|
SPOJENÍ ODRAZEM OD MĚSÍČNÍHO POVRCHU - EME [1984] František Loos, OK2QI
Tento druh provozu na velmi krátkých vlnách je pro své komunikační možnosti a překlenuté vzdálenosti ve spojení považován za nejprogresivnější a představuje v současné době vrchol činnosti na VKV pásmech. Historie EME souvisí s rozvojem radiolokace. Poprvé byly získány odrazy od Měsíce při profesionálním výzkumu v r. 1946. První radioamatérské pokusy s odrazy od Měsíce byly získány po tříleté práci v roce 1953 v pásmu 145 MHz. Historické první EME spojení navázaly klubové stanice W1BU e W6HB dne 21.7.1960. V Československu uskutečnila první spojení tímto druhem provozu kolektivní stanice OK1KIR dne 23.5.1976 v pásmu 433 MHz ve spojení se stanicí WA6LET na vzdálenost 9 437 km. Uskutečnění radiového spojení Země-Měsíc-Země naráží na nesmírné překážky. Probereme si nejdříve základní astronomické údaje a hlavní teoretické předpoklady potřebné pro EME spojení. 1. Měsíc je přirozená družice Země. Obíhá okolo Země ve stejném směru jako se pohybuje Slunce po ekliptice. Úplný oběh kolem Země vykoná Měsíc za 27,32 dne, toto období nazýváme siderickým či hvězdným měsícem. 2. Střední vzdálenost Měsíce od Země činí 384 000 km.. Perigeum - přízemí je ve vzdálenosti 357 000 km a apogeum - odzemí ve vzdálenosti 408 000 km. 3. Rovina měsíční dráhy svírá s ekliptikou úhel 5°08 což znamená, že Měsíc vykonává zdánlivou dráhu po obloze, velmi podobnou dráze Slunce. Deklinace Měsíce se mění od +28° 35' do -28° 35'. 4. Fází Měsíce nazýváme tu osvětlenou část měsíčního disku, která je vidět ze země. Periodicky se opakující změny tvaru Měsíce se nazývají střídání měsíčních fází. 5. Období, ve kterém se vystřídají všechny měsíční fáze od úplňku do úplňku, nazýváme synodický měsíc, trvá 29,5 středního slunečního dne. 6. Prodloužení synodického měsíce proti siderickému o více než 2 střední sluneční dny je způsobeno tím, že každé následující novoluní se opožďuje, neboť Země při oběhu kolem Slunce unáší Měsíc s sebou. Za synodický měsíc vykoná Měsíc kolem Země plnou otočku plus 27°, o které se Země za tuto dobu posune okolo Slunce. 7. Měsíční fáze souvisí pouze s úhlem, pod kterým dopadá sluneční světlo na měsíční povrch vůči Zemi a nemají na EME spojení žádný vliv. Měsíc má průměr 3 476 km, což je přibližně 1/4 průměru Země. Při pohledu ze Země se jeví pod zorným úhlem pouze 0,5°. S prakticky používanými anténami se k Měsíci dostane jen část energie a ostatní jej mine. Země se jeví z měsíčního povrchu pod zorným úhlem 2°. Geometrie zorných úhlů je znázorněna na obr. 18.
Obr. 18 Geometrie rovných úhlů Země-Měsíc; 1 - úhel antény Měsíc má při své rotaci kolébavý pohyb, který se nazývá librace a činí asi 8% v délce a šířce. Tato librace se uplatňuje i při spojení EME. Odrazivost měsíčního povrchu je velmi špatná a udává se mezi 7% až 8%. Zbytek energie se absorbuje. Odražená energie se již nevrátí zpět ve formě úzkého paprsku, ale rozptýlí se téměř do všech směrů. V teoretické části si probereme přibližné poměry útlumu signálu na trase EME. Pomocí tzv. radiolokační rovnice můžeme vypočítat výkon odražené vlny, případně poměr výkonů vysílané a odražené energie. Tento poměr představuje útlum trasy EME. Odražený výkon je dán tímto vztahem Po = (Pv . Go2 . λ2 . S) / [( 4π )3 . r 4]
kde Po = výkon ozvěny /odražené viny/, Citlivost přijímače je omezena šumem a aby signál mohl být rozeznán, musí být dostatečně silný vůči šumové hladině. Nejmenší přijímatelný výkon je dán vztahem: Pp min = k . Tš . Bš . F . d ,
kde
Pp min = nejnižší přijímatelný výkon, Kdybychom vycházeli z předcházející rovnice pro odražený výkon, dostaneme velmi přibližně podmínku, že na vlnové délce 2 m potřebujeme zisk antény proti dipólu nejméně 20 dB, v pásmu 70 cm 25 dB a v pásmu 23 cm 30 dB, přičemž výkon vysílače musí být kolem 500 W. Vliv galaktického šumu Kosmický prostor, který nás obklopuje, především soustava naší Galaxie Mléčné dráhy produkuje šum v celé oblasti radiových kmitočtů. Galaktický šum je nejintenzivnější ve středu Galaxie, který má polohu přibližně v souhvězdí Střelce. Galaktický šum je velmi důležitý pro to, že omezuje využitelnou citlivost přijímací soustavy. Na VKV pásmech vypadá situace asi takto: V pásmu 145 MHz při nasměrování antény na galaktický střed zjistíme, že šumová teplota není 290 ° K, ale asi desetinásobek, tj. přibližně 3 000 ° K. Nasměrujeme-li antény do oblasti minimálního kosmického šumu, naměříme přibližně poloviční hodnotu. Na UHF pásmech je situace daleko příznivější. V pásmu 433 MHz se galaktický šum pohybuje mezi 10° K až 200° K. V pásmu 1 296 MHz by to bylo ještě méně. Absorbce v zemské atmosféře Tato se uplatňuje na vyšších kmitočtech. Zde hrají důležitou roli zejména vodní páry. Při nulovém elevačním úhlu radiový paprsek prochází velmi dlouho zemskou atmosférou. Jestliže namíříme anténu již pod celkem nízkým elevačním úhlem, např. 5°, poklesne vliv tohoto přídavného šumu přibližně pětinásobně, při elevaci 30° již více než 10 x. Pro kosmickou komunikaci jsou nejvhodnější kmitočty přibližně v pásmu 1 GHz až 10 GHz. Šumová teplota přijímače Mezi šumovým číslem a šumovou teplotou platí vztah: Tr = 290 (F - 1) (°K) Např. přijímač o šumové teplotě P = 290 ° K má šumové čísle 2kTo, tedy 3 dB či opačně, přijímač s F = 3dB (2kTo) má náhradní šumovou teplotu 290° K. Šumová teplota celé soustavy se získá součtem dílčích šumových teplot. Provedeme si rozbor následujícího příkladu: Výkon odraženého signálu je např. /170 dBW, tj. vůči 1 W. Šumový výkon je přitom dán vztahem: Pš = kTB, kde k = 1,6 . 10-23 J/°K (Boltzmannova konstanta), T je celková šumová teplota soustavy, B = šumová šířka pásma. Dosadíme/li např. tyto praktické hodnoty: B = 1 kHz, P = 2 dB, T oblohy = 400 ° K, zjistíme, že úroveň výkonu šumu přijímací soupravy je -142 dB proti 1 mW, tj. -170 dB proti 1 W, čili -172 dBW. Poměr s/š získáme odečtením výkonu šumu od výkonu signálu, tj. -170dB - (-172 dB) = + 2 dB. Dopplerův jev Jak známe z těleso, které vydává nějaký tón a vzdaluje se od pozorovatele se projevuje na pozorovacím místě tak, jako by tón klesal. Protože se stanice vlivem rotace Země přibližuje nebo vzdaluje různými rychlostmi od Měsíce (maximálně 1 580 km/h), musí se i přijímaný kmitočet podle Dopplerova principu měnit. Uplatňuje se samozřejmě nejvíce při východu a západu Měsíce. Posun kmitočtu je dán tímto vztahem: f = 2v / λ Dosadíme-li do tohoto vztahu hodnoty pro vlnovou délku 2m a v = 360 m/s (pro 50°a.š.), získáme posuv 360 Hz, tz., že kmitočet rádiové vlny, odražené od Měsíce je o 360 Hz vyšší při východu Měsíce a při jeho západu bude o 360 Hz nižší. Na vyšších pásmech je Dopplerův posun pochopitelně větší, nebo‘ odchylka kmitočtu je úměrná pracovnímu kmitočtu. V pásmu 70 cm dosahuje hodnoty asi 1 kHz a v pásmu 23 cm asi 3 kHz. Při radiolokaci Měsíce, kterou prováděly odborné instituce bylo potvrzeno, že odražený signál se vrací zhruba za 2,6 vteřiny, což odpovídá teorii, neboř vzdálenost tam i zpět je asi 760 000 km a radiové vlny se šíří rychlostí 3 000 km/s. Dále bylo zjištěno, že na odrazu vysílané energie se podílí jen malá část měsíčního povrchu. Je to kruh o průměru asi 340 km. Okrajové části měsíčního povrchu se na efektivním odrazu prakticky vůbec nepodílí. (obr. 19).
Únik při příjmu Při příjmu se projevují dva druhy úniku. a/ Krátkodobý únik řádu vteřin, který odpovídá libraci Měsíce a je způsoben tím, že librací se poněkud posouvá zmíněná odrážející oblast. Protože je povrch Měsíce nerovný, mění se tím i množství odražené energie. b/ Dlouhodobý únik je pomalý, s periodou mezi maximy 15 až 30 minut. Je způsoben Faradayovou rotací. Radiová vlna, která prochází částečně vodivým prostředím, tzn. ionosférickými vrstvami ve velkých výškách zemské atmosféry se rozštěpí na dva svazky, které začnou rotovat. Výsledkem toho je, že rovina polarizace vyslané radiové vlny se stáčí. To znamená, že např. vlna vyslaná s vodorovnou polarizací se může vrátit zpět s polarizací svislou a používáme téže antény pro příjem, vznikne velmi hluboký únik, neboť horizontálně polarizovaná anténa není citlivá na vertikálně polarizované signály. Hloubka úniku dosahuje 20 až 30 dB. Rychlost otáčení rovinné vlny závisí na hustotě ionosféry, tj. na úhlu, pod jakým radiová vlna do ionosféry vstupuje. Je-li Měsíc nízko nad obzorem a radiová vlna je tudíž vyslaná rovnoběžně se zemským povrchem pod nulovým elevačním úhlem, prochází oblastí dvou až třínásobně větším počtem elektronů v ionizovaných vrstvách, než kdyby anténa byla namířena vzhůru. Tento pomalý únik roste s vlnovou délkou, tzn. na nižších pásmech je daleko znatelnější a daleko hlubší. Rychlost stáčení je asi 90° za 15 až 30 minut. Faradayova rotace se dá potlačit používáním kruhové polarizované antény Scintilace Je to další nepravidelnost v šíření, která se projevuje při průchodu radiové vlny ionosférou. Tento jev spočívá v tom, že ionosférické prostředí není homogenní a vyskytují se v něm jakési “hrudky“, dalo by se říci jakási oblaka. Tyto oblaka mohou působit jako čočky a usměrňují radiové vlny na zemský povrch. Podle charakteru buď provádějí fokusaci, tj. zaostřují radiovou vlnu, nebo defokusaci, tedy rozptýlení. V prvém případě nastane v přijímači značný vzrůst intenzity signálu, v druhém případě plné vymizení signálu. Tato scintilace se prakticky nedá vůbec potlačit ani odstranit. Anténní systém pro EME Vhodná a dostatečná anténa je vrcholná část zařízení ze dvou důvodů. Jednak musí zaručovat dostatečný zisk a za druhé musí sledovat s dostatečnou přesností Měsíc, středem vyzařovaného paprsku. Obzvláště při EME platí, že zisk antény je nejlepší zesilovač, jak na vysílací, tak na přijímací cestě. Zisk antény 18 dB na 145MHz představuje anténní systém složený z antén Yagi v celkovém počtu 48 prvků. Zisk antény 26 dB v pásmu 433 MHz představuje anténní systém složený z antén Yagi o celkovém počtu 160 prvků, nebo parabolu o průměru asi 5,5 m. Přesné směrování je stejně důležité jako zisk antény. Přesnost směrování musí být lepší než 2°. Příklad náročné a v současné době nejlepší Československé antény pro EME v pásmu 145 MHz je na obr. 20. V současné době se EME provoz uskutečňuje v pásmech 144, 433 a 1296 MHz. Většina stanic vybavených pro tento provoz pracuje v pásmu 433 MHz a to z toho důvodu, že kosmický šum na tomto pásmu je podstatně nižší než v pásmu 145 MHz. Pro pásmo 433 MHz se dá v současné době zhotovit optimální přijímací a vysílací zařízení včetně anténního systému.
Anténní sousta OK2TU - sestavená
z 8 YAGI antén F9FT.
Obr. 20 Schéma anténního systému pro EME 145 MHz čs. stanice OK2TU Nejspolehlivějším měřítkem přijímací soustavy včetně antény je na UHF pásmech úroveň přijímaného slunečního šumu. Při zamíření antény ke Slunci by se u dostatečně dobrého zařízení pro EME měla zvýšit šumová úroveň o 6 až 8 dB na 433 MHz, o 4 až 6 dB na 1296 MHz. S uvedenými hodnotami slunečního šumu je potřebný vyzářený výkon přibližně 100 až 200 kW ElU při 500 W vf a anténě se ziskem 26 dB. Za určitých podmínek je možno slyšet svůj vlastní signál echo, odražený od Měsíce vzhledem ke vzdálenosti asi 350 000 km, který musí signál dvakrát překonat. Útlum signálu, který je třeba překonat se pohybuje na 145 MHz kolem 252 dB, na 433 MHz kolem 262 dB a na 1296 MHz kolem 271 dB. Parametry zařízení stanic při EME Pro EME mají dosahovat zařízení stanic na obou stranách minimálně této úrovně: Na 145 MHz přijímač se šumovým číslem pod 2 dB a šířkou pásma 100 Hz, vysílač o výkonu 500 W a anténa se ziskem 20 dB proti dipólu. Úroveň přijímaných signálů bude rovna zhruba šumové úrovni, což stačí ke čtení pomalé telegrafie. Na 433 MHz přijímač se šumovým číslem 2,0 dB a šířkou pásma asi 500 Hz, vysílač o výkonu 500 W a anténa asi 26 dB. Spojení se organizují na 2 až 3 dny v měsíci a to tehdy, když je Měsíc v nejvýhodnější poloze co do vzdálenosti od Země. Spojení se uskutečňují na frekvencích 144,000 až 144,015 MHz, 432,000 až 432,015 MHz. Individuální skedy a nahodilá spojení se uskutečňují na 432,000 až 432,100 MHz. V pásmu 23 cm se EME spojení uskutečňují na 1296,000 až 1296,010 MHz. V pásmu 13 cm je kmitočet EME stanoven na 2320,000 až 2320, 010 MHz. Při spojeních se většinou pracuje CW. Spojení SSB provozem jsou vzácností a uskutečňují je jen stanice s velkým vyzářeným výkonem a kvalitními přijímači. Výměna informací během spojení se omezuje na výměnu reportů a krátké zdvořilostní fráze. Jen při silných signálech se spojení trochu podobá obsahu spojení na KV. Reporty se podávají systémem T,M,O. Při reportu T jsou signály slyšitelné, ale nesrozumitelné - spojení neplatí. Při M jsou signály těžko srozumitelné ale přijaté kompletně. Spojení platí. Při O je srozumitelnost výborná a spojení pletí. Občas se pracuje i systémem RST, kde posuzování se však neřídí S-metrem. Srozumitelnost: Síla: 1 - nečitelné (přijato méně než 5 %) 1 - sotva znatelný signál
2 - těžko čitelné (5 až 25 %) 2 - velmi slabý signál
3 - čitelné s obtížemi (25 až 75 %) 3 - slabý signál
4 - čitelné bez obtíží (75 až 95 %) 4 - téměř dobrý signál
5 - perfektně citelné (přes 95 %) 5 - dobrý signál
6 - velmi dobrý signál
Report 339 a lepší odpovídá O, report 229 a lepší odpovídá M. Větší síla signálu než S6 se při amatérských zařízeních nevyskytuje. Spojení pozůstává ze 4 až 7 relací. Jedna relace trvá 2,5 minuty, a začíná každou 2,5 minutu. Skedy začínají na počátku každé půl hodiny. Výzva CQ EME se volá 2,5 minuty a může začínat na počátku každé 5 minuty. Druhá část z 5 minut se poslouchá. Příjem a vysílání se provádějí s horizontální polarizací antén. Optimální rychlost vysílání je 40 - 60 znaků za minutu při dvojnásobné mezeře mezi znaky. Při menší rychlosti vzhledem k libraci Měsíce dochází ke zkreslení informací tím, že z dlouhé čárky mohou vzniknout tečky nebo nesrozumitelné informace. Při velké rychlosti mohou vypadnout některé tečky. Závěr
Spojení odrazem od Měsíce je novým druhem navazování spojení mezi radioamatéry.
Práce vynaložená na stavbou náročného zařízení se vrací uskutečněním spojení se
všemi kontinenty na VKV pásmech. |
Obr. 19 Efektivní odrazová plocha Měsíce