos dalį. Per jonosferines audras D sluoksnio absorbcija gali būti tokia stipri, kad bangos bus visiškai sugeriamos ir nepateks iki F sluoksnio, nuo kurio galėtų būti atspindėtos.

E sluoksnis

Iš karto virš D sluoksnio prasideda E sluoksnis, kuris susiformuoja dienos metu ir yra apie 90-125 km aukštyje. Jo aukštis kinta šiose ribose priklausomai nuo metų laiko. Jonizacija lyginant su D sluoksniu yra žymiai didesnė. Panašiai kaip ir D, jonizacijos maksimumas būna apie vidurdienį, o nakties metu dėl rekombinacijos jo jonizacija sumažėja apie 10 kartų.

F sluoksnis

Svarbiausias TB ryšių užmezgimo požiūriu. Dienos metu jis išsiskirsto į Fl (150-250 km) ir F2 (350-500 km) sluoksniu. Jų aukštis kinta priklausomai nuo metų laiko. Fl, nors ir yra daugiau jonizuotas, taip pat savo jonizacijos maksimumą pasiekia vidurdienį, o po saulėlydžio arba išnyksta, arba susilieja į bendrą F sluoksnį. Skirtingai nei Fl, F2 egzistuoja pastoviai, nes dėl mažos dujų koncentracijos viršutiniuose jonosferos sluoksniuose rekombinacija vyksta lėtai. Ilgiausių naktų metu prarandama iki 60% jonizacijos.

Trumpųjų bangų radio ryšio optimizavimas

Platus TB dažnių spektras, jei bus išspinduliuotas vertikaliai aukštyn, bus atspindėtas į Žemę atgal. Kaip jau minėta, aukščiausias tokiu būdu grįžtantis dažnis vadinamas jonosferos sluoksnio, nuo kurio įvyko atspindis, kritiniu dažniu. Suprantama, kad ryšiui konkrečiu atstumu naudojamas spinduliavimas ne stačiu, bet nuožulniu kampu. Optimalaus spinduliavimo kampo ryšiui konkrečiu atstumu priklausomybė su atspindžiu nuo Fl, F2 ir E sluoksnių pavaizduota 2 pav. Be to, spinduliavimo kampas vertikalioje plokštumoje daugiausia priklauso nuo antenos konstrukcijos ir jos aukščio virš Žemės paviršiaus. Pastaroji priklausomybė pusės bangos ilgio dipolio antenai pateikta 3 pav. Aukštis matuojamas santykiniais bangos ilgio vienetais. Pavyzdžiui, 3 el. YAGI antena 0,5 bangos ilgio aukštyje spinduliuoja 11-12 laipsnių į horizontą kampu. Realiai visi ryšiai didesniu kaip 4 000 km atstumu vyksta daugkartinio atspindžio dėka. Praktika įrodė, kad tokiam daugkartinio atspindžio ryšiui tikslinga siekti kuo mažesnių spinduliavimo kampų. Tam galima naudotis ir grafiku, pateiktu 3-ame paveiksle. Taip pat yra nustatytas tiesioginis ryšys tarp kritinio dažnio jonosferos taške, kuriame banga pasiekia atspindintį sluoksnį, ir maksimalaus darbo dažnio. Toliau pateikiamas labai supaprastintas šių dydžių tarpusavio ryšio paaiškinimas.

Trigonometrinis santykis

Remiantis 4 paveikslu, ryšys tarp kritinio dažnio ir aukščiausio atspindimo dažnio, spinduliuojamo kampu aįhorizontą, gali būti išreikštas:

f = f_o / sin a = f csc a (1), kur f_o - kritinis dažnis; f - maksimalus signalo dažnis spinduliuojant kampu į horizontą; a - spinduliavimo į horizontą kampas.

(1) formulė gali būti užrašyta ir išvengiant trigonometrijos:

f= f₀ sqrt(d²/4h²) + 1, kur f_o - kritinis dažnis; f - signalo dažnis, kuris bus optimalus ryšiui atstumu D; h - aukštis, kuriame yra f dažnį atspindintis sluoksnis.

Iš (1) ir (2) formulių galima padaryti išvadą, kad, žinant kritinį dažnį ir atspindinčio jonosferos sluoksnio aukštį, galima parinkti tinkamiausią dažnį darbui atstumu D.Šis dažnis, lygtyse pažymėtas f, vadinamas maksimaliu naudotinu dažniu (angl. MUF - Maximum Usable Frequency). Radijo banga, naudojama ryšiui su atspindžiu nuo jonosferos, turi būti lygaus ar žemesnio dažnio už MUF. Didinant dažnį link MUF, priimamas signalas stiprės, tačiau jei darbo dažnis viršys MUF, jonosferos jonizacija bus nepakankama, kad atspindėtų radijo bangą atgal į Žemę, ir ji, perskrodusi visą jonosferą, sklis toliau į kosminę erdvę.

Kadangi MUF yra tiesiogiai susijęs su kritiniu dažniu, jis lygiai taip pat priklauso nuo jonizacijos lygio ir kinta priklausomai nuo metų ir paros laiko, geografinės platumos ir Saulės aktyvumo periodo. Reikia pabrėžti, kad MUF nepriklauso nuo siųstuvo spinduliuojamos galios.

Trumpųjų bangų slopinimas (absorbcija)

Iki šiol jonosferos sluoksniai buvo minimi kaip bangas atspindintys, tačiau dėl jonizacijos jie ne tik atspindi, bet ir sugeria dalį bangos išspinduliuotos energijos. Radijo bangai patekus į jonosferą, ji dalį savo energijos perduoda sutiktiems elektronams, esantiems toje aplinkoje. Šie pradeda virpėti radijo bangos dažniu f ir, susidurdami su žymiai didesnėmis dujų molekulėmis ir jonais, praranda savo kinetinę energiją. Tai ir yra TB absorbcijos esmė. Dėl jos banga, grįžtanti iš jonosferos, visuomet būna silpnesnė nei spinduliuojama į ją. Tiksliai kiek sugeriama energijos priklauso nuo elektronų susidūrimų su molekulėmis skaičiaus per vieną sekundę. Šis, savo ruožtu, priklauso nuo radijo bangos dažnio ir elektronų bei molekulių tankio. Bendras dėsningumas toks: didėjant bangos dažniui, bangos ilgis mažėja, mažėja ir elektronų susidūrimų su molekulėmis - dėl to ir absorbcija mažesnė. Ji atvirkščiai proporcinga dažnio kvadratui. Jei dažnį padvigubinsime, absorbcija sumažės 4 kartus. T.y. 10 m ilgio radijo banga bus sugeriama 4 kartus mažiau nei 20 m banga. Todėl, esant abiem šiems ruožams "darbingiems", tos pačios kokybės ryšiui užmegzti tuo pačiu atstumu 20 m ruože reikės daug didesnio signalo galingumo nei 10 m ruože.

Nors absorbcija vyksta kiekviename jonosferos sluoksnyje, ji stipriausia D sluoksnyje, ir čia ji kinta nuo pačios mažiausios tamsiu paros metu Saulės aktyvumo minimume iki aukščiausios vidurdienį, Saulės aktyvumo maksimumo metu. TB radijo signalų matavimai, atlikti per paskutiniuosius tris Saulės aktyvumo ciklus, parodė, kad dienos metu 20 MHz dažnyje Saulės aktyvumo minimume absorbcija mažesnė 25% nei aktyvumo maksimume. 10 Mhz dažnyje šis skirtumas jau apie 50%, o 5 MHz dažnyje siekia net 75 procentus. Nakties metu absorbcijos sumažėjimas Saulės aktyvumo minimume mažiau išreikštas ir kinta nuo 25%. aukštesniuose dažniuose iki 50% žemesniuose. Išvada gali būti viena: nėra geresnio momento tolimųjų ryšių užmezgimui žemuose diapazonuose kaip naktis Saulės aktyvumo minimumo metu, nes sumažėjusi absorbcija - vadinasi stipresni signalai, ypač 40, 80 ir 160 m diapazonuose.

Žemiausias galimas darbo dažnis (angl. LUF - Lowest Usable Frequency) — tarp dviejų konkrečių taškų nusakomas kaip dažnis, kuriame priimamas signalas yra minimalaus stiprumo patenkinamos kokybės ryšiui. Skirtingai nuo MUF, LUF priklauso ir nuo siųstuvo efektyviai spinduliuojamo galingumo. Be to jis priklauso nuo imtuvo charakteristikų, triukšmų (daugiausia elektrostatinės kilmės) imtuvo aplinkoje.

Efektyviai spinduliuojamas galingumas (angl. ERP - Effective Radiated Power) — naudotinas visiems LUF skaičiavimams ir gali būti nusakomas kaip siųstuvo galingumo ir antenos stiprinimo duota kryptimi pusbangio dipolio atžvilgiu sandauga. Žinoma, siųstuvo galingume turi atsispindėti slopinimas fideryje.

Minimalus signalo lygis radijo ryšio užmezgimui priklauso nuo triukšmo lygio imtuvo aplinkoje ir darbo rūšies. Daugiausia sunkumų dirbant dažniais, artimais LUF, sukelia statiniai ir atmosferiniai triukšmai. Patenkinamam CW signalų priėmimui užtenka 3:1 signalo/triukšmo santykio. SSB signalui priimti, kai juostos plotis 3 kHz, reikia 7:1 signalo/triukšmo santykio, o DSB 6 kHz pločio signalui reikėtų net 15:1 santykio.

Kadangi MUF ir LUF yra tikimybiniai dydžiai, tikimybė, kad apskaičiuotasis MUF (ar LUF) atitiks realų 50% dienų per mėnesį. MUF padauginę iš 0,85, gausime optimalų darbo dažnį (angl. OWF - Optimum Workable Frequency, kitoje literatūroje FOT - Frequency) ir jis pasiteisins 90 procentų dienų per mėnesį. MUF padauginę iš 1,15 gautume aukščiausią įmanomą darbo dažnį (angl. HPF - Highest Possible Frequency). Jis nuo jonosferos atsispindėtų ne dažniau kaip 10% dienų per mėnesį.

Saulė

Labai sudėtingi ir įvairūs procesai saulės gelmėse ir paviršiuje turi tiesioginę įtaką TB radijo bangų sklidimui žemės paviršiuje. Dažniausiai minimi ir turintys įtakos yra šie:

Žybsnis (angl. Flare) – tai milžiniškas energijos ir įelektrintų dalelių
Karūninis medžiagos išmetimas (angl. Coronar mass ejection-CME)

Saulės aktyvumo ir žemės magnetinio lauko skaitinis įvertinimas

1610 m. G. Galileo savo sukonstruotu prietaisu, kurį pavadino teleskopu, pradėjo tyrinėti Saulę. 1613 m. jis pateikė pirmąją savo hipotezę apie Saulės dėmes, kuri, skirtingai nuo daugelio vėlesnių, iš esmės lieka teisinga ir dabar. Nors ir šiuo metu ne visiškai suprasta dėmių kilmė, manoma, kad tai milžiniško Saulės magnetinio lauko jos gelmėse sukeltos bangos, kurios, išsiveržę į paviršių, paskleidžia milžiniškus kiekius įkaitusių dujų ir plazmos. Šios, toldamos nuo Saulės paviršiaus, vėsta ir pastebimos kaip tamsesnės dėmės Saulės paviršiuje. 1749 m. Ciuricho observatorijoje buvo pradėta reguliariai fiksuoti Saulės dėmių skaičių, o 1914 m. G.Hale įrodė, kad šios dėmės yra milžiniškų magnetinių laukų Saulės paviršiuje atsiradimo priežastis. Įdomu, kad pirmasis 11 metų Saulės aktyvumo ciklą pastebėjo mažo Vokietijos miestelio vaistininkas S. Schwabe savo primityviu teleskopu. Tai įvyko 18 amžiaus viduryje. 1749 m. Ciuricho observatorijos direktorius R. Wolf, suprasdamas, kaip svarbu registruoti Saulės aktyvumą skirtingose observatorijose, pasiūlė tam tokią formulę:

R=k(10g+f) (3), kur R - skaičius, vėliau pavadintas Wolfo skaičiumi; g - Saulės dėmių grupių skaičius; f - bendras Saulės dėmių skaičius; k - individualus observatorijos indeksas.

Dažnai dėl patogumo naudojamasi suvidurkinta mėnesine arba net metine Wolfo skaičiaus reikšme, nes dėmių skaičius kinta lėtai. Taip pat dėl patogumo Wolfo skaičius dažnai tiesiog vadinamas Saulės dėmių skaičiumi (angl. SSN - Sun Spot Number). Nors iš (3) formulės matyti, kad tai matematiškai nėra tikslu, tačiau R (arba SSN) tiksliau nusako Saulės suminį radiacinį aktyvumą nei tikslus jos dėmių skaičius.

Saulės fliuktacijų indeksas

Pastaraisiais metais vietoj Wolfo skaičiaus vis dažniau naudojamas Saulės Fliuktuacijų Indeksas (toliau SFI). Jis parodo saulės spinduliavimą 2800 MHz dažnyje, kas atitinka 10,8 cm bangą ir tiksliau atspindi Saulės radiacinę veiklą. Tarp Wolfo skaičiaus ir SFI yra tikslus matematinis ryšys:

SFI = 63,7 + 0,73R + 0,0009R (4)

Ši lygtis dažnai vadinama Stewart ir Laftini lygtimi, tačiau praktiniam skaičiavimui galima naudotis suapvalinta jos išraiška:

SFI = 73,4 + 0,62R (5)

Kitas labai svarbus saulės aktyvumo rodiklis - saulės aktyvumas rentgeno spindulių spektro ruože (0.1 - 0.8nm). Jis anglų k. dažnai įvardinamas kaip “events” – t.y. “įvykiai” ir klasifikuojamas taip:

Klasė	Skaitinė reikšmė W/m2
B	I< 10E-06
C	10.0E-06<=I<10.0E-05
M	10.0E-05<=I<10.0E-04
X	I>=10.0E-04

Labai sudėtingus procesus vykstančius saulės paviršiuje kiek lengviau bus suprasti jos paviršių lyginant su jūros paviršiumi. Taigi, saulės aktyvumui (“Jūros audringumui”) įvertinti sudarykime tokią lentelę:

Jūra	Saulės aktyvumas	Saulės aktyvumo skaitinė reikšmė
Visiškas štilis	Labai žemas (Very Low)	Nesiekia C klasės
Mažos bangelės	Žemas (Low)	C klasė
Vidutinės bangos	Vidutinis(Moderate)	Iki 4-ių M klasės įvykių (per parą)
Audra	Aukštas(High)	5 arba daugiau M klasės įvykiai arba iki 5 M5 klasės įvykių*
Uraganas	Labai aukštas (Very High)	5 ar daugiau M5 klasės įvykių

* - skaičius prie klasės indikatoriaus rodo skaitinės reikšmės daugiklį. pvz. M5 = 5*10-5

Visas šis saulės aktyvumas atsiliepia žemės magnetiniam laukui: Trumpai galia pasakyti: “Audra Saulės jūroje sukeltų bangų purslai sukelia audras žemės magnetinio lauko jūroje”. Žemės magnetinį laiką sutrikdo ir audros metu žymiai suintensyvėję spinduliai, daugiausia rentgeno, iš dalies ir ultravioletiniai, o taip pat ir elementariųjų dalelių srautai, ypač protonų. Skaitiniam žemės magnetinio lauko sutrikdymo įvertinimui naudojami Ap arba K indeksai, kurie įvertina elementariųjų dalelių srauto intensyvumą į Žemę. Jie savo skaitine išraiška būna proporcingi juos sukėlusiems rentgeno spektro įvykiams saulėje. Apytiksliai šie koeficientai tarpusavyje sutinka taip:

Ap	0	3	7	15	27	48	80	140	240	400
K	0	1	2	3	4	5	6	7	8	9

K indeksas matuojamas magnetometrais įvairiose observatorijose. Atkreiptinas dėmesys į tai, kad K indeksas rodo kokia magnetinio lauko būklė visiškai ramaus magnetinio lauko atžvilgiu šiuo metu, o A indeksas apskaičiuojamas ir rodo koks magnetinis laukas buvo per praėjusį periodą (a indeksu žymima konkrečios observatorijos trijų valandų indeksas, ap-žemės rutulio, gaunamas apsakičiavus a indeksų vidurkį, A- konkrečios observatorijos paros indeksas, Ap – žemės rutulio paros indeksas). Tokiu būdu, suprantama kodėl einamosios dienos A indeksas rašomas “A estimated” t.y. “tikėtinas” – jis apskaičiuojamas aproksimacijos ir kitais matematiniais metodais.

Jonosferos sutrikdymai ir radijo audros

Sutrikdymų poveikis

Jonosferos - magnetosferos sutrikdymai bendru atveju pasireiškia staigiu arba laipsnišku radijo signalų susilpnėjimu trumposiose bangose, kartais iki visiško signalų išnykimo. Jiems būdinga stiprūs triukšmai, aidai ar signalų fedingas. Išskiriami du pagrindiniai sutrikdymų tipai: staigūs jonosferiniai sutrikdymai (angl. SID - Sudden Ionospheric Disturbance) ir jonosferinės audros.

SID

Priklausomai nuo blyksnio energijos Saulės paviršiuje ir kampo, kuriuo spinduliai tuo metu sklinda Žemės atžvilgiu, jo poveikis gali kisti nuo vos jaučiamo iki labai stipraus. Kadangi spinduliai, sukeliantys SID, po Saulės paviršiuje įvykusio rentgeno spindulių žybsnio sklinda šviesos greičiu, nuo žybsnio iki jo sukelto SID praeina vos kelios minutės. Jei spinduliai nuo Saulės į Žemę krenta stačiu kampu, jie stipriai jonizuoja apatinį jonosferos D sluoksnį. Nuo to labai padidėja jo absorbuojančios savybės. Stipriau šis poveikis būna išreikštas žemesniuose TB ruožuose. Aukštesni bangų ruožai mažiau nukenčia nuo SID ir greičiau atsistato po jo. Taip pat, kadangi SID sukelia Saulės spinduliai, tikslinga radijo ryšiui panaudoti trasas, esančias tamsioje Žemės pusėje. Stipresnis SID bus ekvatorinėse platumose, nes į jas Saulės spinduliai krenta statesniu kampu nei į aukštesnes platumas.

Jonosferos audros

Stiprūs rentgeno žybsniai Saulės paviršiuje po 1-3 parų sukelia jonosferines audras. Esminis skirtumas nuo SID yra tas, kad priežastis, sukėlusi jonosferinę audrą yra ne spinduliai, bet įelektrintos dalelės, daugiausia protonai. Jos, pasiekę Žemės magnetinį lauką, yra jo nukreipiamos link Žemės magnetinių polių. Kai atsiranda jonosferinė audra, Saulės žybsnio sukeltas SID dažniausiai būna pasibaigęs. Taip pat jonosferinė audra visiškai kitaip paveikia radijo bangų sklidimus nei SID. Slinkdamos link magnetinių polių, įelektrintos dalelės labai įvairiai ir stipriai paveikia viršutinius, labiausiai jonizuotus jonosferos sluoksnius. Pagrindinis jonosferinių audrų požymis yra stiprus aukštesnių dažnių signalų slopinimas. Dažnai jaučiama stiprus fedingas ir aidai. Audrų metu aukščiausias darbo dažnis, kurį dar atspindi F sluoksnis, būna sumažėjęs apie 50%. Nors stipriausiai būna paveiktas F sluoksnis, dažnai nukenčia ir E sluoksnis. Dėl šių audrų tolimas ryšys labai pasunkėja. Ypač tai pasakytina apie trasas, kertančias poliarines sritis, virš kurių įelektrintų dalelių koncentracija būna didžiausia. Kadangi įelektrintas daleles Žemės paviršiuje nukreipia ne Saulės spinduliai, o magnetinis laukas, todėl jos stipriausiai pasireiškia poliarinėse platumose ir plečiasi žemesnių platumų link. Jonosferinės audros dažniausios yra Saulės aktyvumo ciklo maksimumo metu ir gali siekti iki 100 val. per mėnesį, tuo tarpu ciklo minimumo metu tik maždaug pusę tiek.

Jonosferinės audros metu tikslinga naudoti žemesnius dažnius. Taip pat tikslinga naudoti kitą ryšio trasą. Trasa, einanti per ekvatorių, gali būti visai audros nepaliesta, tuo tarpu trasa, einanti per ašigalio platumas, gali pasirodyti visiškai netinkama ryšiui. Bandymas panaudoti tamsiąją Žemės pusę nieko nepadės, nes magnetinis polius vienodai kreipia daleles tiek dienos, tiek ir nakties metu. Lyginant su SID, jonosferinės audros atsiranda ir išnyksta palaipsniui ir tęsiasi nuo vienos iki trijų parų, labai retai ilgiau.

Trumpųjų bangų sklidimo prognozavimas

Taigi, žinant SFI ir Ap indeksus, jau galima spręsti apie bendras bangų sklidimo sąlygas, nesusietas su konkrečia trasa. Logiška, kad aukštesnis SFI padidins aukščiausią galimą darbo dažnį. Aukštas Ap indeksas (30 ir daugiau) reikš magnetinę audrą - vargu ar pavyks užmegzti įdomesnių DX ryšių. Remiantis tik šiais duomenimis, paprasčiausia situaciją įvertinti pagal diagramą, pateiktą 6 pav. Ši diagrama pasiteisina maždaug 90%.

Yra žinoma, kad Saulė su visomis savo dėmėmis apie savo ašį apsisuka per 27,5 paros, todėl pastebimas ryškus ne tik 11 metų, bet ir 27,5 ir netgi 55 parų jos aktyvumo cikliškumas. Jo grafiniai pavyzdžiai (rugpjūtis -gruodis, 1974) pateikti 7 ir 8 pav. Atkreiptinas dėmesys į tai, kad SFI diena po dienos kinta nežymiai, kai tuo tarpu K (arba Ap) indeksas per 24 val. gali pakisti labai dramatiškai. Tuo remiantis tikslinga registruoti SFI ir Ap reikšmes kuo dažniau ir jomis remiantis prognozuoti bangų sklidimo sąlygas imtinai iki 55 parų ir net ilgiau, tačiau konkrečiai ryšio trasai tiksliai numatyti bangų sklidimo sąlygas užima daug laiko ir vis plačiau plintant kompiuteriniams būdams tampa neperspektyvu.

Kompiuterizuotas bangų sklidimo skaičiavimas

Šiuo metu užsienyje jau plačiai paplitę įvairūs programų paketai, kurie ne tik skaičiuoja bangų sklidimus įvairiomis trasomis, įvertindami SFI, Ap, bet įvertina ir antenos spinduliavimo kampą, Žemės laidumą, antenos stiprinimą, siųstuvo galingumą (skaičiuojant žemiausią darbo dažnį) ir kitus ryšio kokybei reikšmės turinčius duomenis. Jos visos turi grafinį režimą ir pasaulio žemėlapyje atvaizduoja optimaliausius dažnius, aušros-saulėlydžio zonas, skaičiuoja kryptis, atstumus ir t.t. Populiaresnės iš jų: CAPMAN; MINIPROP PLUS; DXEDGE; IONCAP; IONOSOUND. Lieka tiktai paminėti, kad visų jų kaina svyruoja nuo 60 USD iki 120 USD.

Ypatingieji trumpųjų ir ultratrumpųjų bangų sklidimai

Rikošetinis bangos atspindys

Dažniausiai yra pastebimas dažniuose, artimuose arba lygiuose MUF. Esant normaliam bangų sklidimui, galioja bendra bangų teorijos taisyklė: krintanti banga, atsispindėjusi banga ir statmuo, pakeltas bangos kritimo vietoje, yra vienoje plokštumoje. T.y. banga atspindima į priekį. Dėl dar ne visiškai aiškių priežasčių, esant rikošetiniam sklidimui, banga gali būti atspindėta arba atgal (angl. backscattering), arba į šoną (angl. sidescattering). Manoma, kad tam įtakos turi Žemės magnetinis laukas. Anksčiau radijo ryšiui, šis bangos sklidimo būdas neturėjo reikšmės tačiau pradėjus naudoti superjautrius imtuvus, didelio stiprinimo antenas ir siųstuvus, rikošetinis sklidimas dažnai pastebimas ir naudojamas 21 ir 28 MHz dažnių ruožuose. Kadangi tik maža dalis energijos atspindima rikošetu, šie signalai dažniausiai būna silpni ir nepastovūs. Šis sklidimas dažniausiai yra magnetinio pusiaujo platumose, o aukštesnėse platumose dažnesnis tik jonosferinių audrų metu. Mezgant ryšį šiuo būdu, siųstuvo ir imtuvo antenos turi būti nukreiptos ne viena į kitą, bet į bangos atspindžio tašką jonosferoje, o jam surasti nėra geresnio būdo, kaip eksperimentuojant pasukti anteną į signalo maksimumą. Kai banga atsispindi atgal arba į šoną, dažnai tampa įmanoma užmegzti ryšius mažais atstumais, patys signalai nukeliauja kur kas toliau, nei tiesioginis atstumas tarp dviejų korespondentų. Šoninis atspindys gali būti sėkmingai panaudotas tuo atveju, jei tiesioginis ryšys tarp dviejų radijo stočių yra komplikuotas, pavyzdžiui, dėl jonosferinės audros. Tarkim, ryšys tarp JAV rytų pakrantės ir Šiaurės Europos esant jonosferinei audrai dažnai yra neįmanomas tiesioginiu keliu, bet europiečiams ir JAV radijo mėgėjams nukreipus antenas į Afriką, ryšys sidescattering'u dažnai būna neblogas.

Tropo

Troposfera vadinamas atmosferos sluoksnis 18 km. Jis dažnai turi lemiamą reikšmę UTB sklidimui. Dažniausiai šis sklidimas pastebimas rudenį, kai ilgesnį laiką nusistovi giedri ir aukšto slėgio orai. Šiuo atveju dėl temperatūros inversijos susiformuoja tarsi trys sluoksniai, besiskiriantys savo temperatūra ir elektriniais parametrais (daugiausia dielektrine skvarba). Tarp šaltesnių ir storesnių oro sluoksnių atsiranda plonesnio šilto oro sluoksnis. Ultratrumpoji banga, per properšą apatiniame šaltame sluoksnyje patekusi į šiltesnį vidurinįjį sluoksnį, gali sklisti juo atsispindėdama nuo šilto-šalto sluoksnių ribos ir, radusi kitą properšą, dažnai už 1000 - 2 000 km, gali sugrįžti į Žemę. Stabilus ir ilgalaikis aukštas atmosferos slėgis yra pirmas Tropo sklidimų pranašas.

E-sporadinis

Jonosferos E sluoksnyje gali susiformuoti didelės jonizacijos trumpalaikis sluoksnis, vadinamas E - sporadiniu. Jo skersmuo gali siekti 100 - 120 km ir didžiausią įtaką turi 50 MHz dažniuose.Nors ir mažiau, jis paveikia bangų sklidimus 21 MHz, 28 MHz ir kartais 144 MHz ruožuose. TB ryšio nuotolis šiuo atveju būna žymiai trumpesnis, iki 1600 km ir radijo, mėgėjai tokį bangų sklidimą dažnai vadina "short skip" t.y. „trumpas šuolis", nes dėl palyginti nedidelių E-sporadinio sluoksnio matmenų keleto šuolių ryšys įmanomas labai retai. E-sporadinio sklidimo statistika, priklausomai nuo metų ir paros laiko, pateikta 9 pav.

Pilkoji linija

Pilkąja linija, arba astronominiu terminu - terminatoriumi vadinama zona, skirianti Žemės dienos ir nakties zonas. Bangų sklidimas šioje zonoje yra labai svarbus, nes D sluoksnis, daugiausia sugeriantis TB signalus, greitai išnyksta po Saulės laidos, tačiau dar būna nespėjęs susiformuoti po aušros kitoje Žemės rutulio pusėje. Kartais, anteną aušros arba saulėlydžio metu nukreipus išilgai šios linijos sklidimas pasitaiko toks geras, kad puikūs rezultatai pasiekiami su labai elementariomis antenomis. Naudojantis šiuo bangų sklidimu, reikia žinoti, kad ryte ir vakare pilkoji linija eina skirtingu keliu. Be to, tiksliam jo nustatymui reikia naudotis tam skirtomis kompiuterių programomis. Tokios ryšio trasos pavyzdys VK6-VE2 pateiktas 10 pav.

Literatūra

"CQ" October 1994, p.142-147
"QST" May, 1994, p.66
"The Short Wave Propagation Handbook" by George Jackobs, W3ASK and Theodore J. Cohen N4XX
"Liubitelskaja sviaz na KV", V.G. Stepanov, J.S. Lapovok, G.B. Liapin.