Главная Промышленная автоматика.

раженная от ионосферы волна рассеивается на поверхности земли и по той же траек тории возвращается в место расположения передатчика.

Ионосфера


Передатчик и приемник Рис. 2.6. Наклонно-возвратное зондирование ионосферы


Рис. 2.7. Карта МПЧ приближенная к реальному времени

По результатам исследования ионосферы делаются прогнозы возможности примене ния тех или иных частот для радиосвязи. Одной из удобных форм представления со стояния ионосферы является карта МПЧ. На рис. 2.7 представлена такая карта составленная австралийским центром исследования ионосферы. Данная карта публи куется в Интернете и обнавляется каждые полчаса.

На карте замкнутыми тонкими линиями отмечены места с равным значением МПЧ] Около линии стоит цифра, обозначающая величину МПЧ для данной линии, при уе



[о ловии, что радиосвязь осуществляется на расстояние 3000 км. При предельной дальности одного скачка (для слоя F это 4000 км) значение МПЧ увеличивается на 10%. По карте можно определить на каких частотах возможна радиосвязь между выбранными точками. Для примера на карте белой линией обозначена трасса Москва - Каир расстоянием около 3000 км. Середина этой трассы пересекает линию, соответствующую МПЧ 30 МГц (в этой точке и происходит рефракция радиоволны в ионосфере), следовательно, радиосвязь на Си-Би между Москвой и Каиром в данный момент возможна.

2.4. Изменения в ионосфере

Ионосфера не является стабильной средой, которая обеспечивала бы радиосвязь на одной и той же частоте в течение года или даже в течение суток. Ионосфера изменяется с солнечным циклом, сезонами и в течение любого данного дня. Поэтому частота, которая может обеспечить радиосвязь в данный момент, будет совершенно непригодна уже через час. Плотность ионосферных слоев зависит от интенсивности солнечной радиации, попадающей на Землю. Видимыми индикаторами интенсивности солнечной радиации являются темные пятна на Солнце. Солнечные пятна - это более холодные по сравнению с соседними участки поверхности Солнца. Соседние с пятнами области обладают высокой активностью и способны производить огромные вспышки, которые сопровождаются мощными потоками излучения от радиочастот до космических лучей. Наибольшее влияние на степень ионизации ионосферы оказывает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца. До появления исследовательских спутников непосредственное измерение ультрафиолетового и рентгеновского излучения было невозможно, так как эти излучения практически полностью поглощались в атмосфере. Солнечные пятна были основным индикатором солнечной активности. Число пятен подсчитывается и усредняется по специальным формулам с учетом их размеров и взаимного расположения. Так вычисляется так называемое число Вольфа. Число солнечных пятен изменяется от О в годы солнечного минимума до более 200 - в годы максимума.

S 260

-г 240


20 40 60 80 100 120 140 160 180 200 220

Число солнечных пятен (число Вольфа)

Рис. 2.8. Соответствие между числом солнечных пятен и величиной излучения Солнца с длиной волны 10,7 см



Другим индикатором солнечной активности является уровень шумового излучени Солнца на частоте2, 8 ГГц (длина волны 10,7 см). Геофизические обсерватории час то передают не число солнечных пятен, а величину солнечного излучения длина волны 10,7 см в относительных единицах. Между этими параметрами есть соответст вне (рис. 2.8).

2.4.1. Солнечный цикл

Задолго до изобретения радиосвязи было установлено, что активность Солнца ци1 лически изменяется. По архивным данным построен ход солнечной активности начи ная с 1750 года. Эта активность влияет на различные процессы, происходящие н Земле и в том числе определяет степень ионизации ионосферы, которая, в свою оче редь, влияет на радиосвязь на коротких волнах. Длительность этих циклов составля ет от 9 до 14 лет. Среднее время солнечного цикла составляет около И лет. В год1 максимума солнечной активности ионизация ионосферы возрастает, в годы миниму ма - убывает. Начиная с момента наблюдения каждому циклу присваивается порял ковый номер. Сейчас приближается максимум 23 цикла. График количества пятеь характеризующий активность Солнца с 1930 года, приведен на рис. 2.9, а прогноз ак тивности в текущем 23-солнечном цикле на рис. 2.10.

« 50

[ III

ш ш:

1

I

1930

1940

1950

I960 1970

Годы

Рис. 2.9. Усредненное число солнечных пятен в 17-23 циклах

1980

1990

2000


1996 1998 2000 2002 2004 2006

Годы

Рис. 2.10. Прогноз активности Солнца (количество солнечных пятен) в 23- м цикле

По мере увеличения степени ионизации возрастают максимально применимые чаете ты для всех слоев ионосферы. В годы минимума солнечной активности максимальн





0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 [13] 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44

0.0035