Roger Harrison VK2ZRH

Transekvatoriální šíření (TEP) zahrnuje spolehlivý příjem signálů nebo vytváření podmínek obousměrných spojení po velmi dlouhých drahách, které protínají geomagnetický rovník na frekvencích překračujících maximálních použitelné kmitočty očekávané pro šíření prostřednictvím ionosféry po těchto drahách, často až při nečekaně vysokých silách signálu.

Existují dva typy nebo režimy TEP: odpolední typ TEP (aTEP) a večerní typ TEP (eTEP) na základě odvození od hodin, které se vyskytují během dne.
Typické maximální pozorované frekvence (MOF) pro odpolední TEP dosahují 40-55 MHz, někdy zasahující až do spektra 60–70 MHz. Proto pro amatéry ve VK4, VK6 a VK8, se tyto DX signály často objevují v pásmech 10m a 6m z Japonska a Koreje a příležitostně z Havaje, Mexika, Střední Ameriky a jižních států USA. Večerní TEP MOF sahají minimálně na 432 MHz. Horní hranice nebyla stanovena. Jelikož radioamatéři se s tímto jevem poprvé setkali a hlásili TEP na konci 40. let 20. století (Tilton 1947), MOF v následujících desetiletích se šplhala stále výš a na konci 60. let pozorování dosáhlo 102 MHz.

V roce 1977 YV5ZZ ve Venezuele navázal spojení s LU1DUA v Argentině na 144 MHz. Další rok, 1978 se otevřely condx z jižní Evropy do jižní Afriky a trasa Austrálie-Japonsko byla přemostěna na 144 MHz. Byl to dobrý rok pro TEP, protože amatéři ve Venezuale a Argentině překlenuli tuto cestu také na 432 MHz (Reisert a Pfeffer 1978). V roce 1979 byl v Řecku (Sampol 2002-2007) slyšet maják na 432MHz z Rhodesie (nyní Zimbabwe).
"Další výzvou" pro VK radioamatéry je překlenutí Austrálie a východní Asie na 432 MHz do JA.

TEP odpoledního typu má následující obecné charakteristiky:
(a) Převládající výskyt mezi 1400 a 1900 hodin místního středního času (LMT) ve středu dráhy. Doba otevření se zkracuje se zvyšující se frekvencí.
(b) Dráhy protínají geomagnetický rovník a pohybují se v rozmezí od 4000 do 10 000 km na délku, ale byly zaznamenány i delší trasy.
(c) Nejčastěji pozorované dráhy protínají geomagnetický rovník pod úhlem do 30 ° od pravého úhlu, ale křížení rovníku může být i v docela šikmých úhlech (vzpomeňte si na spojení z VK až do XE).
(d) Koncové body dráhy TEP obvykle leží v zóně mezi přibližně 20°do 40° geomagnetické šířky (zhruba 32°) a okolo 62° je pozorován magnetický úhel poklesu.
e) MOF jsou obvykle v rozsahu 40–55 MHz, jen příležitostně přesahují až do 60–70 MHz.
(f) Vrchol sezónního výskytu během rovnodennostních měsíců březen-duben a září. Na nízkých VKV frekvencích může během slunovratových měsíců docházet k častějšímu otevření.
(g) Počet otevření a MOF se zvyšuje v průběhu let kolem maximální sluneční aktivity, ale otevření během slunečního minima nikdy zcela nemizí.
(h) Signály jsou většinou silné, stálé, s nízkou mírou okamžitého úniku a dlouhodobým slábnutím v průběhu desítek minut.
(i) Malé Dopplerovy posuvy a rozmazání, obecně menší než 10 Hz.
Způsob šíření odpoledního TEP je "chordal hop", který má dva odrazy F-vrstvy, známý jako "super režim" a "tětivový efekt". Body odrazu se vyskytují ve dvou zónách zesílené ionizace po obou stranách geomagnetického
rovníku známé jako "rovníková anomálie". Ze zřejmých důvodů je odpolední TEP také známý jako super-mode TEP. Zahrnul jsem výše uvedené, abych zdůraznil kontrasty a podobnosti mezi odpoledním a
večerním TEP. Podrobnější popis odpoledního nebo superrežimu TEP je online na – http://home.iprimus.com.au/toddemslie/aTEP-Harrison.htm

TEP večerního typu (eTEP) má následující obecné charakteristiky:
a) Převládající výskyt mezi 2000–2300 LMT (ve střední dráze, kde protíná geomagnetický rovník). Doba otevírání se zkracuje se zvyšující se frekvencí.
(b) Dráhy jsou do značné míry rozpůleny geomagnetickým rovníkem a pohybují se od 3000 do 6000 km na vzdálenost, i když byly pozorovány cesty až 7500-8000 km.
c) Nejčastěji pozorované dráhy protínají geomagnetický rovník v malém rozsahu úhlů blízkých 90 stupňům. Cesty, které mají sklon 15 stupňů nebo více k pravému úhlu křížení zažívají podstatně méně výskytů, zejména v pásmech nad 50 MHz.
(d) Koncové body trasy obvykle leží v zóně mezi přibližně 10° a 30° geomagnetické šířky (obvykle okolo 30° až 55°) magnetický úhlu poklesu).
e) Maximální kmitočty, které jsou převážně pozorovány, dosahují až 144 MHz a výše a dosáhly 432 MHz.
(f) Vrchol sezónního výskytu během rovnodennostních měsíců březen-duben a září.
(h) Síla signálu se může pohybovat od slabého po velmi silný, i když signály slabé až přiměřené síly jsou pozorovány častěji.
(i) Charakteristické rychlé chvění mizející na dlouhodobých vrcholech a slábnutí, spolu se širokým Dopplerovým posunem (v rozsahu od +/– 20 Hz při nízkém VKV pásmu do +50 Hz/-350 Hz na 144 MHz) a rozmazání (100 s
Hz až kHz) se zvyšuje na vyšších frekvenčních pásmech.

Způsob šíření večerního TEP je prostřednictvím jakéhosi "duktu" nebo "vedení" přes pole "bubliny" ochuzené ionizace (rovníkové plazmové bubliny), které se proplétají rovníkovou ionosférou,
rozprostírající se symetricky severojižním směrem (obvykle přes geomagnetický rovník. To je důvod, proč večerní TEP je také známý jako "duktový" TEP. Podrobnější popis večerního nebo potrubního TEP je k dispozici
online na – http://home.iprimus.com.au/toddemslie/eTEP-Harrison.htm

Trasa eTEP mezi Austrálií a východní Asií Zdá se, že historie poskytla amatérům VK4 první příležitost využít večerní TEP mezi Austrálie a východoasijské země Japonsko a Korea. Zprávy o VKV signálech v této trase byly
spolehlivě pozorovány radioamatéry a SWL a objevily se už koncem 40. let 20. století a počátkem 50. let 20. století. Operátoři v pásmu 6 m od té doby po desetiletí využívali tuto trasu.

Při zprávách o eTEP na 144 MHz také na Jihoamerické trase vzrušil VKV radioamatéry po celém světě. V roce 1977 amatéři v Darwinu a severním Queenslandu rychle následovail jejich příkladu při překlenutí cesty VK-JA
a poprvé v roce 1978 a v následujících desetiletích ve stále větší míře začali využívat trasu na sever. Mapa tohoto sektoru znázorněná na obrázku 1. a uvádí příklady cest, kde je TEP šíření převážně pozorováno (modré čáry).
Krátká pomlčka černá zobrazuje trasu vedoucí ze Singapuru na DarwinSouthern Japan path (v 10° S geomagnetické) čárkovaná čára označuje připomínku obhajoby. Vědecký pracovník Science Establishment (nyní DSTO)
který obdržel a zaznamenal Darwin VKV majáky v Singapuru jednoho večera pomocí ruční antény mířící k nebi. To znamená, že z rovníkové plazmové bubliny mohou "unikat" signály! Modrá čárka s dlouhou přerušovanou
čarou označuje cestu pro signál na 144 MHz VK6 majáku, který byl údajně slyšet v Pekingu. Obrysy geomagnetické šířky jsou odvozené z dipólového modelu zemského magnetického pole. Všimněte si, že koncové body cesty
obecně leží mezi 20° a 30° geomagnetická šířky.
------------------------------------------
Obrázek 1.
Zobrazení večerní TEP cesty na 144MHz mezi Austrálií a východní Asií, ukazující jejich vztah s geomagnetickou šířkou. Všimněte si, jak západní dráhy protínají geomagnetický rovník s menší odchylkou od 90°
------------------------------------------

Když se poprvé objevil 144 MHz TEP, Reisert a Pfeffer (1978) jej popsali jako nový mód šíření. Charakteristiky zpráv o pásmu 144 MHz však byly brzy uznány jako "večerní TEP" (Rottger 1978, Harrison 1979 a Heron 1979).
Stanice, které jsou slyšet a pracovat ve večerním TEPu z Austrálie, jsou většinou z Japonska z ostrovů Kjúšú, Šikoku a Honšú a z Jižní Koreje – jak ukazuje modrý ovál.

Obrázek 1; nejsevernější ostrov Hokkaidó je méně často zapojen. Většina 144 MHz eTEP bodů zobrazuje shluk kontaktů v oblastech volání JA 4-5-6 (Harrison 1979, Sampol 2002-2007); 2m eTEP kontakt s JA8 (Hokkaido)
a HL nebyl hlášen, nicméně příjem korejského VKV vysílání v I.TV pásmu (6m) bylo samozřejmostí. Severní teritorium a severovýchodní cíp Západní Austrálie jsou na tom příznivější, protože se nachází v lepší pozici k
geomagnetickému rovníku, protože cesty do Japonska a Koreje jej protínají blíže pravému úhlu (90°).

Nejdelší dosažená trasa na frekvenci 144 MHz mezi VK a východní Asií byla v roce 1991 mezi VK4BFO (Mt Isa) a JT7DMB, vzdálenost 6763 km, australský rekord, který stále nebyl překonán (WIA 2007).

Dynamická geometrie dráhy eTEP: Jak již bylo uvedeno dříve, délky tras se pohybují od 3000 do 6000 km, ale delší trasy byly zaznamenané, např. 144 MHz spojení mezi I4EAT v severní Itálii (JN54VG) a ZS3B v
Namibie (JG73), cca 7800 km (Sampol 2002-2007); příjem majáku ZE2JV na frekvenci 144 MHz (Zimbabwe) DC3MF v jižním Mnichově, Německo, byla dráha dlouhá téměř 8000 km (Schippke 1982).
Je příznačné, že cesty mezi Afrikou a Evropou protínají geomagnetický rovník v úhlu velmi blízkém 90°, což je lepší, než v oblasti trasy mezi Austrálií a východní Asií.

Obecné charakteristiky geometrie dráhy večerního TEPu jsou znázorněny na obrázku 2. Za určitých podmínek, nejčastěji kolem rovnodennosti, se na základně objevují velké vlnky rovníkové ionosféry
asi hodinu po západu Slunce v této výšce (kolem 250-350 km), tj. asi 2000 LMT. Tyto vlnky stoupají vzhůru a rychle se šíří od severu k jihu podél zakřivení magnetických siločar, které se stávají podlouhlými
rovníkovými plazmovými bublinami. Plazmové bubliny plují směrem na východ rychlostí obvykle od 25 do 125 metrů za sekundu, zatímco jejich pohyb směrem nahoru je typicky 125-350 m/s; u některých
byl naměřeno stoupání nadzvukovou rychlostí vyšší než 2 km/s! Tyto bubliny mohou na geomagnetickém rovníku vystoupat do výšky 1500 km nebo více a jejich konce se mohou rozšířit na více než 25°
geomagnetické šířky; Ie. jižně od Darwinu a severně od Saty na jihu Japonska (Shiokawa a kol. 2004). Důvod pozorovaného slábnutí flutteru a Dopplerova posunu a šíření na VKV eTEP signálech je nyní již slušně prostudováno.

===============================================

Obrázek 2.Obecné charakteristiky geometrie dráhy eTEP s podrobnostmi o velikosti a pohyb bublin rovníkového plazmatu vyrovnaných magnetickým polem, které podporují šíření VHF-UHF,
spolu s vhodnými úhly elevace dráhy paprsku a rozměry dráhy. Kritický faktor pro šíření spočívá v tom, že dráha paprsku dosáhne tečnosti (nebo téměř tečnosti) k magnetické siločáře, kde
narazí na bublinu. Dráhy, které s největší pravděpodobností dosáhnou šíření a poskytnou největší sílu signálů mají dráhy paprsků tečné k siločarám v základně vrstvy F ve výšce 250-400 km.
Delší cesty vstupují do bublin ve výškách 550-750+ km. Ionosférické bubliny mohou mít průměr 40-350 km a po sobě jdoucí bubliny jsou obvykle rozmístěny kolem 40-100 km od sebe. Stěny
nejsou hladké, s výjimkou rané fáze jejich vývoje; bubliny mohou být rozdvojeny do několika kanálů (Shiokawa a kol. 2004) – jako když hledáte Sloní chobot! – a někdy zůstávají dole otevřené
(Heron a McNamara 1979, Tsunoda 1980). Úhly elevace dráhy paprsku byly změřeny nebo odhadnuty v rozmezí od několika stupňů až do 20°(Fimerelis 1988, Kuriki a kol. 1968, McNamara 1973).
===============================================

Roli a vliv zemského magnetického pole na večerní TEP si vědci uvědomili na přelomu 60. a 70. let 20. století (McNamara 1973). Opravdu, před objevem rovníkové plazmové bubliny, McNamara (1973)
stanovil podmínky, za kterých je dráha paprsku od vysílače tečný k siločáře v rovníkové F vrstvě, jeho elevační úhel a výšky a zeměpisné šířky, kde dosáhla tečny, aby se dosáhlo optimální pravděpodobnosti
úspěšného šíření.

Výzkum za posledních 30 let ukázal, že požadavky na symetrii dráhy týkající se magnetického rovníku a ortogonalita s ním jsou důležitější během let slunečního minima než v letech slunečního maxima
To platí tím spíše při stále vyšších frekvencích nad 100 MHz. Všimněte si, že k prvním 2m kontaktům eTEP došlo blízko minima cyklu 21. Hlášení QSO a pozorování příjmu po mnoho let ukázala, že stanice na jedné
polokouli nejčastěji naváže kontakt se stanicemi na opačné polokouli v oblasti obklopující jeho geomagnetické přidružení. Modelování mechanismu šíření pomocí Herona a McNamary (1979) vyvinul koncept
"kužele přijetí" pro dráhy paprsků vstupující a vstupující do takové plazmatické bubliny, nebo duktu. Tento přejímací kužel stanovuje rozsah komunikační zóny na zemi. Heron (1981) vyvinul matematický vztah pro
určení středního poloměru zóny, který je nepřímo úměrný frekvenci. Tedy oblast komunikačního dosahu se zmenšuje se zvrůstajícím kmitočtem.

U vysílací stanice na jedné polokouli je střední poloměr komunikační zóny v jejím umístění geomagnetického přidružení dáno vztahem:
==============================================



===============================================

Tento vztah byl odvozen ze zpráv o kontaktech v pásmu 144 MHz v sektorech Austrálie-Japonsko, Evropa, Afrika a Jižní Amerika. Na 2 m je střední poloměr komunikační zóny 987 km.
Takže pro 432 MHz nám trocha aritmetiky dává hodnotu 329 km pro střední poloměr komunikační zóny.

Heron (1981) však poznamenává, že z protokolů amatérských kontaktů je komunikační zóna stlačená v zeměpisné šířce a prodloužena v zeměpisné délce, přičemž podélná osa je dvojnásobná
zeměpisná šířka. To znamená, že rozměr šířky je mírou cca poloviny délky podélné osy komunikační zóny.


Další výzva: VK-JA 432 MHz eTEP

Úspěšné pokusy a pokusy amatérů na využití jihoamerického a evropsko-afrického šíření mají za následek po jejich prostudování, že bychom měli být schopni dosáhnout 432 MHz TEP na australsko-japonské trase.
Jaké by tedy byly otázky, které by bylo třeba předem zvážit, a nezbytné faktory, které by mohly přispět k úspěchu.

Sluneční cyklus:

Pravděpodobně první myšlenka, která se vynoří v mysli většiny amatérů, je: "Budeme si muset počkat na další vrchol slunečního cyklu." No, možná ne. Připomeňme, že první zprávy
2m TEP byly v roce 1977, rok po minimu cyklu 20, kdy průměrný počet slunečních skvrn pro ten rok byl 27,5 (www.ips.gov.au/Educational/2/3/6).
Přišly první zprávy o 70cm TEP 1978, pro které bylo průměrné SSN 92,5, ale měsíční průměr SSN kolísal mezi 30 a 98 (www.ips.gov.au/Educational/2/3/1). Nyní, když je cyklus 24 zjevně v plném proudu,
příštích několik let by mělo být v hlavním vysílacím čase! Jistě, minulé zkušenosti nám říkají, že bude více příležitostí, kdy 432 MHz pomocí večerní TEP je možný s tím, jak sluneční cyklus 24 postupuje ke svému vrcholu.

Kde budou oblasti zakončení komunikační trasy: Odkud a kam? Jak je uvedeno výše, totiž že kounikační zóna pro 432 MHz má TEP pravděpodobně průměr zeměpisné délky 658 km, a tím zeměpisné šířky 329 km,
můžeme uvažovat určité zeměpisné trajektorie pravděpodobných tras a případných protistanic.

==============
Obrázek 3. Obecné zeměpisné oblasti v Japonsku a Austrálii, které jsou blízko geomagnetické konjugaci leží mezi 20° a 30° geomagnetické zeměpisná šířky. Viz čárkovaná elipsa na horní mapě, která
vymezuje oblasti volání, ze kterých bude nejpravděpodobnější dosáhnout kontaktu na 144 MHz du Darwinu, i když některá spojení mají byly provedeny s oblastmi volání na východě. Hlášeno 2m
spojení z VK v části č. 4 jsou většinou do oblastí volání 0,1,2, 3 a 7 (Harrison 1979, Sampol 2002-2007)
==============

Vyplývá to z dráhy Darwin-JA a VK4-JA, tedy dráhy pro 2 m, které protínají vrstevnice geomagnetická šířky ve velmi úzkém rozmezí pravého úhlu 90°.

Případná cesta 432 MHz bude podobná, jen omezenější než komunikační zóna pro 2m protože je podstatně menší. Darwin je nejlidnatějším centrem severně od 30° jižní geomagnetické šířky a nabízí zřejmé
výhody jako "prvotřídní" lokalita pro úspěšné dosáhnutí 70 cm TEP do Japonska. Pokud však uvažuje se o portable provozu, umístění QTH v Carpentarském zálivu, v obou VK4 a VK8, splňují kritéria pro
geomagnetické rozložení pro komunikaci s volacími oblastmi v centrálním Honšú. Nevýhodou je obecný nedostatek silnic a možná místa pro táboření s vhodnými světlými výhledy na sever.
Pro opravdové dobrodruhy, je možný přechod na námořní mobilitu, která nabízí jedinečné možnosti neomezené geograficky.

Časové a sezónní faktory: Denní a rovnodennostní závislost otevření se snižuje se zvyšující se četností, jak ukazuje obrázek 4.
===================
Obrázek 4.Orientační denní a sezónní charakteristiky večerní TEP na různých kmitočtech pro australsko-japonský okruh šíření
===================

V současnosti je relativně málo zpráv o 70cm TEP QSO, které by mohly určit statisticky významný vzor jeho denních charakteristik.
Avšak vzhledem k tomu, že denní charakteristika 144 MHz TEP zapadá do toho pro nízká VKV pásma, jak je vidět na obrázku 4,
lze předpokládat, že 70cm denní vzor otevření by byly podobné jako na 144 MHz, tj. časové okno by začalo později a trval méně hodin (Gibson-Wilde 1969, Harrison 1979).

Stejně tak, vezmeme-li v úvahu sezónní charakteristiky TEP, je zřejmé, že četnost se zvětšuje a otevření se smršťují kolem rovnodennosti (McNamara 1973, Harrison 1979).

Jak se ukázalo díky řadě amatérských komunikačních experimentů v průběhu let, tak vytvoření skedů se stanicemi v oblasti koncovky cílové cesty TEP je primárním faktorem pro
úspěch. Proto je třeba vybírat data a časy pro provádění experimentů, které jsou v souladu s těmito denními a sezónní omezeními urazí dlouhou cestu k dosažení cíle 432 MHz TEP na
Australsko-japonské trase. Ztráta trasy: Zohlednění tohoto parametru pomáhá určit pravděpodobné nastavení staničení potřebné k dosáhnout úspěchu na 70cm TEP. Stanice, které pracovaly 2m a 70cm TEP na jihu
jihoamerické oblasti byly v roce 1978 obecně nastaveny pro satelitní provoz (Reisert a Pfeffer 1978), vysoký výkon a velká anténní pole tedy nebyly určujícími faktory úspěchu.

Na 2m dosáhla nejlepší síla signálu hlášená v tomto sektoru S9+, i když mnoho spojení byla o několik S bodů nižší. Ztráta cesty ve volném prostoru na 144 MHz pro trasu 6400 km je asi 152 dB. Ta
odhadovaná nejmenší ztráta dráhy v tomto případě byla asi 145 dB (Harrison 1979). Další úvaha by stanovila střední ztrátu cesty na přibližně 170 dB.
Pro australsko-japonskou komunikační oblast

 na různých trasách (4800-6700 km), síla signálu -85 dBm až -110 dBm se zdá být typické pro běžné 144 MHz stanice (Harrison 1979, Sampol 2007).

V obou výše uvedených případech by ztráta cesty byla větší při 432 MHz. Fimerelis a Uzonoglu (1981) referovali o experimentech TEP v letech 1978-80 na území Evropy a Afriky
zahrnující pásma 28, 50, 144 a 432 MHz. Stanovili hodnoty pro střední a minimální ztráta cesty pod volným prostorem pro dvě cesty: z Athén do Salisbury, Zimbabwe (6260 km) a z Athén do Pretorie

, Jihoafrická republika (>7000 km). Není překvapením, že střední/minimální ztráta cesty se zvyšuje s kmitočtem

Například maják ZE2JV na frekvenci 432 MHz vysílal 40 W na anténu se ziskem 17 dBi, zatímco přijímač SV1DH v Athénách měl šumové číslo 3 dB a byl napájen anténou se ziskem 21 dBi.
U pravděpodobných obvodů navržených na obrázku 3 by předpokládaná střední ztráta dráhy na frekvenci 432 MHz mohla být kolem 195-205 dB.
Úvahy o azimutu a nadmořské výšce: Jak již bylo podrobně popsáno dříve, rovníkové plazmové bubliny stoupají po zformování skrz F vrstvu a driftovat na východ. Bublina se nejprve "zobrazí"
Na západ od Velké okružní stezky mezi stanicemi a cestujte na východ od Velké okružní stezky před stoupá příliš daleko na to, aby dráha paprsku podpořila šíření, čímž odřízne otevření (Heron 1979).
I když to není nezbytné, sledování pohybu bubliny zlepší komunikaci.

Primárním faktorem, který je třeba vzít v úvahu, je nadmořská výška nebo rozsah nadmořských výšek, při nichž tečnost se siločarou ve vrstvě F je dokázaný. Modelování podle McNamary (2005)
poskytuje jednoduché grafické prostředky . Odhad výškových úhlů k dosažení tečnosti z různých geomagnetických míst zeměpisné šířky, jak je znázorněno na obrázku 5.
========================

Obrázek 5.Elevační úhly potřebné k Dosažení tečnosti dráhy paprsku pomocí siločáry z daných geomagnetických šířek.
============================

Příklad zde ilustrovaný čárkovanými čarami je pro stanici poblíž 23°geomagnetické zeměpisné šířky, např. Darwin anebo západní část mysu York Kapského západního pobřeží "Špička" červené křivky
ukazuje, že tečnosti siločáry je dosaženo ve výšce kolem 400 km v rozsahu elevačních úhlů kolem 15°, což je snadno dosažitelné běžnými anténními systémy. Tečnost ve vzdálenosti 300 km od stejného
místa by byla ve výšce asi 4° kde praktické anténní systémy vyzařují méně energie než vrchol hlavního laloku. Jednoduchá geometrie nám říká, že když bublina stoupá, zvýšení výšky zachová siločáru
tečnosti a vychýlení azimutu ze západu od velké kruhové dráhy na východ udrží paprsek cesty sledující bublinu. Z australské lokality, jak je naznačeno na obrázku 3, by tedy osa antény mohla opisovat
vpravo stoupající oblouk. Vzhledem k tomu, že bubliny obvykle zůstávají "na očích" po dobu 20-40 minut, bylo by nutné posunout paprsek pouze asi o 5° každých 10 minut.

Režim přenosu: Vzhledem k silnému slábnutí a Dopplerovým charakteristikám 70cm TEP signálů, bude volba režimu přenosu rozhodujícím faktorem úspěchu. Proto k dnešnímu dni všechny nahlášené
kontakty použily Morseovu abecedu. Někteří operátoři poznamenali, že příjem připomíná polární záři nebo EME signály. Tedy snad i jakýkoli režim digitálního přenosu, který se osvědčil pro polární záři
na pásmu 70 cm by byl možný. Taková komunikace by mohla být hlavním kandidátem, což by mělo za výhodu v tom, že by se jednalo o slabý signál a schopnost příjmu může být přitom lepší než ručně
posílaná Morseova komunikace.


Závěr: Kdo se této výzvě postaví a jako první překlene australsko-japonskou trasu na frekvenci 432 MHz s pomocí večerní TEP? Akumulace kontaktů na 70 cm přispěje k vědeckému poznání o bublinách rovníkového plazmatu a TEP, čímž by tyto objevy komunikačních možností pokračovaly v tradici dlouholeté radioamatérské komunity.

Odkazy:

REFERENCES*
Fimerelis, C. and Uzunoglu, N. 1981 “Transequatorial propagation on VHF and low UHF bands during
the peak of Solar Cycle 21 for the Euro-African sector”, IEEE Symposium on Antennas and Propagation
(APS 81), Vol. 2, pp pp379-382. www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Fimerelis, C. and Uzunoglu, N. 1988 “A waveguide model for the evening type transequatorialVHF
propagation: comparison with experiment for the Euro-African sector”, Electromagnetics, Vol. 8, pp1-13.
www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Gibson-Wilde, B.C. 1969: “Relation between the equatorial anomaly and trans-equatorial VHF radio
Propagation”, Radio Science, Vol. 4, No. 9, pp797-903. www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Harrison, R. 1979 “Investigations of Long-Distance VHF/UHF Amateur Contacts Across the
Geomagnetic Equator, Proceedings of the 1979 Future Amateur Communications Techniques
Symposium, p.9. www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Heron, M.L. 1979 “Transequatorial VHF Propagation and Equatorial Plasma Bubbles”, Proceedings of
the 1979 Future Amateur Communications Techniques Symposium, p.15.
www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Heron, M.L. and McNamara L.F. 1979 “Transequatorial VHF propagation through equatorial plasma
bubbles”, Radio Science, Vol. 14(5), pp897-910. www.dxmaps.com/tepbiblio.html
Kuriki, I., Ichinose M., Kainuma S., Watanabe C. and Tanohata K. 1968 “Investigations of the
transequatorial propagation mode in the VHF band”, Journal of the Radio Research Laboratories, Japan,
Vol. 15, p.199.

McNamara, L.F. 1973 “Evening-type Transequatorial Propagation on Japan-Australia Circuits”,
Australian Journal of Physics, Vol. 26, pp521-543.
http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nphiarticle_query?1973AuJPh..26..521M&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf

McNamara, L.F. 2005 “Project TEPOV - Trans Equatorial Propagation Observations and Validations”
Reisert, J.H. (W1JR) and Pfeffer G. (K0JHH) 1978 “A Newly Discovered Mode of VHF Propagation”,
QST, October p.11. www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Platt, I.G. and Dyson P.L. 1989 “VHF propagation modes within ionospheric waveguides”, Journal of
Atmospheric and Terrestrial Physics, Vol. 51(11/12), pp897-910, and “VHF transequatorial propagation
via three dimensional waveguides”, pp911-928. www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Rottger, J. (DJ3KR) 1978 “Transequatorial DX Contacts on 144 MHz”, Radio Communication,
December, p.1028.
Sampol, G. (EA6VQ) www.dxmaps.com/tepbiblio.html

Schippke, W. (DC3MF) “Suddeutsches-TEP Beobachtungsprogram Erste Ergebnisse”, Funkschau, 1981,
pp59-60.
Shiokawa K., Otsuka Y., Ogawa T. and Wilkinson P. 2004 “Time evolution of high-altitude plasma
bubbles imaged at geomagnetic conjugate points”, Annales Geophysicae, Vol. 22, pp3137-3143.
www.ann-geophys.net/22/3137/2004/angeo-22-3137-2004.pdf

Tsunoda, R.T. 1980 “Magnetic-field-aligned characteristics of plasma bubbles in the nighttime equatorial
ionosphere”, Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, Vol. 42, pp743-752.
Tilton, E. 1947 “World Above 50 Mc/s”, QST, May p.51 and October p.56.
WIA 2007, “Australian VHF-UHF Records” https://www.wia.org.au/members/records/data/


Tato přednáška byla přednesena na Gippsland Technical Conference 2007 (www.vk3bez.org).

© Roger Harrison VK2ZRH