|
POLÁRNÍ ZÁŘE [1962] Ing. A. Kolesnikov UI8ABD, ex OK1KW V článku je uveden souhrn poznatků o vzniku, druzích a projevech polárních září. Je diskutována souvislost světelné polární záře a sporadické vrstvy Es jako jejího projevu se zřetelem na šíření VKV. Autor dochází mimo jiné k závěru, že v Evropě je směr jihozápad - severovýchod nejvhodnější pro šíření VKV na velké vzdálenosti vlivem příznivých podmínek, způsobených výskytem polární záře. Řada informací a připomínek s. Macouna a s. Mrázka ve VKV rubrice AR (1958-1960) a konečně zprávy o uskutečnění prvních spojení v ČSSR odrazem od polární záře (PZ) svědčí o tom, že tento druh šíření skýtá na amatérských VKV pásmech možnosti k dálkovým spojeními za méně příznivých terénních podmínek. Mnozí amatéři pravděpodobně začnou bedlivěji střežit tyto podmínky a pro jejich lepší využití nebude snad na škodu seznámit se podrobněji s podstatnými vlastnostmi a zvláštnostmi PZ. Praxe ukazuje, že pro úspěšnou činnost na VKV se vyspělý amatér neobejde jen se znalostmi radiotechniky, ale potřebuje nezbytně i znalosti z těch vědních oborů, které těsně souvisí s šířením velmi krátkých elektromagnetických vln, tj. - meteorologie, geofysiky a astronomie. V těchto oborech je nashromážděna spousta poznatků a zákonitostí o mnohých přírodních jevech, včetně PZ. Proto se zde stovkám nadšených amatérů naskýtá velká možnost zúčastnit se náročného výzkumu souvislosti četných přírodních jevů. PZ je především optický světelný jev, způsobený světélkováním vysokých vrstev atmosféry bombardováním korpuskulárního záření ze Slunce. Příčiny způsobující PZ současné ovlivňují i ionizaci horních vrstev a vznik sporadické vrstvy Es a dále způsobují změny magnetického pole Země. Těsná, ale ne výlučná souvislost těchto jevů je prokázána dlouhodobými pozorováními a proto podle existence jedné z nich lze předpokládat výskyt ostatních sdružených úkazů. Intenzita PZ, četnost jejich výskytů, zeměpisná rozloha a rovněž změny intenzity zemského magnetického pole se mění od jedné PZ k druhé. Tyto změny však mají určité zákonitosti. Protože se tyto pozemské jevy objevují s určitým zpožděním (průměrně kolem 26 hod.) po projevech aktivní činnosti na Slunci, lze je ve většině případů i předvídat. V dalším rozboru uvedu jen ty skutečnosti, které podle našeho mínění mohou mít bezprostřední vztah k podmínkám šíření VKV. I. Polární záře jako světelný jev PZ jako světelný jev lze roztřídit v podstatě do sedmi tvarů [1]: 1. difúzní záře - slabě svítící neurčité plochy, podobné oblakům; vyskytují se nejčastěji 2. pulsující záře - světelné plochy určitě ohraničené, jejichž světelnost se rytmicky mění s periodou 10 až 30 vteřin; mají modravou nebo žlutozelenou barvu 3. klidné světelné oblaky žlutozelené barvy 4. stojaté pulsující pásy, tvořené rovnoběžnými modrobílými oblouky, jejichž světelná intenzita se od místa k místu mění tak pravidelně, jakoby svítící hmota probíhala s rovnoměrnou rychlostí podél celého oblouku 5. „drapérie“ - velmi častý tvar PZ barvy červené nebo fialové, skládající se z krátkých a tenkých pásů velmi pohyblivých, s ostrou dolní hranicí 6. paprsky - útvary podobné drapériím, ale mnohem užší a delší 7. koruny - nejkrásnější útvary polárních září, jejichž podstatou jsou drapérie a paprsky soustředěné blíže zenitu, a perspektivním zkreslením připomínající tvar koruny. Co do rozlohy jsou PZ proměnlivé a často se rozprostírají až na několik set kilometrů. Spodní hranice bývá jen výjimečně kolem 80 km, obvykle však kolem 100km nad Zemí. Různé tvary PZ se vyskytují v různých výškách. Zmínky o „tloušťce“ PZ jsme v literatuře nenašli. Pravděpodobně je malá, a jsou to vlastně jakési vlnící se „světelné plachty“. Trvání PZ je velmi proměnlivé - od několika minut do několika hodin. II. Oblasti výskytu polární záře Tok korpuskulárních částic v určité výšce zemské atmosféry je usměrňován rozložením siločar magnetického pole Země a polohou zemského magnetického pólu. Nás bude pochopitelně zajímat severní polokoule Země. Zeměpisná poloha severního magnetického pólu je nyní v okolí 72° severní šířky a 96°3‘ záp. délky. Proto směřují korpuskulární částice do polární oblasti a v ní vyvolávají jak nejsilnější změny magnetického pole, tak i nejmohutnější a nejčastější PZ. V nižších zeměpisných šířkách počet i intenzita PZ rychle klesá, jak je patrno z obr. 1 [2]. Číslice u jednotlivých křivek udávají relativní četnost výskytů oproti zóně maxima PZ, vyznačené na mapě přerušovanou čarou. Z mapy je patrno že 1. zóna maxima PZ na poledníku střední Evropy (15° východně Greenwiche) prochází těsně u severních hranic Norska. 2. severské státy - LA, SM, OH, UA0, UA1, UR2 jsou v oblasti četných výskytů, nejméně kolem 30 %. 3. pravděpodobnost výskytu PZ přímo v ČSSR je poměrně malá. Z mapy je dále patrna téměř soustřednost všech křivek kolem bodu, jehož zeměpisná poloha je kolem 78,2° s. š. a 68,8° z. d. Tento bod se nazývá geomagnetickým pólem (je to průsečík magnetické osy Země, pokládané za stejnoměrně zmagnetizovanou kouli, s povrchem zemským) a s ohledem na PZ je zajímavý z několika důvodů. Proložíme-li tímto bodem (jakožto pólem) souřadnicovou soustavu poledníků a rovnoběžek (tj. soustavu obdobnou soustavě zeměpisné), pak spojnice geomagnetického pólu a daného místa bude geomagnetickým poledníkem a přímka kolmá k němu bude tečnou ke geomagnetické rovnoběžce (kružnici) daného místa. Pozorování ukazují, že PZ zaujímají vůči této souřadnicové soustavě zcela určitou polohu. Průměty rovin polární záře (tj. stopy) na povrchu zeměkoule jsou téměř rovnoběžné s geomagnetickými rovnoběžkami, nebo téměř kolmé vůči magnetickému poledníku daného místa. Odchylka průměrně nepřesahuje 12° severním směrem. Tuto situaci zachycuje mapa severní části Evropy (obr. 2), a silné čáry v ní naznačují stopy viděných PZ [2]. Čárkované oblouky jsou geomagnetické rovnoběžky s označením úhlové vzdálenosti Θ od geomagnetického pólu.
Všimněme si ještě jedné okolnosti. Některé tvary PZ - drapérie, paprsky a nejčastěji koruny, mají v prostoru zcela určitý směr ve svislé rovině. Směřují totiž ke geomagnetickému nadhlavníku (zenitu), tj. k bodu, ležícímu na přímce, procházející geomagnetickými póly - severním a jižním. Tato skutečnost spolu s předchozí (obr. 2), určuje skutečnou polohu PZ v prostoru. V Evropě směřují roviny polární záře zhruba ze severovýchodu na jihozápad a jsou skloněny k severu. S ohledem na to, že při spojení odrazem od oblasti PZ jde skutečně o odraz (obě stanice jsou na jedné a téže straně vůči rovině PZ), musí v určitých případech existovat zcela určitý optimální úhel nasměrování antén jak ve vodorovné tak i svislé rovině (poslední případ zejména pro stanice, které by ležely severněji než PZ, tj. stanice např. severního Norska). K otázce směrování se vrátíme ještě později. III. Výškový průběh polární záře Četná měření ukazují, že spodní hranice nejčastějšího výskytu PZ je v zóně maxima (viz obr. 1) kolem 108 km s malou odchylkou u různých tvarů záře. Nejběžnější tvary: oblouky, pásy a drapérie mívají střední výšku v rozmezí 106-109 km, paprsky 113 km. Nižší hodnoty - 85 km - se vyskytují jen zcela ojediněle při mohutných poruchách (obr. 3). Na obr. 3 je na vodorovné ose vyznačen počet měření, provedený L. HARANGEM v letech 1929—1930. [2], na svislé ose je výška výskytů PZ v km. Spodní hranice je téměř shodná pro různé tvary PZ, avšak jejich svislá rozloha je různá: Průměrná rozloha [2] u oblouků 14 km, u oblouků s paprskovitou strukturou 46,7 km, drapérie 63,6 km, paprsky 137 km. Horní hranice PZ je tedy určována jejich tvarem, při čemž největších výšek dosahují paprskovité tvary. Všechny tyto údaje se vztahují na oblast kolem zóny maxima PZ (severní Norsko). Vyskytnou-li se v nižších zeměpisných šířkách, pak je zpravidla jejich horní hranice vyšší a občas dosahuje podle pozorování v okolí Oslo (cca 60º s. š.) až 1000 km.
Lze pokládat za prokázané, že časový výskyt PZ úzce souvisí jednak s aktivní činností Slunce a jednak s pohybem samotné Země. Proto se v průběhu výskytů PZ musí objevit jedenáctiletá perioda zvýšené sluneční činnosti, a dále 27denní perioda, související s rotací Slunce kolem vlastní osy. Pohybem a rotací Země jsou ovlivněny sezónní i denní průběhy. V jedenáctileté periodě je nejzajímavější ta okolnost, že maximum výskytů PZ je zpožděno za maximem slunečních skvrn [3]. Korpuskulární záření zasahuje Zemi v poměrně úzkém svazku 8º-10º, a jeho účinek by byl maximální tehdy, kdyby se záření šířilo kolmo k povrchu Země. V období maxima jsou sluneční skvrny rozloženy průměrně kolem 15° na obě strany od slunečního rovníku, tj. poměrně vysoko, takže nejintenzivnější záření směřuje do prostoru mimo Zemi. Ubývání počtu skvrn je spojeno se snížením jejich polohy na slunečním kotouči vzhledem k rovníku. V minimu, sluneční činnosti se poslední skvrny vyskytují kolem 6-7° na obě strany od rovníku. V období od maxima sluneční činnosti k minimu směřuje tedy korpuskulární záření více k Zemi a následkem toho se objevuje zvýšená geomagnetická činnost a častější PZ, přesto, že intenzita sluneční činnosti je již značně menší než v maximu. Zpoždění maxima PZ za maximem činnosti sluneční činí 2-3 roky (odhadnuto podle mapy [4] četností skvrn na dobu tří jedenáctiletých period). Roky 1960, 1961 měly být. tedy velmi příznivé pro spojeni odrazem od PZ, což se potvrdilo. Ani v roce 1962 nejsou ještě spojení vyloučena, i když maximum výskytu PZ již minulo. Dvacetisedmidenní perioda souvisí s dobou „života“ slunečních skvrn. Na povrchu Slunce vidíme buď jednotlivé, malé, ostře ohraničené útvary - tzv. póry, dále jednotlivé skvrny s tmavým jádrem a stínem, nebo skupiny takových skvrn, ve kterých lze obyčejně rozpoznat dvě hlavní (krajní) skvrny. Póry, skupiny a jednotlivé skvrny mají různou dobu života a vyskytují se na povrchu Slunce v různém množství. Ve vývoji nové skupiny obvykle jedna z hlavních skvrn dosahuje svých maximálních rozměrů během 3-4 dnů. Druhá, vzhledem k rotaci Slunce vedoucí skvrna, během 9-10 dnů.V téže době (9-10 dnů) je celá skupina na vrcholu své mohutnosti (podle plochy) a začíná se rozpadávat. Poslední mizí ve skupině vedoucí skvrna avšak doba jejího života, měřena počtem otáček Slunce, může být značná. Zpravidla čím mohutnější je skupina nebo skvrna, tím delší je doba jejich trvání. Avšak četnost výskytů takových skvrn je malá. Celkový přehled o výskytu různých útvarů za dobu jedné jedenáctileté periody podává tab. I. [4].
Vidíme, že se více než 10 % skupin objevuje dvakrát za sebou, tj. doba jejich života je větší než 2 x 27 dnů. Poněvadž jsou to právě mohutné projevy sluneční činnosti, je jejich vliv patrný na Zemi jak v průběhu magnetických poruch, tak i ve výskytu polárních září rovněž dvakrát za sebou. Sezónní průběh PZ souvisí se zrněnou polohy zemské osy během pohybu podél ekliptiky a je zajímavý tím, že jeho maximum připadá na studené období roku - obr. 4 [2]. Křivky A a B udávají počet PZ (N, n) v každém měsíci. Křivka A se vztahuje na území celého Norska (starší údaje), křivka B na území Dánska mezi 54° a 57º s. š. Je důležité si všimnout, že maxima křivek připadají na období kolem podzimní a jarní rovnodennosti, a že tento průběh je mnohem patrnější v nižších zeměpisných šířkách. Obdobné průběhy, avšak mnohem přesněji byly zjištěny i u geomagnetických bouří [3]. Tato skutečnost se vysvětluje tím, že ve dnech rovnodennosti, kolem 22. září a 23. března je osa Země kolmá k rovině pohybu Země (v rovině ekliptiky) a osa Slunce, směřující vždy do jednoho bodu v prostoru, je nakloněna právě směrem k Zemi tak, že aktivní oblasti na severní polokouli Slunce jsou lépe „nasměrovány“ k Zemi. Opakuje se tudíž obdobná situace, jako pro výskyt maxima PZ během jedenáctileté periody. V obou případech se aktivní oblasti Slunce přemisťují k jeho rovníku. V prvním případě (sezónní průběh) relativně o 70º 23‘, následkem příznivé polohy Země vůči sklonu osy Slunce. V druhém případě (jedenáctiletá perioda), následkem skutečného přemisťování slunečních skvrn směrem k rovníku.
Obdobná situace se opakuje i během jarní rovnodennosti s tím rozdílem, že Země je ovlivňována aktivní oblastí slunečních skvrn, nacházejících se od slunečního rovníku na jih. Rovnodenností maxima se vyskytují na všech zeměpisných šířkách a nejvýraznější jsou tedy v těch letech jedenáctileté periody, kdy jsou sluneční skvrny seskupeny níže než na 12° sluneční šířky, tj. 2-3 roky po období maxima slunečních skvrn. I když zatím bylo hovořeno o PZ pozorovaných opticky, lze již nyní říci, že nejpříznivější období pro spojení odrazem od oblasti PZ bylo tedy nutno očekávat na podzim a na jaře roků 1960-1961. Denní průběh opticky pozorovaných PZ je zajímavý dvojím maximem ranním a půlnočním. Ranní maximum připadá na dobu kolem 05 hod. místního času a v klidných dnech převládá co do intenzity nad maximem půlnočním. Sezónní změny jsou nepatrné. Půlnoční maximum se vyskytuje v době od 21 do 24 hod. místního času podle zeměpisné šířky, a dosahuje největší mohutnosti v zóně maxima výskytu PZ. Co do intenzity značně převládá nad ranním maximem ve dnech zvýšené činnosti sluneční. Noční maximum PZ má výrazné maximum v zimním období a ostře ohraničené maximum ve dnech rovnodennosti. Obdobné průběhy vlastně mají i magnetické poruchy, které se lépe sledují ve dne a poněvadž plně potvrzují průběhy výskytu PZ, můžeme průběhy magnetických poruch brát za základ ve zkoumání PZ.
Podle četných pozorování sovětských arktických observatoří sestrojil GNĚVYŠEV M. N. [3] mapu průměrného rozložení a časového výskytu magnetických poruch. Na obr. 5 jsou vyznačeny oblasti různé intenzity (γ = 10-5 Oersted) magnetických poruch. Na kružnici, odpovídající 30° magnetické rovnoběžky, je vyznačen místní geomagnetický čas. V vzdálenosti větší než 15-20° od geomagnetického pólu se geomagnetický čas jen velmi nepatrně liší od místního času. Z obr. 2 vidíme, že oblasti které nás zajímají, Norsko Finsko, Švédsko včetně maxima PZ spadají mezi 20-30º geomagnetické rovnoběžky a tudíž můžeme manipulovat s místním časem, SEČ. Z obr. 5 tedy vidíme, že vrchol výskytu a intenzity poruch připadá na dobu od 1930 do 2400 hod a územně se objevuje v zóně maxima PZ (viz obr. 1). Širší rozlohu a delší dobu výskytu mají méně intenzívní poruchy s intenzitou pole 300 až 400 γ. Časově trvají od 1600 do 0200 hod. Tyto noční geomagnetické poruchy jsou těsně spojeny s objevením se PZ, se změnami v ionosféře a objevením se sporadické vrstvy - Es (γ = 10-5 Oersted). Obdobná mapa, sestavená Gněvyševem pro ranní období magnetických poruch,
ukazuje koncentraci maxima intenzivních poruch od 0400 do 0700 hod. a územní soustředění v úzké z ně
kolem geomagnetického pólu. Tyto poruchy nemají souvislost s objevením se
PZ
a změnami v ionosféře. Různé chování maxima magnetických poruch se vysvětluje různými příčinami vzniku těchto poruch. Soudí se, že noční
maximum je způsobeno tvrdým korpuskulárním zářením, ranní maximum zářením
měkkým. Četná pozorování tedy potvrzují, že korpuskulární záření
ovlivňuje chování horních vrstev atmosféry a mimo magnetické bouře a
světelné polární záře způsobuje vznik ionosférických poruch a objevení se
sporadické vrstvy Es. A tato nás vlastně nejvíce zajímá, neboť jde v
podstatě v tomto případě o „radiový projev“ světelné PZ. Na obr. 6 je
zakreslen denní průběh četnosti výskytu Es v oblasti blízké rovníku (křivka A)
a v oblasti maxima PZ (křivka B). Na křivce B připadá maximum výskytu
výrazně na noční dobu, tak jak to ukazuje i obr. 5. Křivka B je výsledkem
zpracování dat 17 ionosférických polárních stanic, provedené
JEGOVOVEM G. N. (3]. Problémy kolem polárních září Až dosud jsme se zabývali vlastně statistikou průběhů různých přírodních jevů, majících souvislost se sporadickým šířením VKV. To ještě nedává odpověď na otázku, jaký je způsob šíření v těchto případech. Odrazem od Es? Ale ve které oblasti a jak nastává tento odraz? K některým vysvětlením snad přispějí následující úvahy. Praxe ukazuje [7], že můžeme rozeznávat tři způsoby šíření: Zpětným odrazem, odrazem v přímém směru a bočním odrazem (viz obr. 7). V prvním případě nastává úplný odraz od silně ionizované lokální oblasti Es tak, že je možné spojení odrazem mezi dvěma blízkými stanicemi (např. OK1-OK2), které jsou na téže straně bodu odrazu. Tento způsob šíření vyžaduje značné ionizace, anebo dostatečně velký výkon vysílačů. Může však být dosti častý, protože bod odrazu může být i velmi vzdálený (1000-1200 km), tj. může ležet v oblasti četných výskytů PZ, např. pro spojení z Prahy kdesi severněji Stockholmu. V druhém případě šíření jsou obě stanice na protilehlých stranách od oblasti odrazu, tj. za stejných podmínek, jako při normálním spojení na KV odrazem od vrstvy E. Lze dokázat [8], že v tomto případě může být maximální vzdálenost mezi stanicemi 2200-2300 km při výšce sporadické vrstvy Es kolem H = 100 km, neboť horizontálně vyzářená energie dopadá na vrstvy Es ve vzdálenosti maximálně kolem 1100-1200 km (viz obr. 7, bod A), a odtud dále symetricky do bodu C. Tyto poměry lze překontrolovat výpočtem nebo podle diagramu ke stanovení „nejvhodnějšího úhlu vyzařovacího diagramu pro dálková spojení na KV“, uveřejněného v Amatérské radiotechnice II, str. 95 [5] [6]. Délka „skoku“ při spojení je ovšem též závislá na výšce ionizované oblasti, na minimálním vyzařovacím úhlu antény a na velikosti zakrytí severního obzoru. Např. zakrytí obzoru severním směrem znamená, že signály lze přijímat pouze po odrazu od Es, vyskytujících se buď ve větších výškách než 100-120 km nebo od stanic položených blíže než 2000 km. V každém případě jsou na tom lépe stanice položené severněji od 50º s. š. Obr. 7a též vysvětluje nemožnost spojení odrazem od PZ z míst kolem 40° s. š., neboť v tomto případě by místo odrazu muselo být nad 50° s. š., což je velmi ojedinělý jev (obr. 7a, tečna v bodě D). Podle obr. 7a si lze pro některá spojení lépe představit místo odrazu ze znalosti nejmenšího úhlu vyzařování ve vertikální rovině a polohy stanice, se kterou korespondujeme. Za tím účelem je též v Tab. II. uvedeno rozložení distriktů zejména severských států podle zeměpisné šířky, za před pokladu, že poledník na obr. 7a prochází Prahou.
Je nutno připomenout [3], že výskyt Es a polárních září těsně souvisí o zóně maxima výskytu PZ (obr. 1) a je méně souběžný v nízkých zeměpisných šířkách; a dále to, že časově začínají PZ nejdříve v severnějších oblastech, pak postupují k jihu, při čemž se výšky PZ zvětšují, a na to celý zjev zaniká opačným směrem [9]. Z toho plyne, že objevení se ne vždy je provázeno zlepšením podmínek pro odraz VKV a zvláště to platí pro srovnání těchto jevů v nízkých zeměpisných šířkách kolem 50° a níže. Z rozboru podmínek výskytu PZ - obr.
1, 2, časového průběhu - obr. 5, 6 a mechanismu síření během PZ - obr. 7a
b, lze dospět k názoru, že podmínky šíření odrazem od oblasti PZ jsou
různé jak ve směru východ-západ, tak i ve směru sever-jih. Zvláště
zajímavé se zdají být podmínky směrem od JZ na SV, neboť šikmá poloha PZ v
prostoru, udávaná viditelnými stopami S
Z materiálů, které jsou dosud (1960) po ruce je těžko dělat závěry o mnohých dalších zajímavých souvislostech: Např. by bylo zajímavé vědět, na který druh opticky pozorovaných PZ ze sedmi dříve uvedených se nejčastěji váží příznivé podmínky, čím se vysvětlují přestávky v podmínkách šíření, jak četná jsou spojení odrazem podél samotných severských států (kde jsou menší nebo větší PZ skoro každý den) atd. Nejméně jasnými se zdají t.č. podmínky spojení z 50° s. š. s jižními okraji SM, LA, OZ a řada jiných otázek. Např. obr. 7a je nakreslen se zanedbáním vlivu atmosférické refrakce (poloměr Země je volen 6370 km), avšak ve skutečnosti nelze na 145 MHz pásmu zanedbat vliv atmosféry, který může způsobit kombinované podmínky šíření při PZ, atd. atd. Závěrem bych chtěl říci, že podnětem hlubšímu studiu podmínek šíření během PZ byty skvělé zprávy s. Macouna, OK1VR, o šíření VKV v době výskytu PZ, které s velkým zájmem sleduji v AR. Byl bych rád, kdyby uvedený rozbor podmínek vzniku PZ pomohl ještě lépe využít dosud získaných poznatků, umožnil lépe posuzovat a využívat příznivých podmínek šíření na VKV při PZ a získal pro náročnější práci na VKV další zájemce. Chtěl bych znovu zdůraznit, že právě VKV amatéři přispívají značnou měrou k získání dalších vědeckých poznatků v oblasti šíření VKV. Literatura: [1] F. Běhounek: Atmosférická elektřina, 1936 [2] L. Harang: Das Polarlicht [3] Eigenson, Gněvyšev, Ol, Rubašev: Solnečnaja aktivnosť z jego zemnyje projavljernja [4] V. V. Saponov: Solnce i Jego nabljudenija [5] Ajsenberg: Antenny dlja magistralnych radiosvjazej [6] Amatérská radiotechnika, díl II, 1954 [7] J. Macoun: Amatérské rádio č. 6/1960 [8] J. I. Arone: Meteornaja svjaz [9] H. Mirta: Upper Atmosphere, 1950 AR 12/1960 V roce 2007 přepsal a upravil pro web OK2KKW Matěj OK1TEH |
IV. časový průběh výskytů polárních
září
Třetí
způsob bočního odrazu se uplatní u dálkových spojení mezi stanicemi se
značným rozdílem zeměpisných délek, avšak položených jižně než oblast
četných výskytů PZ, např. Praha-Londýn (obr. 7b). Křivky 1, 2, 3, 4 a
5 ukazují v určitém okamžiku mohutnost ionizace Es a prostorové rozložení
ionizovaných oblastí v souladu s obsahem obr. 2 a 5. Písmeny L a P jsou
označena města Londýn a Praha a u nich jsou čerchovaně vyznačeny
vyzařovací úhly antén (30
(na
obr. 2) preferuje spojení směrem na jihovýchod a maximální vzdálenosti
na severovýchod. Jestli v určitou dobu sledují oblasti výskytu Es
prostorově totéž rozložení jako PZ (stopa S na obr. 7b), pak vhodným
nasměrováním antén na severovýchod (hledě ze západu) lze využit podmínky
klouzavého odrazu od vrstvy Es směrem na SV a dosáhnout maximální délky
spojení. Dopadající vlna v bodě 2 a odražená ve směru R svírají totiž
velmi tupý úhel (obr. 7b lomená čára L2R) A pro malý úhel dopadu by měla
podle platných zásad stačit i malá ionisace v Es a tudíž spojení ve směru
na severovýchod by měla být nejčetnější. Tyto kraje jsou t.č. bohužel
máto pohotové pro podobné pokusy.