Краткое изложение того, как Солнце влияет на ионосферное распространение (ВЧ-радиораспространение) для двусторонней радиосвязи, мобильной радиосвязи, радиовещания и т. д.
По мере распространения электромагнитных волн, а в данном случае радиосигналов, они взаимодействуют с объектами и средами, в которых они распространяются. При этом радиосигналы могут отражаться, преломляться или дифрагировать. Эти взаимодействия заставляют радиосигналы менять направление и достигать областей, которые были бы невозможны, если бы радиосигналы распространялись по прямой линии.
Солнце оказывает огромное влияние на распространение ВЧ-радио, поскольку оно воздействует на ионосферу, что приводит к большинству эффектов дальнего действия, которые обеспечивают дальнюю радиосвязь в КВ-диапазонах. В результате это сильно влияет на многие формы радиосвязи, от обычно двухсторонних систем радиосвязи, которые используются многими организациями, и различных форм мобильной радиосвязи, использующих диапазоны ВЧ, до радиовещания, двухточечной радиосвязи и радиолюбительских передач. . В результате знание того, как условия на Солнце влияют на распространение радиосигналов, имеет важное значение для радиопланирования и прогнозирования условий распространения ВЧ. Программное обеспечение для прогнозирования распространения радиоволн также учитывает состояние Солнца при расчете оценок условий распространения.
Чтобы посмотреть, как Солнце влияет на ионосферу и условия распространения радиоволн, необходимо быстро взглянуть на различные области атмосферы, чтобы увидеть, какие области влияют на распространение радиоволн и как на них влияет солнце. Эти факторы важны для прогнозирования условий распространения и при использовании программ прогнозирования распространения радиоволн.
Ионосфера
Уже много лет известно, что в верхних слоях атмосферы существуют ионизированные слои, влияющие на различные виды радиосвязи. Эта область известна как ионосфера, хотя существование ионизированной области было впервые предложено сразу после начала века двумя учеными, а именно Кеннелли в США и Хевисайдом в Великобритании. С тех пор об этих слоях стало известно гораздо больше, особенно после того, как первым ракетам удалось пройти через ионосферу для сбора данных.
В большинстве областей атмосферы установлено, что газы находятся в устойчивой молекулярной форме. Однако в определенных областях атмосферы некоторые из них начинают ионизироваться, распадаясь на свободные электроны и положительные ионы. Из них на радиосигналы влияют свободные электроны, хотя слой, где находятся эти ионы и электроны, до сих пор называют ионосферой. Обычно это начинает происходить на высоте около 30 км, хотя на этой высоте уровни ионизации очень малы и не влияют на радиосигналы. Однако с увеличением высоты количество ионов увеличивается.
Традиционно считается, что ионосфера состоит из нескольких отдельных слоев. Хотя часто удобно думать об ионосфере таким образом, это не совсем верно. Вся ионосфера содержит ионы и свободные электроны, хотя есть ряд пиков, которые можно рассматривать как разные слои. Этим слоям присвоены обозначения D, E и F. Диаграмма приблизительных уровней ионизации показана ниже. Это может быть только очень приблизительным, поскольку уровни ионизации варьируются в зависимости от ряда факторов.
Самый нижний из слоев — это слой D. Встречается на высотах от 60 до 90 км. Он существует только в дневное время, когда находится в поле зрения солнца. Выше находится слой E на высоте около 110 км. Это существует днем, а ночью, когда нет солнечного света, оно становится намного слабее. Наконец, есть слой F. Это значительно варьируется, обычно существует в виде двух слоев в течение дня. Они обозначаются слоями F1 и F2. Летом они встречаются на высотах около 300 и 400 км, а зимой могут опускаться до 200 и 300 км. Ночью два слоя обычно объединяются в один слой, и это обычно происходит на высоте от 250 до 300 км.
Образование ионов
Ионизация в ионосфере возникает, когда солнечное излучение сталкивается с молекулами газа в верхних слоях атмосферы. Излучение имеет достаточную интенсивность, чтобы дать электрону в некоторых молекулах достаточную энергию, чтобы покинуть молекулярную структуру. Это оставляет свободный электрон, и молекула газа, имеющая на один электрон меньше, становится положительным ионом. На очень больших высотах атмосфера очень тонкая, и в результате уровни ионизации очень низкие. По мере того, как атмосфера становится более плотной, уровень ионизации начинает расти. Однако процесс ионизации расходует энергию излучения, и после некоторого расстояния энергия излучения такова, что оно уже не ионизирует столько молекул газа, как раньше, и уровень ионизации начинает падать. Также обнаружено, что для более высоких слоев, включая слои F и E, большая часть ионизации происходит за счет ультрафиолетового света. Слой D, находящийся на более низкой высоте, возникает в основном из-за рентгеновских лучей, которые способны проникать дальше в атмосферу.
Также установлено, что свободные электроны и положительные ионы медленно рекомбинируют. Другими словами, радиация заставляет их ионизироваться, а затем медленно рекомбинировать. В химии такое состояние называется динамическим равновесием. Это означает, что если убрать источник излучения, то уровни ионизации упадут. В результате слой D исчезает с наступлением темноты, а интенсивность слоя E значительно снижается. Ввиду высокого уровня ионизации в слоях F и того факта, что плотность воздуха намного меньше, для процесса рекомбинации требуется больше времени, и, следовательно, он сохраняется в течение ночи, хотя его уровень снижается. Это видно по тому, как меняется радиосвязь в течение дня.
Влияние ионосферы
Различные слои ионосферы по-разному влияют на радиотрассы. Когда сигнал входит в слой D, он заставляет свободные электроны колебаться. Когда они вибрируют, они сталкиваются с соседними молекулами, и после каждого столкновения теряется часть энергии. В результате радиосигналы, поступающие на уровень D, ослабляются. Установлено, что уровень затухания обратно пропорционален квадрату частоты. Другими словами, удвоение частоты уменьшает затухание в четыре раза. Установлено, что низкочастотные радиосигналы полностью им поглощаются. Об этом свидетельствует тот факт, что радиостанции в диапазоне средних волн можно услышать только на коротких расстояниях в течение дня, а ночью, когда слой D исчезает, их можно услышать на гораздо больших расстояниях.
Эффект немного отличается для более высоких слоев. Чем выше высота, тем меньше плотность газа. В результате преобладает другой эффект. Снова электроны приходят в движение, но по мере того, как происходит меньше столкновений, они воздействуют на сигнал, отклоняя его от области наибольшей ионизации. Другими словами, сигнал преломляется обратно к земле. Также обнаружено, что эффект уменьшается с частотой, и в результате сигнал в конечном итоге проходит через один слой и переходит к следующему.
Изменения в ионосфере
Влияние ионосферы в значительной степени связано с количеством получаемого ею излучения. Это меняется в течение дня. Ночью, когда ионосфера не получает солнечного излучения, уровень ионизации падает, и связь по некоторым путям может быть невозможна, или может потребоваться использование других частот.
Другие изменения также затрагивают ионосферу. Точно так же, как зимы холоднее, потому что эта часть земли получает меньше тепла от солнца, так и ионосфера получает меньше радиации, и уровни ионизации в ионосфере падают.
Солнечные пятна
Изменения на самом солнце также влияют на ионосферу. Одно из основных изменений происходит в результате появления солнечных пятен на поверхности Солнца. Если смотреть на солнце, проецируя его изображение на экран, то время от времени можно увидеть ряд темных областей. Эти пятна могут длиться от нескольких часов до нескольких дней или даже недель. Пятна — это области, где поверхность солнца холоднее, чем окружающие области. Температура пятен составляет всего около 3000 С. Это довольно прохладно по сравнению с температурой остальной поверхности, которая составляет около 6000 С! Однако под поверхностью, где температура достигает миллиона градусов, намного жарче.
Солнечные пятна представляют собой области интенсивной магнитной активности. Магнитные поля в этих областях огромны, и в результате поверхность Солнца нарушена. Это приводит к падению температуры поверхности в этих областях, что приводит к восприятию более темной области. Вокруг самого пятна есть область, известная как пляж. Это немного ярче, чем окружающая область, и является большим источником ультрафиолетового излучения и рентгеновских лучей. Количество радиации, исходящей от пляжа, означает, что наблюдается общее повышение уровня солнечной радиации. На самом деле замечено, что уровень солнечной радиации можно оценить, зная количество солнечных пятен, появляющихся на поверхности.
Поскольку солнечные пятна часто появляются группами, был разработан метод оценки их влияния. Используется цифра, известная как число солнечных пятен. Это число не представляет собой количество самих пятен, но уровень активности на солнце и количество солнечных пятен очень тесно связаны с количеством получаемой от солнца радиации. Ежедневные показания числа солнечных пятен значительно колеблются. Чтобы преодолеть это, показания математически сглаживаются, чтобы устранить неустойчивый характер показаний и чтобы можно было увидеть основную тенденцию. Это число, называемое числом сглаженных солнечных пятен (SSN), часто указывается в отчетах о распространении.
Цикл солнечных пятен
Количество солнечных пятен на поверхности Солнца различно. В некоторые дни их может быть очень мало или даже не видно вовсе, тогда как в другое время их очень много. Ежедневное число значительно меняется в течение короткого периода времени по мере вращения Солнца, но если использовать сглаженное число солнечных пятен, можно увидеть, что существует гораздо более долгосрочная тенденция. Эта тенденция показывает, что количество солнечных пятен увеличивается и уменьшается в течение примерно одиннадцати лет. Это число является лишь приблизительным ориентиром, потому что существует значительное количество вариаций.
Записи о количестве солнечных пятен ведутся с середины восемнадцатого века, и, обращаясь к этим записям, с тех пор можно проследить циклы. Цикл 22 начался в сентябре 1986 г. с номера 12. В течение следующих 33 месяцев он быстро рос, достигнув пика в 158. С тех пор он немного упал и снова вырос, дав второй меньший пик, прежде чем закончиться в 1996 г. Теперь цикл 23 началось, и цифры растут.
Эффект цикла солнечных пятен
Увеличение количества солнечных пятен означает повышенный уровень радиации. В свою очередь это означает, что в ионосфере более высокий уровень ионизации. Соответственно, это влияет на распространение на ВЧ-диапазонах. Обнаружено, что максимальные частоты, которые могут отражаться, увеличиваются. В солнечном пятне в течение дня обычно поддерживаются минимальные частоты от 15 до 20 МГц. Однако в максимальном случае могут быть затронуты частоты свыше 60 МГц. Это означает, что популярные любительские диапазоны, такие как 24 и 28 МГц, могут не поддерживать связь через обычные ионосферные режимы в минимумах солнечных пятен. Часто 28 МГц кажется мертвым, и станции не слышны. Однако в периоды около максимума это отличная полоса. Станции малой мощности или те, у кого более плохие антенны, находят это особенно хорошим. Поскольку затухание в слое D намного меньше, даже маломощные станции могут обеспечить отличные контакты.
Число солнечных пятен можно использовать, чтобы дать очень приблизительное представление о том, какими могут быть условия. Цифра имеет тенденцию варьироваться от примерно 65 в минимуме цикла до более 300 в максимуме. Установлено, что для хороших условий в полосах более высоких частот требуется число, превышающее примерно 100.
Слово предупреждения
Ни в коем случае нельзя смотреть прямо на солнце, даже через темные очки. В прошлом у многих людей было повреждено зрение из-за этого.