EME - magický způsob radioamatérského provozu
aneb: Jak zlepšit příjem na 2m EME - díl 3

Proč nelze na 2m EME zaručit 100% předvídatelnost uskutečnění QSO?

V předešlých článcích na téma zlepšení příjmu 2m EME jsme se zabývali především šumem a jak najít a odstranit různé druhy rušení. Po četných dotazech jsem se tentokrát rozhodl věnovat tento článek problémům s příjmem způsobených změnou polarizační roviny signálu.

Začnu názorným příkladem. Známý OM s dlouholetou KV zkušeností se rozhodl vyzkoušet své schopnosti při dvoymetrovém EME provozu, zainvestoval do výstavby kvalitního vybavení a těšil se na nové DXCC, protože charakter EME spojení v JT65 si představoval podobně, jako RTTY provoz na KV. Jenže vyjela expedice z Fiji, na DXclusteru byla řada spotů, ale u něj nebyla od expedice ani známka signálu. Hned tedy začal podezřívat své zařízení, jestli náhodou někam do sdružovačů antén nenatekla voda, ale vše se zdálo být v pořádku, protože Slunce přišumovalo normálně a majáky hrály podle očekávání.. V čem byla chyba? Jeho rozčarování pramenilo z toho, že byl z KV zvyklý, že když na DXclusteru uviděl nějakou zajímavou expedici, stačilo nažhavit velký PA, dát protistanici obligátních 59 a obvykle byla expedice do 5 minut v logu.  Proč to najednou na EME nešlo, když odborníci z nižších pásem věří, že při WSJT provozu stačí mačkat na počítači "Enter" a DXy se jen hrnou?
Problém, jak již zřejmě tušíte, nebyl ve špatném zařízení, ale v nepochopení zákonitostí typických pro šíření EME, v tomto případě fenoménu zvaného Faradayova rotace. Jeden z hlavních problémů s příjmem EME signálů na spodních VKV pásmech, kde se používá lineární polarizace je totiž právě záležitost správné polarizace elektromagnetické vlny. Pokud totiž polarizace el. mag. vlny nesouhlasí s polarizací naší antény, ale je stočená o určitý úhel, dochází k přídavnému útlumu, který v případě, že je polarizační rovina antény k vlně kolmá, v maximu činí až přes 25dB (což je mimochodem pěkně vidět na přiloženém obrázku). Jaké jevy tedy ovlivňují při šíření EME stáčení polarizační roviny elektromagnetické vlny?

Prostorová polarizace:

Prvním problémem je prostorová polarizace, kdy již jen (téměř, hi) kulatý tvar Země způsobuje, že například signál vyslaný v horizontální rovině z Evropy do Ameriky je stočený zhruba o 90 stupňů. Je to mimochodem stejný jev, jako když pojedete na dovolenou například někam do Indického oceánu a srpek Měsíce bude na rozdíl od Střední Evropy zdánlivě ležet se špičatými okraji nahoru. Antény a tedy i prostorová polarizace tedy bude stejná za předpokladu, že obě stanice (se stejně polarizovanými anténami) leží relativně nedaleko od sebe - zhruba v QRB okolo 1000km anebo na opačné straně Země (ZL, VK). O kolik bude tato prostorová polarizace stočená lze velmi snadno vypočítat, ve WSJT tuto hodnotu stočení polarizace najdete pod zkratkou Dpol. Na mikrovlnných pásmech, kde se již neuplatňuje vliv ionosféry a jezdí se například na 24 GHz s lineární polarizací (na VKV "středobandech se používá většinou kruhová polariace"), je podle tohoto výpočtu možno celkem přesně otočit ozařovač paraboly. Pokud použijete kruhovou polarizaci, podobné problémy se stočenou polarizací se sice zdají být teoreticky vyřešené, ale ve skutečnosti ne tak zcela, protože pravotočivě polarizované radiová vlně při odrazu od povrchu Měsíce změní smysl rotace a na Zem tak přichází radiová vlna polarizovaná levotočivě. Navíc obě stanice musí používat kruhovou polarizaci, jinak při pokusu o QSO se stanicí, která použije polarizací lineární dojde ke ztrátě až 3dB. Což je vlastně i hlavní důvod, proč dnes řada stanic na "středobandech" používá 2 ozařovače, jeden pro kruhovou a druhou pro lineární polarizaci. V posledních letech totiž po rozšíření WSJT je možné dělat například na 23cm i malé QRPP stanice s malou tropo anténou a lineární polarizací a tak je každý dB důležitý. V pásmech pod 23cm se ale kromě prostorové - tedy geometrického stáčení polarizace podílí na změnu roviny signálu také hodně nevyzpytatelná ionosféra a navíc meziplanetární magnetické pole a tím se dostáváme k jevu známému coby:
Faradayova rotace:
Pro začátek vás možná bude zajímat krátké odbočení do historie. Je zajímavé, že na ovlivňování paprsku světla v magnetickém poli přišel Michal Faraday již v roce 1845, který dělal pokusy s boroolovnatým sklem, které se tehdy používalo v dalekohledech. Faraday zjistil, že prochází-li světlo látkou ve směru magnetického pole, lze vnějším polem stáčet jeho polarizační rovinu a tak se od té doby tomuto jevu začalo říkat magnetooptický Faradayův jev, posléze zkráceně "Faradayova rotace". Na zjištění vlivy ionosféry a magnetického pole Země na stáčení polarizační roviny elektromagnetického signálu bylo ale třeba počkat dalších cca 100 let, kdy se začaly dělat první pokusy s odrazem radarových signálů od měsíčního povrchu.  V roce 1949 Kerr, Shain a Higgens zjistili, že dochází k neznámému dlouhodobému úniku a v roce 1954 se následně na observatoři v Jodrell Banku radioastronomům Murrayovi a Hargreavensovi podařilo objevit, že tento dlouhodobý únik je způsobený vlastně rotací polarizační roviny elektromagnetické vlny, tedy Faradayovou rotací vlivem magnetického pole, který na elektromagnetickou vlnu působí v okolí Země. 
Fyzikální popis Faradayovi rotace v našem případě pro šíření EME je tento: Jestliže se lineárně polarizovaná vlna šíří ionosférou, stáčí se vektor elektrické složky o úhel

kde f je frekvence signálu [Hz], N je počet elektronů v m3, B je magnetické pole Země Wb/m2, θB je úhel mezi magnetickým polem a směrem šíření vlny a dl je délkový element ionizované vrstvy. Součin BcosθB představuje složku magnetické indukce ve směru šíření vlny a v jednotlivých případech jej můžeme považovat za konstantu. Integrál

je celkový obsah elektronů v jednotce plochy (Total Electron Content). Ve vertikálním řezu ionosférou (v zenitu) se TEC mění mezi 1016 až 1018 elektronů na m2 s denním maximem. Faradayova rotace tedy závisí nepřímo úměrně na čtverci frekvence. Co si pod tímto trochu suchým fyzikálním popisem představit a jaké z toho vyplývají důsledky? Polarizační rovina vysílané radiové vlny se stáčí a způsobuje tím pomalý únik s periodou mezi maximy a minimy 15 až 30 minut. V pásmu 2m dojde při průchodu ionosférou až ke 13 kompletním otočením (pro příjem vlastního echa se tedy stočí až 26x !), na 70cm 1,5x a na 23cm 0,2x. To znamená, že například vlna, vyslaná s horizontální polarizací se může vrátit nazpět s polarizací třeba svislou a poněvadž používáme téže antény pro příjem, vznikne velmi hluboký únik. Rychlost otáčení rovinné vlny závisí rovněž na úhlu, pod jakým radiová vlna vstupuje do magnetockého pole Země. Je-li Měsíc nízko nad obzorem a radiová vlna je tudíž vysílaná rovnoběžně se zemským povrchem pod nízkým elevačním úhlem, prochází oblastí s dvou až třínásobně větším počtem elektronů v ionizovaných vrstvách, než kdyby anténa byla namířena přímo vzhůru. Z toho důvodu se také při anténě namířené nízko nad obzor projeví intenzivnější a rychlejší rotace stáčení roviny vlny. Rychlost stáčení je podle praktických pokusů asi o 90 úhlových stupňů za 15 až 30 minut. V denní době je Faradayova rotace podstatně rychlejší něž v noci a pokud je navíc magnetické pole Země vybuzeno nějakou sluneční erupcí, maxima a minima se střídají i několikrát během pouhých 5 minut. Všeobecně jsou proto pro EME spojení na 2m vhodnější noční hodiny, t.j. mezi 22 až 6h a rovněž vhodnější je i zimní období, kdy je pro delší noc z našeho pohledu magnetické pole stabilnější. Navíc přes noc významně klesá šum pozadí velkoměsta.
Faradayova rotace závisí, jak jsme již řekli, na dráze, kterou probíhá radiová vlna oblastí silnějšího magnetického pole (a tedy prostředím se silnější ionizací). Důsledkem je, že naše signály mohou být slyšet u protistanice, aniž my bychom slyšeli vlastní odrazy a naopak, např. my budeme slyšet vlastní odrazy, ale protistanice nemusí zrovna v tu dobu slyšet nic, prostě z toho důvodu, že Faradayova rotace stočení polarizační roviny radiové vlny je jiné u protistanice než u odrazů vlastní stanice. Aby se tento efekt poněkud potlačil, je opět nejvhodnější volit pro spojení takovou dobu, kdy obě stanice vidí Měsíc zhruba stejně vysoko nad obzorem.
Jak to vypadá v praxi?
Když k Faradayově rotaci připočteme ještě prostorovou rotaci mohou nastat tyto 3 případy:
1) obě stanice se slyší navzájem bez problémů, vlastní odrazy jsou ale na obou stranách velmi slabé
2) diodový efekt nebo také se říká 1 way condx - stanice slyší protistanici, ale ta jí neregistruje, vlastní odrazy na obou stranách jsou průměrné
3) stanice ani protistanice se navzájem neslyší, ale jejich vlastní odrazy jsou excelentní
Pokud si uvědomíme, že největší hustota EME stanice je v Evropě, tak se tyto projevy změny polarizace na spojení Evropa - Evropa tolik neprojevují, protože pokud je druhá stanice do vzdálenosti cca 1000km, prostorová polarizace je velmi podobná a jelikož je Měsíc zhruba stejně vysoko nad obzorem (mimochodem nejdřív Měsíc vychází v OH, pak u nás a nakonec v I a EA), tak i signál prochází zhruba stejně dlouhou dráhou v ionosféře. Čímž ovšem není řečeno, že nenastane žádný z uvedených 3 případů, a tyo zejména při větší sluneční aktivitě, kdy je magnetické pole Země velmi aktivní. Podstatně horší je stočení polarizace mezi Evropou a Amerikou. Největší problémy jsou pak způsobené při spojeních do jižní Afriky. Pokud si představíme průřez ionosférou, maximální ionizace nastává nad oblastí magnetického rovníku. Protože na jižní polokouli se Měsíc pohybuje na rozdíl od Severní přes sever, což má za následek, že signál zvláště při nízké deklinaci Měsíce prochází "zhuštěnou ionosférou", má to za následek, že úniky způsobené Faradayovou rotací se na této trase často chovají naprosto nevyzpytatelně.. Není proto náhodou, že DX expedice a stanice v ZS6 používají téměř výhradně polarizaci typy cross-pol, takže mohou zmíněné efekty potlačit rychlým přepínáním mezi vertikální a horizontální polarizací. Shrnuto, pokud se tedy mluví o krátkodobých EME podmínkách, posuzují se mezi sebou kontinenty. Většinou je to v praxi tak, že dobře chodí z Evropy spojení na jiné kontinenty, které se "střídají". Proto pokud například nechodí spojení Evropa-Evropa je pravděpodobné, že právě v tom okamžiku budou slušné podmínky do Ameriky nebo Afriky. V případě provozu JT65 velmi pomáhá sledovat spotované stanice automaticky dekodované díky propojení WSJT s SDR přes MAP65 na webu http://www.livecq144.com. Zkušenější EME operátor tak již většinou vycítí, kdy má smysl zkoušet sked s určitou stanicí a tedy místo marných pokusu o jindy bezproblémové spojení s KB8RQ namísto toho zkusit třeba ZS6OB a k KB8RQ se vrátit za cca 1h.
Čímž se vracíme k začátku tohoto článku: jak tedy pokud možno co nejlépe zaručit 100% RX? Na 2m je možné vybudovat anténní systém se zkříženými anténami, kde lze přepínat obě polarizační rovny, což nám s odchylkou nejhůř 2dB neboli 45 stupňů zajistí podstatné zlepšení RX. Bohužel pro konstrukci křížových antén je nutné udržet tvar soustavy pomocí laminátových trubek (kovové části nosné konstrukce nesmí být paralelní s prvky antén) a tak je mechanická konstrukce často značně problematická, neboť soustava antén musí být nejen dostatečně robustní, ale také nesmí být přichycená vodivým materiálem ve stejné rovině, v které jsou prvky... V roce 2011 HB9DRI ze známého klubu HB9Q umožnil díky novému SDR přijímači nový způsob provozu, kdy stáčení polarizační roviny dokonce využívá tím, že nové dvoukanálové SDR rádio umožní při náležité hardwarové úpravě slučovat signály z horizontální i vertikální roviny do jediného výstupu, takže stanice s tímto systémem již nebude potřebovat přepínat polarizační roviny. Nicméně stále se nejedná o, jak se mnozí domnívají, o provoz s kruhovou polarizaci a tato technická pomůcka také zcela neřeší již zmíněnou 3dB odchylku.
Kromě již zmíněného stáčení polarizačních rovin nastávají ještě další dva efekty - scintilace a librace, které ale mají vliv na rychlé krátkodobé úniky a vadí tedy na rozdíl od WSJT zejména při telegrafním provozu. Tyto vlivy si popíšeme v dalším pokračování tohoto seriálu, které bude více zaměřeno na telegrafní provoz.
73
Matěj, OK1TEH