ПОИСК Статьи Чертежи Таблицы Влияние 11-летнего периода солнечной активности иа условия распространения коротких волн из "Распространение радиоволн Издание 4 " Относительно небольшое поглощение, испытываемое короткими волнами при распространении их на значительные расстояния, позволяет радиоволнам огибать земной шар. При благоприятных условиях наблюдаются случаи многократного распространения коротких волн вокруг земного шара. Это приводит к возникновению так называемого кругосветного радиоэха. [c.281] Учитывая, что для распространения радиоволн вокруг земного шара по экватору со скоростью света в свободном пространстве требуется около 0,13 сек, можно в первом, грубом приближении считать, что каждая тысяча километров разности расстояний приводит к запаздыванию в 0,13/40 = 0,003 сек. [c.282] Экспериментальные наблюдения (79] показывают, что время, затрачиваемое сигналом на огибание земного шара, отличается исключительным постоянством. Так, при 218 измерениях время обхода земшго шара колебалось в пределах от 0,13760 до 0,13805 сек. [c.282] Как прямое, так и обратное кругосветное эхо может быть многократным. Разница в моментах прихода сигналов, огибающих земной шар разное число раз, будет кратной 0,13 сек. Такое сравнительно значительное время запаздывания эхо-сигналов позволяет непосредственно воспринимать их ухом, как при приеме на слух телеграфных сигналов, так и при приеме радиотелефонных передач. Учитывая, что в ряде случаев интенсивность эхо-сигналов оказывается одного порядка с интенсивностью основного сигнала, приходится считать кругосветное эхо нежелательным явлением, нарушающим все виды радиосвязи. При телеграфном приеме кругосветное эхо является причиной возникновения ложных посылок, а при телефонной передаче кругосветное эхо воспринимается как длительная реверберация или как акустическое эхо. Нарушениям под действием эха подвергаются также фототелеграфные передачи. Все это делает понятным необходимость ведения эффективной борьбы с явлением кругосветного эха. [c.282] Проще всего осуществить подавление обратного кругосветного эха. Для этого достаточно применять однонаправленные передающие и приемные антенны. Труднее устранить прямое кругосветное эхо. Понятно, что применение однонаправленных антенн здесь делу не поможет, поскольку и основной сигнал, и эхо-сигнал приходят с одного направления и в ряде случаев под весьма близкими углами к горизонту. [c.282] В основу методов борьбы с прямым кругосветным эхом можно положить то обстоятельство, что во ремя возникновения кругосветного эха состояние ионизации в разных пунктах отражения, вследствие разной длительности дня и ночи, не вполне одинаково. Это позволяет в большинстве случаев выбрать радиоволны таких частот, которые, распространяясь по более длинному пути, либо испытывают значительное поглощение, либо вовсе не отражаются от ионосферы. При этом не исключается, что придется в течение двух-трех часов существования эха перейти на новую частоту. [c.282] Элементарные расчеты показывают, что время запаздывания второго сигнала относительно первого колеблется в пределах от 0,5 до 2 мсек. Ближнее эхо нарушает работу фототелеграфных линий радиосвязи, а также линий связи, на которых применяется аппаратура сверхбыстродействующего телеграфирования. [c.283] Хорошо известно, что с астрономической точки зрения так называемая солнечная активность не остается из года в год постоянной, а подвержена характерным изменениям, которые носят почти периодический характер. Вариации солнечной активности проявляются в изменении числа и площади солнечных пятен, в изменении числа и интенсивности факелов, протуберанцев, флоккул и в изменении интенсивности радиоизлучения. Наиболее удобно наблюдаемым признаком изменения солнечной активности является измерение относительного (среднегодового) числа солнечных пятен. Именно этим параметром будет в дальнейшем характеризоваться солнечная активность. [c.284] На рис. 5.32 показано изменение относительного числа солнечных пятен за время с 1750 г. по 1970 г. За это время минимальное число солнечных пятен составляло 0,0 (в 1810 г.), а максимальное доходило до 190,2 (в 1957 г.). Как видно из формы кривой, солнечная активность не представляет собой строго периодического процесса. В среднем более чем за 200 лет период солнечной активности составил 11,3 года с отклонениями на 4 года от этого значения. [c.284] Цифры в кружках обозначают нумерацию солнечных циклов за период, для которого удалось обработать архивные материалы обсерваторий по регистрации солнечной активности. Из рис. 5.32 следует, что в настоящее время проходит 20- цикл. [c.284] На рис. 5,33 показан в более детальном виде участок рис. 5.32, охватывающий 18, 19 и 20-й циклы изменения солнечной активности. Вертикальная прямая характеризует возможные отклонения от прогнозируемых значений [79а]. Рисунок 5.33 показывает, что последний максимум солнечной активности наблюдался в ноябре 1968 г. при среднегодовом значении 105,9 пятна. [c.285] Особенный интерес представляет характер изменения солнечной активности за последние годы и состояние ее в настоящее время. В табл. 5.4 приведены относительные числа пятен в максимумах и минимумах, начиная с 1933 г., а в табл. 5.5 — относительные числа солнечных пятен за 1953—1969 гг. [c.285] ЧИСЛА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН С 1933 г. [c.287] Измерение магнитных полей солнечных пятен показывает, что они изменяют свою полярность каждый М-летний цикл, поэтому астрономы считают более правильным говорить о 22-летнем периоде солнечной активности. [c.287] С увеличением солнечной активности возрастает электронная концентрация во всех ионизированных областях атмосферы. В наибольшей степени это (проявляется во внешней части атмосферы, т. е. в области Рг, а в наименьшей — в области Е, Данных по области В еще недостаточно. [c.288] Напомним, что в составляемых в виде прогноза ионосферных картах области Рг влияние И-летнего периода полностью учитывается. [c.288] Более подробные сведения о влиянии регулярных изменений состояния ионосферы на условия распространения коротких волн можно найти в работах Г. М. Бартенева [80, 81]. [c.288] Вернуться к основной статье