Přeskočit na obsah

Šíření rádiových signálů

Je doba svítání. Zapínám přijímač v pásmu 20 m a kromě šumu slyším slabé signály z východní Sibiře. Postupně se pásmo probouzí, přibývají japonské stanice, začínají burácet západní Sibiřané, evropské Rusko, Skandinávie. Náhle narážím na třepotavé signály z Pacifiku, následované vařícím kotlem volajících stanic ze všech směrů. Scenerie se stále mění, původní směry slábnou, jiné se otevírají. Obvyklý obrázek z krátkých vln. Každý okamžik je jiný, každý den je něco nového, zdánlivě náhodně. Kouzlo krátkých vln. Jak je pochopit? Co a jak rádiové šíření ovlivňuje?

Něco fyziky na začátek

Pamatujete si ze školy?

Na to, aby v přírodě proběhl jakýkoli děj, je třeba vynaložit práci, a abychom vynaložili práci, musíme použít energií, tj. schopnost konat práci. "Rádio" je v podstatě způsobem přenosu informací - také k přenosu informací samozřejmě potřebujeme energii. V běhu historie lidé k přenosu informací používali různé druhy energie: pohybovou (semafory), světelnou (ohňové signály), elektrickou (telegraf, telefon). Koncem 19.století pak do práce zapojili energii elektromagnetického vlnění.

Hodnotíme-li vhodnost různých druhů energií z pohledu potřeby přenášet informace, zjistíme, že schopnost šířit se prostorem (a informace přenášet) mají mnohé druhy energie, některé však k tomu potřebují nějakou zprostředkující látku - médium. Typicky akustická energie - zvuk - se šíří vzduchem, kapalinami i pevnými látkami, avšak ve vakuu, prostoru, který žádnou látku neobsahuje, se šířit nemůže. Nebo elektrická energie, která potřebuje vodič. Elektromagnetické vlnění je naproti tomu druhem energie, který se šíří prostorem bez jakéhokoli média, ve vakuu se dokonce šíří nejlépe. Díky tomu je pro přenos informací přímo ideální.

Elektromagnetické vlnění má dvě navzájem neoddělitelné složky - elektrickou a magnetickou. Každá z těchto složek v čase mění svůj rozkmit - amplitudu - z nuly do kladného maxima, zpět do nuly, dále do záporného maxima a zpět do nuly. Potom se děj stále znovu stejně opakuje. Jde tedy o děj periodický. Jeden každý časový úsek, v němž proběhne tento cyklus, tj. změna amplitudy od nuly k oběma maximům a zpět k nule, nazýváme perioda. Vyjadřuje se jednotkách času - sekundách. A protože grafickým znázorněním časového průběhu těchto změn je sinusoida, zařazujeme je mezi periodické děje, které je zvykem označovat jako harmonické. Chceme-li pak vyjádřit, kolikrát za jednotku času se u daného vlnění periodický děj (cyklus) zopakuje, použijeme veličinu zvanou kmitočet, jejíž jednotkou je Hertz (Hz). Tato jednotka vyjadřuje počet cyklů za sekundu.

Je to právě kmitočet vlnění, který předurčuje, jak se to které konkrétní vlnění bude chovat v různých prostředích a za různých okolností. Nás zajímají tzv. "rádiové vlny" - v praxi se využívají kmitočty řádově od desítek kHz do desítek GHz. Radioamatéři používají jednak část vln středních (pásmo 1,8 MHz), jednak vlny krátké (3 - 30 MHz), jednak vlny velmi krátké a mikrovlny (od 30 MHz výše, v praxi zatím do cca 100 GHz). Experimentálně pracují také s vlnami dlouhými (pásmo 137 kHz).

Vedle údaje o kmitočtu se často používá také údaj o vlnové délce. Vyjadřuje vzdálenost, kterou elektromagnetické vlnění urazí během jednoho cyklu, a uvádí se v jednotkách délky - metrech.

Elektromagnetické vlnění se šíří v různých prostředích různou rychlostí. Nejrychleji ve vakuu, v něm dosahuje rychlosti 300.000km/sec. V prostředí obsahujícím nějakou látku se rychlost šíření zpomaluje. O něco pomaleji, avšak téměř podobně rychle, jako ve vakuu, se šíří v zemské atmosféře, avšak ve vodičích rychlost šíření klesá již na 95%. Vztah mezi rychlostí šíření, kmitočtem a délkou vlny je dán vztahem

c = f λ, kde
c … rychlost v m/s (3.108 m/s)
f … kmitočet v Hz
λ … vlnová délka v m

Kmitočtu 30 MHz odpovídá ve vakuu vlnová délka 10 m, avšak ve vodiči je pro tento kmitočet vlnová délka pouze 9,5 m. Údaj o vlnové délce je tedy nepřesný, pokud není doplněn údajem, k jakému prostředí se vztahuje.

Dodejme, že za normálních okolností se elektromagnetické vlnění šíří přímočaře všemi směry, úplně stejně, jako světlo. To však není překvapivé, protože světelná energie je svou podstatou elektromagnetickým vlněním velmi vysokého kmitočtu.

Při šíření vlny v prostoru se vlna rozptyluje (obdobně jako vlna na hladině vody po dopadu předmětu na hladinu) a její amplituda se zmenšuje se čtvercem vzdálenosti (při desetinásobné vzdálenosti se amplituda signálu snižuje 100 x).

Při průchodu signálu vodičem či atmosférou jsou vybuzovány elektrony, které znovu vyzařují energii o totožném kmitočtu. Tento proces neprobíhá beze ztrát, které se vyzařují v podobě tepla. Při šíření rádiových signálů 10 MHz až 3 GHz atmosférou jsou ztráty zcela zanedbatelné, avšak na vyšších kmitočtech dochází k útlumu vlivem vodní páry a kyslíku. Kmitočty pod 10 MHz jsou pak absorbovány ionosférou, jak bude vysvětleno v části pojednávající o atmosféře.

Přímý směr šíření radiového paprsku je lomen na rozhraní dvou médií (podobně jako se lomí obraz hole zčásti ponořené pod hladinu vody). K lomu dochází v důsledku změny rychlosti šíření v rozdílných médiích.

Rádiové vlny mohou být odráženy pevnými předměty - budovami, horami, letadly. Nejvíce energie je odráženo, blíží-li se odrazná plocha ke zdroji signálu, či k místu příjmu signálu.

Ostře zakončená bariéra může vlivem interference původního signálu se signálem odchýleným ostrým vrcholem vytvořit úzké svazky signálů, směřujících od vrcholu překážky směrem k Zemi. Tento jev lze pozorovat na vyšších kmitočtech za hřebenem hor; jen tak je možné si vysvětlit, proč lze v horách přijímat signály přicházející ze zdánlivě nemožných směrů.

Ionosféra, původce kouzla krátkých vln

Pamatujete si ze školy?

Hmota se skládá z atomů. Atomy se skládají z jádra a z obalu. Jádro atomu je složeno z neutronů a protonů, obal je tvořen elektrony, které se neuspořádaně pohybují kolem jádra. Elektron je nositelem záporného elektrického náboje, proton je nositelem kladného elektrického náboje, neutron je elektricky neutrální. Za normálních okolností je počet elektronů a protonů v atomu shodný, jejich záporné a kladné náboje se navzájem kompenzují a atom se navenek jeví jako elektricky neutrální. Počtem párů elektron-proton je určen konkrétní prvek v Mendělejevově periodické tabulce prvků.

Atomy prvků se spojují do molekul, a složením atomů v molekule je určena konkrétní látka. Také molekuly jsou za normálních okolností navenek elektricky neutrální. Pokud však na molekulu zapůsobíme energií, která je schopna narušit vzájemné vazby jejích atomů, rozštěpí se molekula na částice - ionty. Ionty již neobsahují shodný počet protonů a elektronů, jejich elektrické náboje se tedy nekompenzují a ionty se proto navenek jeví jako nositelé elektrického náboje. Ionty, u nichž převažuje počet elektronů, se nazývají anionty a jeví se jako nositelé záporného elektrického náboje. Ionty, u nichž převažuje počet protonů, se nazývají kationty a jeví se jako nositelé kladného elektrického náboje. Proces, při němž dochází k rozpadu látky na ionty, se nazývá ionizace. Přestane-li působit energie, která ionizaci způsobila, mají anionty a kationty tendenci se opět pospojovat do klidového uspořádání. Nastává tzv. rekombinace.

Zemská atmosféra se skládá z plynů: 78% dusíku, 21% kyslíku, 1% argonu a malého podílu vzácných plynů. Tento poměr plynů se udržuje až do výšky 80 km. Ve vyšších výškách se zvyšuje obsah hélia a vodíku. Molekuly plynů jsou dvouatomové. Také ony mohou být ionizovány. Energií, která ionizaci plynů v zemské atmosféře způsobuje, je energie slunečního záření.

Na Slunci dochází k trvalé termonukleární reakci, která je doprovázena vyzařováním širokého spektra elektromagnetického vlnění, které zasahuje i Zemi. Některá tato vlnění můžeme vnímat vlastními smysly - typicky světelné a tepelné, jiná nevnímáme, přesto však, vedle celé řady dalších účinků, vyvolávají i ionizaci molekul plynů v atmosféře.

Díky rotaci Země a díky vzdalování a přibližování Země vůči Slunci při jejím pohybu po eliptické dráze kolem Slunce se intenzita dopadajícího vlnění periodicky mění v závislosti na střídání dne a noci a na střídání ročních období. Proto se se stejnými periodami mění i míra ionizace atmosféry.

Mění se však i aktivita samotného Slunce. Sluneční činnost je soustavně sledována od 18.století. Lze ji sledovat i okem (samozřejmě přes tmavé sklo), jímž lze spatřit tzv. sluneční skvrny - temnější plochy na slunečním kotouči. Jejich počet a velikost přímo úměrně vypovídají o sluneční aktivitě. Dnes se sluneční aktivita měří podle intenzity Sluncem vyzařovaného rádiového šumu na vlnové délce 10,7 cm. Kolísání probíhá ve větším počtu vzájemně vnořených cyklů, z nichž měření zatím prokázalo cyklus dlouhý 11 roků, který je vnořen do cyklu dlouhého 169 roků.

Působením části spektra vyzařovaného Sluncem dochází větší či menší měrou k ionizaci zemské atmosféry - takto ionizovaná část atmosféry se nazývá ionosféra. Protože intenzita sluneční energie způsobující ionizaci se v čase mění, mění se spolu s tím i hustota ionizovaných částic v ionosféře.

Ionosféra má na šíření rádiových vln velmi významný vliv, v němž se sčítají zejména kmitočet vlnění a hustota ionosféry. Vnikne-li šířící se elektromagnetické vlnění do ionosféry, začne se jeho dráha působením elektrického pole ionizovaných částic stáčet, a to s přímou úměrou: čím vyšší je hustota ionizovaných částic, tím rychleji se dráha vlnění stáčí. Rychlost stáčení však závisí i na kmitočtu vlnění, v tomto případě s nepřímou úměrou: čím vyšší je kmitočet vlnění, tím je stáčení pomalejší.

Výsledkem je, že ozařujeme-li určitou vrstvu ionosféry dané hustoty a síly vlněním o stále rostoucím kmitočtu, zjistíme, že do určitého kmitočtu se dráha vnikajícího vlnění stáčí natolik, že vlnění vrstvu opustí a vrátí se k zemskému povrchu, zatímco vlnění o kmitočtu vyšším se stáčí tak málo, že vrstvu opustí a pronikne výše do kosmu. Kdybychom tento pokus schematicky zobrazili a šířící se elektromagnetické vlnění znázornili jako jediný paprsek, jevil by se nám celý proces tak, že paprsek se v ionosférické vrstvě ohýbá: do určitého kmitočtu vlnění směrem k Zemi, nad tento kmitočet od Země. Proto se obvykle hovoří o ohybu dráhy vlnění v ionosféře.

V praxi hraniční kmitočet rozdělující kmitočty na ty, které se vrátí k Zemi, a na ty, které proniknou do kosmu, nabývá takových hodnot, že k Zemi se vrací vlnění kmitočtově odpovídající zhruba krátkým vlnám a kmitočtů nižším, a do kosmu pronikají kmitočty vln velmi krátkých a vyšší. Můžeme tedy velmi zjednodušeně říci, že vůči kmitočtům krátkých vln a kmitočtům nižším se ionosféra chová jako zrcadlo zavěšené ve velké výšce nad zemským povrchem, což umožňuje, že rádiové signály o těchto kmitočtech mohou proniknout do daleko větších vzdáleností, než by mohly bez existence takovéhoto "zrcadla". Výsledkem je, že pustíme-li si ve vhodnou dobu radiopřijímač na středovlnných a krátkovlnných rozsazích, můžeme přijímat i stanice z jiných kontinentů, což nám televizor ani VKV rozhlas dost jistě neumožní, leda za zcela mimořádných okolností.

Struktura zemské atmosféry

Tepelné spektrum slunečního záření působí od povrchu Země do výše 10 km na počasí, vítr, déšť. Tato část zemské atmosféry se jmenuje troposféra.

Ultrafialová část záření vytváří z atmosférického kyslíku ve výšce 10 až 50 km ve vrstvě zvané ozonosféra ozónovou vrstvu.

Ve výškách 50 až 600 km, kde je již hustota atmosféry velmi malá, ionizuje ultrafialové záření a roentgenovo záření atmosférické plyny. Této části atmosféry říkáme ionosféra. Vlivem působení ultrafialového záření, roentgenova záření a po dopadu nabitých částic se v silně zředěných plynech uvolňují z molekul neutrálního plynu elektrony a z původně neutrální molekuly se vytváří kladný iont. Tím dochází k přeměně elektricky inertního prostředí na vodivé prostředí, v němž se snižuje rychlost šíření rádiového signálu a na rozhraní mezi inertní atmosférou a ionizovaným plynem dochází k lomu směru šíření rádiového signálu. Současně s ionizací probíhá opačný proces - rekombinace. Při tomto procesu se volné elektrony spojují s pozitivně nabitými ionty a vytvářejí elektricky neutrální atom plynu. Stupeň ionizace závisí na intenzitě a spektru ionizujícího záření, na délce působení záření a na rychlosti rekombinace. Stupeň ionizace je nejvyšší v nejvyšších výškách ionosféry.

Pro popis jednotlivých oblastí ionosféry se používá označení vrstvy, jsou to zdola nahoru vrstva D, E a F.

Magnetosféra začíná ve výšce 600 km a dosahuje až do 160.000 km. Skladba magnetosféry se s výškou mění: dominují lehké plyny (hélium, v největší výšce vodík). Ve výškách 3.200km a 16.000 km zachytává zemské magnetické pole elektrony a protony (Van Allenovy radiační pásy). Magnetosféra již nemá vliv na pozemské šíření rádiových vln.

Vlastnosti ionosféry

Šíření rádiových signálů o vlnové délce 10 až 80 m na velké vzdálenosti na Zemi umožňují různě ionizované vrstvy plynů nalézající se v horní atmosféře, počínaje 50 km až do výšky nad 300 km. Základním mechanizmem ionosférického šíření je lom (refrakce). Index lomu vzrůstá s rostoucí ionizací. Bližší našim představám je považovat tento jev za odraz a ionosféru vnímat jako jakési zrcadlo rádiových vln. Pak bude snadné pochopit, že rádiový paprsek vyslaný kolmo vzhůru k ionosféře se od ionosféry odráží a vrací se k zemskému povrchu. Na tomto principu fungují ionosondy: podobně jako u radarového vysílání se vysílají velmi krátké impulsy s nízkým opakovacím kmitočtem. Vysílá je krátkovlnný vysílač s proměnným kmitočtem.

Vyslaný impuls se odráží od ionosféry a v mezeře mezi impulsy se přijímá signál odražený od ionosféry. Odrazy se zobrazují na obrazovce, jejíž osa x znázorňuje kmitočet a osa y virtuální výšku ionosférických vrstev. Nejvyšší vertikálně odrážený kmitočet se nazývá kritický kmitočet fc. Kritický kmitočet se obvykle pohybuje v rozsahu 1 až 15 MHz.

Nejvyšší a nejnižší použitelný kmitočet

Při dosažení kritického kmitočtu se kolmo vyslaný signál nevrací zpět k povrchu Země, ale prochází ionosférou dál do mezihvězdného prostoru. Nicméně i vyšší než kritický kmitočet se může vrátit k Zemi - a to tehdy, je- li vysílán pod úhlem menším než 900 k zemskému povrchu.

Kolmo vysílaný signál prochází ionosférou, zatímco signál vysílaný pod nízkým úhlem ve vztahu k horizontu umožňuje nejdelší možný skok. V tomto příkladu signály vysílané pod většími úhly se již nevracejí k Zemi.

Nejvyšší použitelný kmitočet MUF je ten kmitočet, který lze ještě použít pro spojení mezi dvěma stanicemi pomocí odrazu od vrstvy F2. MUF pro bližší stanice je nižší, než MUF pro spojení vzdálenějších stanic. Maximální délka skoku (vzdálenosti mezi stanicemi) je kolem 4.000 km pro vrstvu F2 a kolem 2.300 km pro vrstvu E.

Poměr mezi nejvyšším použitelným kmitočtem a kritickým kmitočtem se nazývá faktor nejvyššího použitelného kmitočtu MUFF.

MUF závisí na délce skoku, na denní době, roční době, zeměpisné poloze, na sluneční činnosti a na poruchách ionosféry. Jestliže stanice používají vyšší než maximálně použitelný kmitočet, spojení se nepodaří uskutečnit - stanice se neslyší - jsou v přeslechu. Jestliže stanice použijí nižší než maximální použitelný kmitočet, spojení bude možné, avšak se snižujícím se kmitočtem se snižuje vlivem útlumu a vlivem stoupající úrovně rušení poměr signálu k šumu - se snižujícím se kmitočtem se signál stává hůře srozumitelným. Nejnižší použitelný kmitočet LUF je ten, při němž je pro daný vyzářený výkon přijímaný signál již nepoužitelný. Zdůrazněme pro daný výkon: jestliže výkon zvýšíme, nebo použijeme-li systém s nižším potřebným poměrem signálu k šumu (např. místo fónie telegrafii) bude vysílání opět srozumitelné. Naproti tomu při použití vyššího kmitočtu než nejvyššího použitelného zvýšení výkonu nebo použití jiného komunikačního systému nepomůže.

Únik

Na rozdíl od stabilních VKV signálů šířících se povrchovým šířením, dochází při ionosférickém šíření krátkých vln k rozptýlenému ohybu a tak se signál šíří po různě dlouhých drahách. Konečný přijímaný signál je výsledkem fázového součtu, jeho amplituda závisí na fázovém rozdílu skládajících se vln: při stejné fázi se vlny sečítají, při opačné fázi se odečítají. Navíc ionosféra nemá stabilní strukturu. Při východu a západu Slunce se její výška a hustota mění a tomu odpovídá i fázová nestabilita přijímaného signálu. Únik se projevuje krátkodobými změnami intenzity přijímaného signálu.

Avšak i jiné ionosférické poruchy, jako magnetické bouře, polární záře či náhlé ionosférické poruchy spojené s erupčními jevy na Slunci, způsobují výpadky příjmu krátkovlnných signálů.

Jedenáctiletý sluneční cyklus

Hustota ionosférických vrstev závisí na intenzitě sluneční radiace dopadající na Zemi. Radiace je proměnná: závisí na denním a sezónním pohybu Země, na 27-denním slunečním cyklu (doba rotace Slunce o 360º okolo vlastní osy) a 11-letém cyklu sluneční aktivity. Indikátorem sluneční aktivity jsou sluneční skvrny, odpovídající chladnějším oblastem na povrchu Slunce. Počet slunečních skvrn dosahuje maxima v průměru každých 10,7 let, avšak během posledních 23 měřených cyklů se rozptyl délky cyklu pohyboval mezi 7 až 17 roky. Počet naměřených slunečních skvrn byl dosažen v 19.cyklu a v roce 1958 dosahoval hodnoty více než 200.

Sluneční skvrny jsou ohnisky výronu sluneční hmoty a elektromagnetického záření a jsou doprovázeny vysokou magnetickou aktivitou. Emitované záření kmitočtového rozsahu od rádiových vln po tvrdé roentgenovo záření dopadá na zemskou ionosféru, která se intenzivněji ionizuje a kritické kmitočty, zvláště vrstvy F2 se zvyšují. Během maxima sluneční činnosti se podstatně zvyšuje pravděpodobnost spojení na nejvyšších krátkovlnných kmitočtech.

Klíčem k předpovědi kritického kmitočtu vrstvy F2 je intenzita ultrafialového a roentgenova záření. Až do použití družicové techniky k monitorování intenzity slunečního záření neexistovala přímá metoda měření: tyto složky slunečního záření jsou absorbovány atmosférou a na povrch Země prakticky nedopadají. Proto byla zavedena substituční metoda: měření slunečního (solárního) toku. Číslo slunečních skvrn se počítá podle složitých vztahů, v nichž se uvažují velikost, počet a seskupení skvrn. Proto byla zavedena substituční metoda měření solárního toku (označovanou symbolem F10,7), vycházející z pozorování, podle kterého existuje přímá závislost mezi počtem slunečních skvrn a intenzitou solárního šumu na kmitočtu 2.800 MHz.

Solární tok je měřen řadou astrofyzikálních observatoří a aktuální stav i předpověď velikosti solárního toku jsou pravidelně hlášeny spolu s dalšími parametry na internetu a na KV např. vysílači WWV, WWVH, DK0WCY a DRA5.

27-denní rotace Slunce

Slunce je složeno z extrémně horkých plynů a jednotlivé části povrchu se neotáčejí stejnou rychlostí: na rovníku je perioda otáčení 25 dní, avšak na pólech se prodlužuje až na 35 dní. Pouze sluneční skvrny umístěné na 350 od rovníku Slunce nejvíce ovlivňují zemskou ionosféru; rotují za 26 dní. Aktivní sluneční oblasti mají životnost až několika slunečních otáček.

Ionosférické vrstvy

Vrstva D

Tato nejnižší vrstva se nalézá ve výšce 55 až 90 km. Je ionizována UV a X (roentgenovým) zářením, procházejícím skrz výše položené ionizační vrstvy. D vrstva může existovat jen při stále dopadajícím zářením, rekombinace v ní probíhá nejrychleji ze všech vrstev a po západu Slunce vrstva rychle zaniká. Vrstva je prakticky nezávislá na jedenáctiletém slunečním cyklu, má však zásadní význam pro rádiové šíření. Rádiové vlny o kmitočtu do 5 MHz jsou téměř zcela absorbovány vrstvou D, rádiové signály v pásmech 7 a 10 MHz mohou vrstvou pronikat pouze pod strmými úhly. Signály vysílané na těchto pásmech pod nízkými úhly jsou během dne silně absorbovány vrstvou D, teprve po rekombinaci vrstvy D během noci (nebo alespoň při oslabené hustotě vrstvy krátce po východu, nebo krátce před západem Slunce) procházejí vlny snadno k vyšším vrstvám ionosféry. Velmi krátce po západu Slunce klesá hustota vrstvy D, signály v pásmech 160 a 80 m mohou procházet do vysoké ionosféry a pomocí odrazů od vrstvy F se mohou šířit i na mimořádně velké vzdálenosti.

Vrstva E

Vrstva E leží ve výšce 90 až 150 km, avšak pro šíření rádiových vln je její významnější část ve výšce 95 až 120 km. Vrstva je složena z atomů kyslíku a dusíku, ionizovaných UV a dlouhovlnným X zářením. Podobně jako vrstva D existuje pouze ve dne, rekombinuje však o poznání pomaleji. Její kritický kmitočet leží mezi 3 až 4 MHz a s maximálním MUF faktorem MUFF = 4,8 dosahuje v pásmu kmitočtů 5 až 20 MHz 1 skok délky teoreticky do 2.300 km. Ve skutečnosti jsou signály na kmitočtech do 10 MHz vysílané pod nízkým úhlem tlumeny až pohlcovány vrstvou D, takže např. 10 MHz signály se šíří odrazem od vrstvy E pouze do vzdálenosti přibližně 1.200 km.

Mimo "řádnou" vrstvu E se uplatňují i její mimořádné formy.

Sporadická vrstva E (Es)

Sporadická vrstva Es se tvoří ve středních zeměpisných šířkách (mezi 15º až 55º) nepravidelně zejména v měsících květnu, červnu a červenci a od konce prosince do poloviny ledna ve formě oblaků ve výšce okolo 100 km a o horizontálních rozměrech až řádu 100 km. Mohou se vytvořit náhle, rychle se pohybují a obvykle do několika hodin mizí.

Výskyt Es nezávisí na cyklu sluneční aktivity. Příčinou vzniku Es ve středních šířkách jsou dynamické procesy v atmosféře, které mohou způsobit místní zvýšení hustoty volných elektronů. Na KV se šíření odrazem od Es uplatňuje od 21 MHz (skok pouze několik set km) do 28 MHz (při vícenásobném skoku mimořádně až do 6.000 km), na VKV především v pásmu 50 MHz a 144 MHz (skok do 3.000 km).

Vrstvy F

Vrstva F ležící ve výšce od 150 km do 400 km je nejdůležitější pro dálkové rádiové komunikace. Vytvářejí ji kyslíkové atomy ionizované UV zářením. Během dne se vrstva F dělí ve dvě vrstvy (F1, F2), v noci zůstává jediná vrstva. Rekombinace elektronů probíhá pomalu, neboť koncentrace molekul je velmi nízká. Maximum ionizace je silně závislé na solárním cyklu, na roční době a na denní době.

Denní vrstva F1 se vytváří během dne ve výšce 150 až 250 km, v zimních měsících vrstva nevzniká. Její kritický kmitočet zřídka kdy dosahuje 20 MHz. Vlny o kmitočtech do 10 MHz nedosahují až k vrstvě F1 - jsou absorbovány vrstvou D, nebo lomeny vrstvou E. Signály nad 10 MHz procházející k vrstvě F2 jsou vrstvou F1 tlumeny. Pouze v letních měsících dochází v pásmu 10 až 20 MHz působením F1 ke skokům o délce až 3.000 km, lze je však těžko odlišit od skoků způsobených vrstvou F2.

Během dne se vytváří ve výšce 250 až 400 km vrstva F2. Její iontová hustota je největší ze všech vrstev, je však výrazně proměnná, závisí na sluneční aktivitě, na ročním období a na denní době. Nikdy však zcela nezaniká, ani v období minima sluneční činnosti, kdy její MUF může dosáhnout 14 MHz pouze na několik hodin denně. V období maxima sluneční činnosti její MUF dosahuje až 50 MHz a během celé noci neklesá pod 14 MHz. Maximální délka skoku dosahuje 4.000 km a průměrná virtuální výška 330 km.

Po východu Slunce prudce stoupá iontová koncentrace i MUF s maximem obvykle dosaženým odpoledne. Po té se koncentrace pozvolna snižuje s minimem před východem Slunce. Geograficky se maximum koncentrace iontů objevuje kolem 20º zeměpisné šířky: to vysvětluje, proč bývá šíření přes rovník jediným zbývajícím otevřeným směrem.

Během zimy při stejné sluneční činnosti je koncentrace iontů v F2 až 4 x vyšší, než v létě. Tato zimní anomálie je způsobena rozdílnou distribucí hustoty elektronů v závislosti na výšce.

Šíření na velké vzdálenosti

Většina spojení na vzdálenosti nad 4.000 km je uskutečněna pomocí šíření vícenásobnými skoky: rádiové signály jsou po prvním skoku odráženy od zemského povrchu do ionosféry k dalším skokům. Pomocí série lomů v ionosféře a odrazů od Země jsou umožněna šíření signálů až kolem zeměkoule. Každý z lomů a odrazů absorbuje část elektromagnetické energie, takže signály při spojení na největší vzdálenosti bývají nejslabší. Pouze v případě, kdy dochází k "tetivovému skoku" (Pedersen Ray - signál vyslaný pod minimálním úhlem se v F2 ohne a probíhá dál vrstvou F2 jako vlnovodem; signál opouští vlnovod při lomu způsobeném jakýmkoliv gradientem hustoty iontové koncentrace) přicházejí signály z nejvzdálenějších oblastí v neuvěřitelné síle.

Šíření vícenásobnými odrazy může mít různé konfigurace: vícenásobné skoky mezi vrstvou F2 a Zemí, kombinovanými skoky od vrstev Es, F2 a od Země a zmíněným "tetivovým skokem".

A) Dvojnásobný skok vrstva F - Země - vrstva F - Země

B) Dvojnásobný skok: vrstva E - Země - vrstva F - Země

C) Dvojnásobný skok: vrstva F - vrstva E - vrstva F - Země

D) Jeden skok s lomem ve vrstvě E

E) Porovnání délky skoku vrstva F - Zem se skokem prodlouženým vlnovodovým šířením ve vrstvě F (Pedersenův paprsek)

Šíření "dlouhou cestou" (Long Path)

Ačkoliv většina dálkových spojení probíhá po nejkratší spojnici mezi stanicemi (šíření "krátkou cestou" - Short Path), je možné navázat spojení i opačným směrem - "dlouhou cestou". Délka "dlouhé cesty" je 40.000 km mínus délka "krátké cesty". Někdy dochází k současnému šíření oběma cestami a rozdíl délek drah poznamenává přijímaný signál výraznou ozvěnou.

Šíření krátkou cestou probíhá po osvětlené polokouli, využívá výhody vyššího MUF, avšak může být ovlivněno útlumem ve vrstvách D a E. Při šíření dlouhou cestou prochází signál převážně dráhou neosvětlenou Sluncem, je podstatně méně ovlivněn absorpcí v nižších vrstvách ionosféry a může být paradoxně podstatně silnější a stabilnější, než signál procházející krátkou cestou.

Zvláště při spojeních s pacifickými stanicemi je proto užitečné před voláním stanice směrováním antény vyzkoušet, kterou cestou signál přichází.

Šíření Gray Line

Ke zvláštním podmínkám šíření dochází za situace, kdy je na dvou navzájem vzdálených místech východ a západ Slunce a rádiový signál prochází dráhou šera. Během šera dochází k nejvýraznější transformaci ionosféry. Při svítání vrstvy D a E neexistují a MUF vrstvy F2 opouští noční minimum. Při soumraku vrstvy D a E zanikají a MUF vrstvy F2 je ještě vysoký. Na krátkou dobu dochází ke stavu, kdy je MUF vyšší než 5 MHz a útlum v ionosféře velmi malý; tím dochází ke zvláště příznivé možnosti navázat dálková spojení v pásmech 160 a 80 m na vzdálenosti, které jsou za jiných podmínek šíření nedosažitelné. Tento stav trvá řádově pouze desítky minut.

Šíření probíhá obecně ve směru sever - jih, během roku se odchyluje od tohoto směru až ±23º (v rovnodennosti se shoduje se směrem sever - jih, za slunovratů se odchyluje o 23º od tohoto směru; během roku osciluje mezi těmito krajními polohami).

Poruchy šíření rádiových vln

Již od dvacátých let, kdy se začaly používat krátké vlny profesionálními službami se rádioví operátoři setkávali s poruchami šíření a již tehdy byla nalezena souvislost mezi dlouhodobými poruchami spojení a mezi magnetickými bouřemi. Mimoto však docházelo ke krátkodobému přerušení trvajícímu minuty až hodinu bez zjevné souvislosti se zemským magnetizmem.

V roce 1937 byla poprvé zaznamenána souvislost mezi erupcí na Slunci a krátkodobým výpadkem spojení. Dále bylo zjištěno, že zhruba den po erupci došlo k magnetické bouři. Usuzovalo se, že magnetickou bouři vyvolala sluneční hmota vyvržená erupcí. Z rozdílu doby erupce a začátkem magnetické bouře byla odhadnuta rychlost transportu sluneční hmoty. Bylo tak potvrzeno, že příčinou poruch šíření jsou procesy probíhající na Slunci. Započalo studium detailů slunečních procesů a jejich vztahu k rádiovým vlnám.

Avšak teprve družicový průzkum pochodů probíhajících na Slunci umožnil systematicky studovat to, co je patrné z povrchu Země jen při zatmění Slunce: sluneční atmosféru (koronu) a děje probíhající na povrchu Slunce.

Bylo zjištěno, že sluneční erupce mohou vycházet z povrchu Slunce, mohou být doprovázeny výrony sluneční hmoty z korony, nebo může docházet k výronům sluneční hmoty bez slunečních erupcí z povrchu Slunce.

První typ erupcí odpovídá představám formulovaných v třicátých létech: erupce z povrchu Slunce uvolňuje široké spektrum elektromagnetické energie, tento proces je někdy doprovázen i výronem sluneční hmoty. První známky erupce dosahují Zemi za 8 minut. Velké erupce jsou doprovázeny světelným zábleskem v oblasti slunečních skvrn, vysokou radiací UV a roentgenových paprsků a vysokou hladinou šumu na VKV pásmech. V ionosféře jsou zasaženy všechny vrstvy, dochází k okamžitému vzrůstu ionizace ve vrstvách D a E, spojeného s okamžitým vzrůstem útlumu rádiových vln, až do úplného vymazání rádiových signálů v rozsahu 2 až 30 MHz. Tato porucha může trvat až 1 hodinu, poté se ionosféra vrací do původního stavu. Porucha se nazývá Delingerův jev. Sluneční hmota - pokud je vyvržena - zasáhne Zemi s časovým zpožděním.

Výron sluneční hmoty v koroně (CME - Coronal Mass Ejection) uvolňuje protony a elektrony. Velké CME mohou obsáhnout až polovinu korony. Během nich je do kosmického prostoru vyvrženo až 1.010 tun sluneční hmoty. Ty protony a elektrony, které jsou vyvrženy směrem k Zemi, se k ní přiblíží během hodin až dní, narážejí na zemskou magnetosféru, deformují a narušují ji. Takto vyvolaná magnetická bouře narušuje stabilitu vrstvy F a obecně zhoršuje podmínky šíření ve všech směrech, až do přerušení šíření rádiových vln v polární oblasti. Bývá doprovázena polární září.

Magnetická aktivita

Měří se pomocí magnetometrů. Celosvětová síť magnetometrů monitoruje zemské magnetické pole. Geomagnetické podmínky jsou popisovány pomocí indexů K a A.

Index K indikuje magnetickou aktivitu stupnicí 0 až 9.

Střední planetární hodnota tříhodinového průměru je označena indexem Kp. Planetární index se používá proto, že se magnetické pole mění se zeměpisnou polohou.

Index Ap představuje průměrnou denní planetární aktivitu; udává se v hodnotách 0 až 400.

Od hodnoty 40 je stav magnetické aktivity hodnocen jako "magnetická bouře", od hodnoty jako "bouřlivá". Nejvyšší hodnota Ap = 312 byla naměřena v září 1941. Tato bouře vyřadila z činnosti energetickou síť středozápadu USA a větší části Kanady.

Při vyhodnocování stavu magnetické aktivity je důležité sledovat vývojový trend indexů.

Tab. I: Magnetické bouře - popis podle NOAA

KpPopisAnglicky
9 Extrémní Extreme
8 Bouřlivá Severe
7 Silná Strong
6 Prostřední Moderate
5 Menší Minor
<=4 Klid Quiet

Předpověď šíření krátkých vln

Zatímco rozmarné chování krátkých vln amatéři milují, pro profesionální služby užívající krátké vlny pro dálková spojení bylo plánování spolehlivých rádiových tras od samého počátku noční můrou.

Předpověď šíření je složitou úlohou, komplikovanou řadou proměnných. Klíčovým parametrem šíření však je maximální použitelný kmitočet vrstvy F2. Jeho hodnota závisí na denní a roční době, na zeměpisné poloze, na stabilitě zemského magnetického pole a zvláště pak na sluneční činnosti. Její vývoj lze odhadnout pouze přibližně.

Existují matematické a pravděpodobnostní matematicko-statistické modely, hledá se obecný model ionosféry. Pro uspokojení amatérských nároků na předpověď optimálních časů a kmitočtů pro zájmovou oblast již existuje řada užitečných nástrojů. Nejobvyklejší úlohou je nalezení optimálního časového a kmitočtového okna pro uskutečnění spojení s očekávanou expedicí. Slouží k tomu:

  • profesionální programy pro výpočet pravděpodobnosti spojení uvolněné k amatérskému použití, doplněné amatérskými utilitami zvyšujícími komfort použití,
  • síť ionosférických stanic rozmístěná po celém světě podávající aktuální hlášení o stavu ionosféry a o aktivitě zemského magnetizmu,
  • amatérské informační sítě přenášející zprávy o stavu ionosféry, o zemském magnetizmu a předpovědi předpokládaného vývoje,
  • poslech sítě amatérských majáků, vysílajících signály z nejrůznějších světových míst,
  • poslech KV rozhlasových stanic,
  • vlastní poslech amatérských stanic a používání DX klastru jako zdroje hlášení o právě aktivních amatérských stanicích a o stavu ionosféry.

Osvědčeným programem sloužícím jako staniční manažer schopným zajistit většinu výše zmíněných činností je LOGGER 32. Zabezpečuje standardní operace běžně nabízené jinými programy (staniční deník, QSL agenda, statistika spojení pro nejdůležitější diplomy, ovládání transceiveru počítačem, automatické přepínání antén, nastavení směru otočné antény, příjem a vysílání digitálních módů apod.). Má však ještě řadu dalších vlastností, umožňujících získat informace o stavu a předpovědi šíření:

  • pomocí připojení k DX-Clusteru nebo k internetu jsou pravidelně přijímány aktuální hlášení parametrů ionosféry a informace o případných magnetických poruchách a zobrazeny jako hlášení "WWV" na spodní liště hlavního okna,
  • program spolupracuje s profesionálním programem ITS HF Propagation (obsahuje sadu programů včetně VOACAP, vyvinutého pro potřeby stanice Hlas Ameriky) a s utilitou HAM CAP, pomocí níž lze otevřít okno "S/N Ratio Prediction Map", zobrazující pro daný směr (zadaný formou volacího znaku) při aktuální ionosférické situaci (včetně K indexu) pravděpodobnost navázání spojení. Pro naladěné pásmo, zadané parametry ionosféry a použitý výkon a anténu vypočte a znázorní pravděpodobnost spojení pro celou zeměkouli, nebo vypočte pro daný směr celodenní předpověď pro KV pásma,
  • program umožňuje naladění na majákové kmitočty 14.100, 18.110, 21.150 a 28.200 kHz, na nichž pracují s časovým sdílením desítky majáků z celého světa. V okně "NCDXF Beacons" jsou zakresleny polohy majáků a synchronně se světovým časem jsou zobrazeny právě aktivní majáky. Výkony majáků jsou přepínány v rozsazích 100, 10, 1 a 0,1 W, takže je k dispozici velmi účinný nástroj k posouzení skutečných podmínek šíření,
  • v okně "mapa DX Spot" jsou automaticky zakresleny stanice hlášené DX-Clusterem, barevně jsou odlišeny denní a noční hemisféra a zobrazeno pásmo šera, indikující pravděpodobnost spojení na 160 a 80 m šířením typu Gray Line.

Program je volně k dispozici.

Okno "S/N R Prediction ..." ukazuje mapu světa, na níž jsou vyznačeny pravděpodobnosti šíření barevně rozlišené podle předpokládané slyšitelnosti. Pomocí myši označující vybrané místo lze odečíst odpovídající úroveň signálu vztaženou k předpokládané úrovni rušení.

Červenou čárou je zobrazena dráha signálu, žlutá čára vyznačuje hranici mezi dnem a nocí. Žlutý bod představuje polohu Slunce v nadhlavníku. Okno znázorňuje aktuální pravděpodobnost spojení mezi Prahou a ostrovem Palmyra při solárním toku 88 jednotek (číslo slunečních skvrn r = 16) pro den 14.11.

Okno "NC DXF Beacons" z programu LOGGER 32 zobrazuje síť majáků pracujících na kmitočtu 14.100 kHz. Červenou barvou je na mapě znázorněn právě aktivní maják. Jeho název je žlutě zvýrazněn v sousedící tabulce. Majáky jsou synchronně přepínány v desetivteřinových intervalech. Počítač je synchronizován přesným časem atomových hodin.

Hlášení parametrů sluneční aktivity a magnetické aktivity Země na KV

O stavu magnetické a sluneční aktivity informuje řada vysílačů na KV - např. stanice vysílající přesný čas (WWV z Ft. Collins v Coloredu, WWVH z Kauai na Havaii); v Evropě je nejlépe slyšitelný vysílač DK0WCY z Kielu v Německu.

Vysílač DK0WCY vysílá na kmitočtech 3579 kHz v časech 6.30 až 8 UTC a 15 až 18 UTC a na 10144 kHz během 24 hodin každých 5 minut CW (s výjimkou 20.minuty, kdy vysílá RTTY, 35.minuty v módu PSK31/BPSK a 50.minuty v módu PSK31/QPSK) zprávu s touto strukturou (příklad):

INFO 12 FEB 0900 UTC KIEL K 2 2 = NEXT EXPECTED KIEL K 5 5 FORECASTS 12 FEB SUNACT ERUPTIVE MAGFIELD QUIET = 11 FEB R 73 73 FLUX 114 114 BOULDER A 11 11 = 11 FEB KIEL A 13 13 AR

Pozn.: NEXT EXPECTED KIEL n n se vysílá pouze tehdy, předpokládá-li se pro příští 3 hodiny hodnota K = 5 nebo vyšší.

Date, Time čas měření (konec 3-hodinové periody měření K)
KIEL K index magn. pole k měřený v Kielu
FLUX sluneční tok měřený na 10cm stanicí Pencticton, Kanada
R střední hodnota čísla slunečních skvrn
BOULDER A index geomagnetického pole A, měřený v Boulderu/Colorado (USA)
Kiel A index geomagnetického pole A, měřený v Kielu (v místě majáku)
SUNACT stav sluneční aktivity:
- quiet (klidná) - pravděpodobnost erupcí třídy C menší než 50%
- eruptive - pravděpodobnost erupcí třídy C větší než 50%
- active - očekávány erupce třídy M
- major flares expected - erupce tř. X očekávána s pravděp. > 50%
- proton flares expected - protonové erupce
- warning conditions - očekává se vyšší stupeň aktivity
MAGFIELD stav zemského magnetického pole:
- quiet - K<4 - klidné pole
- active conds expected- K>=4, A>20 - čekají se aktivní podmínky
- minor storm expected - K>=5, A>30 - malá bouře
- major storm expected - K>=6, A>50 - větší bouře
- magstorm in progress - K>=4 A>30 - magnetická bouře se rozvíjí
- warning conditions - očekává se vyšší stupeň aktivity

V době mezi hlášeními je vysílána buď trvalá nosná (při normálních podmínkách), nebo tečky (během polární záře).

Aktuální ionosférické informace na internetu

http://www.dk0wcy.de
http://www.dxlc.com
http://www.sec.noaa.gov/
www.ionosonde.jap-kborn.de/
http://aurora.n1bug.net/
http://comets.amsmeteors.org/
http://solar.uleth.ca/

Šíření rádiových signálů v pásmech nad 30MHz

Obecně VKV, UKV a mikrovlnné signály se šíří (podobně jako světlo) přímočaře; v závislosti na poměru vlnové délky a velikosti překážky se mohou ohýbat za terénními překážkami a odrážet se od nich. Navíc dochází k řadě mimořádných jevů, pomocí nichž se mohou tyto kmitočty šířit mnohem dál za rádiový horizont.

Ve vakuu mezihvězdného prostoru či v jiném elektricky homogenním prostředí se rádiové vlny šíří pouze přímočaře. V zemských podmínkách se však homogenní elektrické prostředí nevyskytuje. Rádiové vlny procházející troposférou jsou běžně lámány směrem k Zemi. Změna teploty, tlaku a vlhkosti v závislosti na výšce mění index lomu do té míry, že může vyvolat lom rádiového paprsku. V běžných atmosférických a troposférických podmínkách je rádiový horizont díky lomu zvětšen oproti vizuálnímu horizontu zhruba o 15%. V mimořádných podmínkách může být rozšíření rádiového horizontu mnohem výraznější.

K určení vzdálenosti rádiového horizontu lze použít jednoduchý vztah

, kde
d …vzdálenost rádiového horizontu [km]
h … výška antény nad zemí [m]

Anténa umístěná 30 m nad rovným terénem "dohlédne" do 22,6 km, anténa umístěná 1.000 m nad terénem rozšíří rádiový horizont na 130 km.

Atmosférickou absorpcí jsou postihovány rádiové signály o kmitočtech až od 10 GHz. Absorpce vlivem deště se uplatňuje na kmitočtu 3,3 GHz tak, že silný déšť na trase 20 km vyvolá útlum 0,2 dB, zatímco se útlum signálu o 3x vyšším kmitočtu na stejné trase zvýší na 12 dB. Podobně jako déšť se uplatňuje i hustá mlha, avšak až na kmitočtech vyšších než 5,6 GHz.

Mimo tento obvyklý rámec podmínek šíření lze i na kmitočtech nad 30 MHz uskutečnit mimořádně dlouhá spojení. Dochází k tomu během mimořádných podmínek šíření - jako jsou rozptyl signálů od sporadické vrstvy E, rozptyl způsobený polární září, meteority a troposférou a odrazem signálů od povrchu Měsíce.

Sporadická vrstva E

Tuto mimořádně se vyskytující vrstvu vytvářejí ionizovaná oblaka o horizontálních rozměrech až 100 km ve výšce mezi 100 až 110 km, která mohou umožnit šíření rádiových signálů v pásmech 28, 50 a 144 MHz.

Při výskytu sporadické vrstvy E může být indikátorem pravděpodobnosti spojení v pásmu 50 MHz výskyt signálů blízkých stanic pracujících v pásmu 28 MHz: jsou-li slyšet stanice do vzdálenosti 500 km, je pravděpodobné, že se pásmo 50 MHz otevře až na vzdálenost až do 2300 km. Podobně: je-li pásmo 50 MHz otevřeno zhruba do 700 km, lze očekávat otevření pásma 144 MHz na vzdálenost až do 2300 km.

Polární záře

Výron sluneční hmoty v koroně (CME) zasahující do ionosféry vyvolává silnou ionizaci vrstvy E v polární oblasti. Tato neobvyklá ionizace doprovázená polární září ohýbá rádiové signály v pásmech od 28 do 432 MHz směrované do polární oblasti do té míry, že je možné navázat spojení se vzdálenými evropskými stanicemi.

Meteority

Kinetická energie i nepatrných zrnek meteorického prachu je schopna ionizovat až 20 km dlouhé stopy ve výšce vrstvy E na dobu několika vteřin až minut. Rozptylem od těchto stop lze navázat spojení v pásmech 28 až 432 MHz. S rostoucím kmitočtem se zkracuje délka spojení a zvyšuje se útlum signálů. Meteorická stopa umožňující spojení v pásmu 50 MHz v trvání 30 vteřin umožní v pásmu 144 MHz spojení pouze několikavteřinové.

Nejvhodnější denní dobou k navázání spojení jsou časné ranní hodiny, kdy je Země nejvhodněji orientována vůči orbitám meteoritů. Výskyt meteoritů je častější v letních měsících, nejvýznamnější roje meteoritů jsou uvedeny v tab II.

Tab. II: Nejvýznamnější roje meteoritů

NázevDatumPočet met./hod.
Quadrantidy 3.ledna 50
Arietidy 7.- 8.června 60
Perseidy 11. - 13.srpna 80
Orionidy 20. - 22.října 20
Geminidy 12. - 13.prosince 60

Avšak i během výskytu meteorického roje jsou okamžiky, kdy je možné navázat spojení, velmi prchavé. Proto se používají speciální provozní postupy a jsou užívány i další pomocné prostředky:

  • spojení jsou předem domluvena,
  • je stanoven přesný kmitočet, čas, délka volání a délka doby příjmu i použitá vysílací procedura,
  • používá se CW provoz rychlostí klíčování až stovkou slov za minutu,
  • přijímaný text je zpomalován na přijatelnou rychlost, nebo dekódován počítačem,
  • ke generování zprávy a zpracování přijatého textu jsou používány speciální programy.

V době výskytu meteorického roje stačí použít ke spojení v pásmech 28 a 50 MHz vysílač o výkonu do 100 W a jednoduchou směrovou anténu, avšak pro spojení na 144 MHz je třeba použít plný povolený výkon a rozměrný anténní systém.

Troposférický rozptyl

Rádiové spojení přesahující rádiový horizont do vzdáleností 100 až 500 km závisí na kmitočtu, na vysílaném výkonu, na citlivosti přijímače protistanice a na geografických podmínkách.

Zatímco v pásmech 160 a 80 m lze komunikovat pomocí přízemní vlny, je spojení na VKV a na vyšších kmitočtových pásmech umožněno především rozptylem v troposféře. Ten je vyvolán gradientem indexu lomu, způsobeným turbulencemi atmosféry a změnami teploty.

Maximální délka spojení uskutečněná pomocí troposférického rozptylu je omezena výškou rozptylové zóny s odlišným indexem lomu. Pro vyzářené výkony používané amatéry lze počítat s maximální výškou 10.000 m, což vede k teoretické délce spojení do 800 km; avšak reálná délka spojení bývá zhruba poloviční. Útlum signálu v troposféře je významný a zvyšuje se s kmitočtem. Troposférický rozptyl je málo závislý na denní a roční době, avšak silně závisí na počasí; tak si lze vysvětlit, proč se síla signálů vysílaných na stejné trase ze dne na den liší.

K využití troposférického rozptylu není zapotřebí speciální výbavy. Běžně dosahované vzdálenosti se dramaticky zvětšují s výškou antény (snižuje se úhel vysílaného paprsku s obzorem), méně s vyzařovaným výkonem (ziskem antény a výkonem vysílače).

Lom a vedení troposférou

K lomu rádiového signálu dochází tam, kde se stýkají dvě prostředí s různým koeficientem lomu - tam, kde se výrazně mění teplota, tlak, nebo vlhkost. V příznivých povětrnostních podmínkách se může zvýšit délka spojení o další stovky kilometrů. Vyšší kmitočty jsou více ovlivňovány troposférickým lomem, než kmitočty nižší. Troposférický lom lze zaznamenat na mikrovlnách dříve, než se projeví na nižších pásmech.

Výšková tepelná inverze

K vedení troposférou dochází tehdy, je-li lom tak velký, že se rádiové signály ohýbají zpět k povrchu Země. K tomu dochází za výškové tepelné inverze, kdy se s výškou nad zemí prudce zvyšuje teplota a snižuje vlhkost vzduchu. Dochází-li k inverzi na rozsáhlém území, může síla signálů zůstat vysoká až na vzdálenost 1500 km. Inverze ve výšce mezi 250 až 2.000 m působí jako přirozený otevřený vlnovod, v němž se rádiové signály šíří s velmi nízkým útlumem.

Přízemní inverze jako důsledek sálání v troposféře

K přízemní inverzi dochází pouze nad zemským povrchem v době po západu Slunce. Povrch Země se sáláním tepla do prostoru ochlazuje, tím se ochlazuje i vrstva vzduchu nad Zemí, zatímco ve vyšších výškách zůstává vzduch ještě teplý. Tyto inverze jsou obvyklé během jasných klidných letních večerů. Inverze dosahuje výšky až 500 m. Na obrázku je znázorněn typický inverzní profil.

Vzniku večerní inverze brání vítr, vlhkost a mraky. Večerní inverze jsou zřídka natolik intenzivní, aby umožnily vznik vlnovodu , pouze zlepšují večerní podmínky šíření.

Tlakové výše

K nejvýraznějšímu troposférickému šíření může dojít během stabilní tlakové výše (anticyklony), kdy vzniká ve výškách mezi 500 až 3.000 m velmi výrazná teplotní inverze. Tato inverze působí na rádiové signály jako otevřený vlnovod šířící signály v oblasti tlakové výše. Tento efekt je výraznější večer a v ranních hodinách.

Teplé a studené fronty

Ačkoliv tyto atmosférické jevy přinášejí zlepšení troposférického šíření, jen zřídka vyvolají vlnovodové šíření. Teplá fronta představuje hranici mezi masou teplého vzduchu pohybujícího se nad stabilnější vrstvou studeného vzduchu. V jejím čele vzniká inverze, umožňující několik set kilometrů před frontou mimořádné podmínky šíření probíhající rovnoběžně s frontou.

Studená fronta vhání masu studeného vzduchu pod stabilní vrstvu teplého vzduchu. Tím vzniká výrazná, avšak nestabilní inverze. Ke krátkodobému zlepšení podmínek šíření dochází na frontě a za frontou.

Spojení odrazem od Měsíce (EME)

Již od šedesátých let minulého století jsou používány k navazování VKV a UKV spojení na extrémní vzdálenosti odrazy rádiových signálů od povrchu Měsíce. Spojení jsou podmíněna co nejvyššími vyzářenými výkony (vysílače o výkonu řádu kilowattů napájející vysoko ziskové směrové systémy), přijímači s velmi nízkým šumovým číslem, možností přesného a stabilního nastavení odměru a náměru směrového anténního systému a nízkými ztrátami napáječů anténního systému.

EME spojení jsou technicky velmi náročná, vždyť útlum trasy Země - Měsíc - Země činí na 144 MHz 253 dB, na 432 MHz 263 dB a na nejvyšším pásmu 24 GHz až 269 dB.


Použitá literatura:

  1. ARRL Handbook 2005, CD 9.0, Chapt. 20.
  2. ARRL Operating Manual, 14th Edition, Chapt. 1.
  3. Link, Michael, DL2EBX: Und nun: Die Funkwellenvorhersage, CQ DL Spezial, Aug. 2003; str. 78, 79.
  4. Hein, Gunter, DJ6RU; Ausbreitung von kurzen Wellen; CQ DL Spezial, Aug. 2003, str. 80 - 82.
  5. WJ2O, Soubor přednášek.
© OK1PD, 2006