Łączności zorzowe
Stanisław Leszczyna SQ2EEQ
Aktywność słoneczna.
Słońce jest głównym źródłem jonizacji atmosfery ziemskiej. Strumień energii promienistej i korpuskuł wyrzucanych przez tę gwiazdę ulega okresowym i przypadkowym zmianom, co wywołuje znaczne zakłócenia w stanie ziemskiej jonosfery. W normalnych warunkach Słońce emituje promieniowanie elektromagnetyczne o mocy obliczanej na 3.7x10E20 MW, natomiast moc promieniowania korpuskularnego (cząsteczek niesionych w tzw. wietrze słonecznym) szacowana jest na 4.5x10E13 MW. Nic za darmo – w każdej sekundzie na skutek zachodzących we wnętrzu gwiazdy przemian wodoru w hel Słońce promieniując traci ponad pięć milionów ton swojej masy…[1]
Zespół zjawisk na powierzchni Słońca, występujących z okresowo zmiennym natężeniem, takich jak występowanie plam słonecznych, protuberancji (wyskoków gazu) i rozbłysków ma od dawna potwierdzony wpływ na stan górnych warstw atmosfery Ziemi, zakłócenia pola geomagnetycznego, stan jonosfery, występowanie zórz polarnych oraz jakość łączności radiowej.
Stosunkowo najwięcej wiemy dzisiaj o wpływie plam słonecznych na stan ziemskiej jonosfery. Widoczna z ziemi gołym okiem fotosfera – najgłębsza warstwa atmosfery Słońca ma temperaturę ok. 6000 K, zaś widoczne na niej ciemniejsze plamy są obszarami o średnicach od kilkuset km do ponad 100 tyś. km, o temperaturze około 1000 K niższej niż temperatura przyległych obszarów fotosfery. Pochodzenie plam nie jest do końca wyjaśnione, najprawdopodobniej są wynikiem procesów magnetohydrodynamicznych zachodzących pod powierzchnią i niejednorodnego obrotu Słońca wokół swej osi (na równiku 25 dni, w okolicach biegunów aż 31 dni). Występują w pasie okołorównikowym, do szerokości 35 stopni po obu stronach równika. Czas życia plam wynosi od kilku godzin do kilku miesięcy, na skutek obrotu Słońca przesuwają się one ze wschodniego brzegu tarczy słonecznej ku zachodniemu. Plamy zostały odkryte przez Galileusza w 1610r., od 1794r. prowadzone są systematyczne obserwacje, a ponieważ występują z okresowo (8-17lat) zmieniającym się natężeniem w ramach tzw. cyklu aktywności słonecznej rozpoczęto w 1755r. ich numerowanie – obecnie mamy 23 cykl tej aktywności (rys.1) Średnią długość cyklu , na podstawie wieloletnich obserwacji, przyjęto jako 11.4 lat. [2]
 |
||
| Rysunek 1 – Przebieg ostatniego cyklu słonecznego (źródło: www.sec.noaa.gov) |
Miarą aktywności słonecznej są liczby Wolfa (*) określające względną liczbę plam i ich grup w fotosferze. W przybliżeniu są to wskaźniki proporcjonalne do ich łącznej powierzchni. Codziennie wyznaczane w obserwatoriach liczby Wolfa podawane są z przeznaczeniem dla wszystkich służb przez nadajniki kilku agend rządowych i dostępne na wielu stronach internetowych, także w cyfrowych sieciach amatorskich jako indeks R. Oprócz liczby plam obserwowana jest emisja elektromagnetyczna Słońca na częstotliwości 2800 MHz (tzw. Flux), gdyż charakter zmian promieniowania na tej częstotliwości jest zbieżny ze zmianą liczby plam słonecznych. Jednostką strumienia promieniowania słonecznego jest 1SFI(**), w normalnych warunkach strumień wynosi 70 do 100 SFI, zaś w czasie dużej aktywności dochodzi do 400 SFI. [4]
W okresach wzmożonej aktywności Słońca, tzn. występowania dużej i aktywnej grupy plam w pobliżu środkowej części tarczy słonecznej docierają do Ziemi oprócz promieniowania elektromagnetycznego liczne strumienie materii. Czas jaki zajmie im przebycie odległości od Słońca do Ziemi jest różny, w zależności od posiadanej energii jest to kilkadziesiąt minut, kilka, a nawet kilkadziesiąt godzin. Docierające do Ziemi i odchylane ziemskim polem magnetycznym cząsteczki są źródłem licznych zaburzeń w jonosferze okołobiegunowej na wysokości 100-120 km, z których najokazalszymi są niekiedy widoczne gołym okiem zorze polarne.
Wykorzystanie zorzy przez krótkofalowców.
Od wielu lat zorze wykorzystywane są przez krótkofalowców do prowadzenia łączności głównie w zakresach UKF, w pasmach 50, 144 i 432 MHz. Oddziaływanie zorzy polarnej na fale krótkie ma charakter "blokowania" tras przechodzących przez biegun. To, co dla jednych jest przeszkodą w nawiązaniu łączności, może być z pożytkiem wykorzystane przez innych. Sporo stacji ukf-owych w Polsce może się pochwalić dziesiątkami nowych lokatorów i łącznościami w paśmie 144 MHz na odległość 1500-2000 km, właśnie poprzez odbicie od zorzy. Po poprzednim, 22 cyklu aktywności słonecznej w 1991r. zorza użyteczna dla krajowych nadawców występowała przez ponad 50 dni w roku. Rekordowym miesiącem był wtedy październik (10 dni) , po kilkadziesiąt łączności przeprowadził min. SP1JX, SP1CNV, SP2JXN, SP5EFO, SP6GVU, SP6CIK, SP6GZZ, SP7DCS i wielu innych kolegów, głównie na 144 MHz, ale także na 70 cm. Stan "podniesionej gotowości zorzowej" obowiązywał jeszcze przez kilkanaście miesięcy. [5]
Podstawowym rodzajem emisji stosowanym podczas pracy przez zorzę jest telegrafia, chociaż przy pewnej wprawie możliwe są łączności na ssb. Stosunkowo najłatwiej pracuje się na 50MHz, łączności na 432 MHz są rzadkie i trudniejsze do przeprowadzenia (głównie ze względu na wymagany bardzo duży stopień zjonizowania i znaczny wpływ efektu Dopplera).
Maksimum występowania zorzy ma miejsce tuż po okresie największej aktywności słońca, z opóźnieniem ok. 2-3 lat w stosunku do samego maksimum. Przyczyną tego jest przesuwanie się plam w miarę ich ubywania w kierunku równika słonecznego. W czasie maksimum większość promieniowania korpuskularnego pochodzącego od plam występujących daleko od równika słonecznego omija Ziemię, natomiast po przejściu maksimum plamy "schodzą" się do równika i pomimo mniejszej ich ilości ziemia dostaje się w silniejszy strumień promieniowania. Warto zwrócić uwagę, że maksimum obecnego, 23 cyklu właśnie minęło, zatem nadchodzi czas na zorze…
Sezonowe zmiany aktywności zorzy odpowiadają zmianom położenia osi ziemskiej i jej maksimum wypada na okresy jesiennego i wiosennego zrównania dnia z nocą. [3] Dzienne zmiany aktywności zorzy polarnej zależą od położenia geograficznego stacji. Jak podaje SP6LB w swojej pracy [1] dla Polski można przyjąć występowanie dwóch maksimów, pierwszego w godzinach 13-18 UTC i drugiego w godzinach 21-24 UTC. W okolicach godziny 19-20 UTC powstaje przerwa, gdyż dzienna zorza już się kończy, a nocna dopiero powstaje. Niemniej znane są przykłady prowadzenia łączności w czasie godzin rannych i przedpołudniowych. Z kolei SP1CNV podaje ze swej praktyki godziny popołudniowe jako te, w których najczęściej obserwował występowanie zorzy na terenie północnej i centralnej Polski. [4].
Prognozowanie pojawienia się zorzy.
Do niedawna o pojawieniu zorzy można było się dowiedzieć pośrednio, nasłuchując tzw. URSI-gramów. Podawane codziennie na kilku częstotliwościach telegrafią wartości liczbowe informowały o liczbie Wolfa, wielkości strumienia promieniowania słonecznego i indeksach geomagnetycznych. Od momentu upowszechnienia się internetu oraz powstania amatorskiej sieci packet radio sprawa jest o wiele prostsza.
Wystąpienie zorzy jest następstwem wzmożonej aktywności słonecznej, chociaż informacja w sieci packet-radio o jej wystąpieniu nie oznacza, że za moment pojawi się oczekiwana zorza. Jak już wiemy, cząsteczki odpowiedzialne za jej powstanie potrzebują dość długiego czasu na dotarcie w okolice bieguna, zatem sygnał na clusterach o gwałtownym wzroście liczby Wolfa i wzroście strumienia promieniowania SFI każe nam uzbroić się w cierpliwość – czekamy na wzrost indeksu K, czyli wzrost składowej poziomej pola magnetycznego w miejscu obserwacji. Dla nas interesujące są dane pochodzące z północnych Niemiec, podawane co godzinę przez stację DK0WCY (dla półkuli północnej) w sieci dx-clusterów. Wzrost K do wartości powyżej 4 jest sygnałem o możliwości wystąpienia użytecznej dla nas zorzy. Przykładowa odpowiedź beaconu DK0WCY na nasze pytanie "sh/wcy" wygląda następująco:
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Oznaczenia (indeksy) występujące w tym przykładzie:
R – liczba Wolfa, liczba plam na Słońcu.
SFI – wartość flux (poziom promieniowania słonecznego).
K – logarytmiczny wskaźnik aktywności geomagnetycznej podawany co 3 godziny. Zawiera się w zakresie 0….9 i podaje maksymalne odchylenie składowej poziomej pola magnetycznego ziemi w miejscu obserwacji w porównaniu do okresu spokojnego. Liczbom z zakresu 0…9 przyporządkowane są wartości odchyłek składowej poziomej pola magnetycznego w nanoTeslach.
expK – spodziewana wartość indeksu w następnym pomiarze.
A – Dzienny indeks aktywności geomagnetycznej będący średnią 8 indeksów "a" (trzygodzinnych).
Indeks a – trzygodzinna względna amplituda lokalnej aktywności geomagnetycznej. Jest powiązany z podawanym co 3 godziny indeksem K w następujący sposób:
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Korzystanie z tej informacji daje umiarkowaną korzyść – bieżącym wskaźnikiem jest tylko K, pozostałe odnoszą się do poprzedniego dnia. Zdarzało się, że beacon nie informował o zorzy, a liczne stacje pracowały ze sobą podając dobre raporty zorzowe. Obserwacja dx-clustera daje wtedy informację najpewniejszą – zobaczymy tam aktualne wpisy dot. prowadzonych właśnie łączności, wśród nich łatwo odnajdziemy zorzowe.
Dużo więcej aktualnych informacji uzyskamy z internetu [4]. Na stronie www.sec.noaa.gov możemy obejrzeć bieżący stan jonizacji okolic okołobiegunowych dla interesującej nas półkuli północnej, widzianej znad bieguna, aktualizowany co ok. 100 minut (rys2)
 |
||
|
Rysunek 2 |
Wraz ze zwiększającą się gęstością jonizacji kolor czerwony obejmuje coraz większy obszar, kiedy sięga środkowej Skandynawii prawie na pewno zorza będzie interesująca dla operatorów z przynajmniej części naszego kraju. Dobrym uzupełnieniem tej informacji jest bieżący magnetogram podawany na stronie www.irf.se/mag przez obserwatorium w Kirunie (płn. Szwecja), na którym można obejrzeć podawane co 5 minut odchylenia składowych pola magnetycznego w miejscu obserwacji(rys.3)
 |
||
| Rysunek 3 – Magnetogram z obserwatorium w Kirunie (źródło: www.irf.se/mag) |
Obserwując ten wykres możemy nawet przewidzieć wielkość koniecznego odchylenia anteny od kierunku północnego (dla dodatnich wartości wskaźnika "x" [kolor czarny] na wschód, dla ujemnych – na zachód).
Nie mając dostępu do internetu ani do dx-clustera w celu wykrycia istniejącej i dla nas użytecznej zorzy pozostaje nam obserwacja częstotliwości nośnych nadajników TV z północnej Skandynawii oraz specjalnego beaconu zorzowego SK4MPI (JP70NJ) nadającego mocą 1.5 kW z Borlaenge w środkowej Szwecji. Użyteczne do obserwacji występowania zorzy częstotliwości wizji skandynawskich nadajników TV podane w [4] są następujące: 48.239 MHz, 48.256 MHz oraz 49.750 MHz. Trzeba pamiętać, że moce tych nadajników są wielokrotnie większe od mocy stacji amatorskich, stąd użyteczna dla nas zorza może wystąpić znacznie później – albo wcale. W każdym razie – charakterystyczny zniekształcony sygnał nośnych tych stacji świadczy o występowaniu zorzy, kilkukrotny odsłuch i porównanie z rzeczywistą sytuacją na paśmie pozwoli nam w przyszłości na szybką ocenę jakości zorzy i jej przydatności.
Nasłuch beaconu SK4MPI, który nadaje dokładnie na częstotliwości 144.412,0 MHz w typowy sposób (znamiennik, lokator, sygnał ciągły) dwiema wiązkami w azymucie 45/315 stopni może być pomocny w wykryciu istniejącej zorzy powstałej za nim w kierunku północnym.
Sprzęt do pracy zorzowej.
Dla rozpoczęcia pracy przez zorzę nie są wymagane nadzwyczajne warunki sprzętowe. Na początek 50-80 watów nadajnika i pozioma 9 Y pozwolą na oswojenie się z tym rodzajem propagacji i zaliczenie nawet kilkudziesięciu kwadratów. Po jakimś czasie łączności zaczną się powtarzać, coraz trudniej będzie zrobić coś nowego. To znak, że trzeba coś poprawić…Osobiście zaczynałem na antenie 6 LY (za to z nieco większą mocą), jej szeroka wiązka w płaszczyźnie poziomej i pionowej znakomicie pomagała w warunkach szybko zmieniających się odległości frontów zorzowych. Mniej trzeba było kręcić anteną, czasami w ogóle…Osiągnięty ODX w tych warunkach to prawie 1500 km (lokator lo02) To akurat spostrzeżenie może być słuszne dla stacji położonych na północy kraju, wydaje się, że im dalej na południe, antena powinna być coraz to dłuższa i o bardziej spłaszczonej charakterystyce pionowej.
Azymut anten ustala się z odchyleniem na wschód, kiedy zorza się zaczyna i stopniowo koryguje poprzez północ w kierunku zachodnim. Odchylenia od północy w obu przypadkach mogą wynosić nawet 60 stopni.
Praca przez zorzę.
Łączności ukf-owe o zasięgu lokalnym i na rozproszeniu troposferycznym przeprowadza się podobnie jak na pasmach KF. Ponieważ z wyjątkiem zawodów korespondentom się nie spieszy, łączność można przeprowadzać dowolnie długo, wymieniając wszystkie interesujące obie strony informacje – fonią lub telegrafią. Inaczej jest w czasie wystąpienia zorzy polarnej. [3] Słychać wtedy wiele odległych stacji, dlatego w takich łącznościach należy ograniczyć się do przekazania koniecznego minimum informacji, a więc: znaku, raportu i lokatora oraz oczywiście pokwitowania odbioru informacji od korespondenta. Jeśli warunki i sytuacja pozwoli, można zapytać o kąt ustawienia anteny (QTF) korespondenta i podać swój, co ułatwi zlokalizowanie centrum zorzy. Prośba o kartę jest pomijana – dalekie łączności potwierdza się z zasady i bez pytania, nadawanie imienia i nazwy miejscowości jest już zwyczajnym "nadużyciem"… Ponieważ odbicie sygnału od zorzy polarnej zniekształca ton sygnału w raporcie nie podaje się określenia tonu (trzecia cyfra) zastępując go literą "A", czyli np. 55A. Również w wywołaniu po nadaniu CQ dodaje się literkę "A". (na fonii "aurora").
Pewien problem stwarza efekt Dopplera. Praktycznie – częstotliwość, na której słyszymy korespondenta nie jest tą, na której on nadaje. Różnica częstotliwości na 50 MHz jest niewielka, około stu herców i do pominięcia, ale na 432 MHz sięga 2 kHz. W przypadku bardzo silnych sygnałów i szerokiego pasma odbioru nie stwarza to większych trudności w odbiorze, jednak częściej sygnały są słabe i zanikające. W praktyce można posługiwać się rit-em, nadając w pierwszym okresie zorzy (antena na wschód) kilkaset herców poniżej częstotliwości, na której jest słyszany korespondent, po odchyleniu anteny w drugą stronę (czyli pod koniec zorzy) – nieco powyżej.
Tych kilka praktycznych wskazówek oczywiście nie wyczerpuje tematu, a dla operatorów dysponujących wieloletnim doświadczeniem mogą się one wydać niegodne wzmianki. Jednak w sytuacji zaniku życia klubowego i braku w księgarniach aktualnej literatury zamiarem autora było zachęcić do prób tych kolegów, którzy od niedawna posiadają sprzęt i do tej pory na zorzy nie pracowali.
(*) Wolf Rudolf 1816-1893, astronom szwajcarski, profesor i dyrektor obserwatorium astronomicznego w Zurychu, ustalił długość cyklu aktywności słonecznej, wprowadził tzw. liczby Wolfa.
(**) 1 SFI = 1x10E-2 W/m2Hz
Wykaz literatury:
1. Poradnik Ultrakrótkofalowca Z Bieńkowski WKiŁ Warszawa 1988
2. Encyklopedia Powszechna PWN Warszawa 1976
3. Podręcznik Radiooperatora Krótkofalowca L. Kossobudzki…WKiŁ Warszawa 1970
4. Łączności zorzowe J. Polański IV Zjazd Techniczny PK UKF Duszniki Zdrój 2002
5. Krótkofalowiec Polski 2/3/4/5/1992
Tczew, 7 listopad 2002r.
Stanisław Leszczyna SQ2EEQ