Dimenzió #23

Valahol kinn az űrben...

(csillagászat, spektroszkópia, meteorészlelés)

                           HULLÁMTERJEDÉSI ALAPOK

   Abban,  hogy  rádióvevővel  meteort tudunk észlelni, az ionoszférának van
jelentős  szerepe. Ez a légkörnek kb. 50 km feletti tartománya. Itt a légkör
sűrűsége  már  rendkívül  kicsi.  Ez  teszi  lehetővé,  hogy a kívülről jövő
kozmikus  részecskék  és sugárzások a levegő részecskéit ionizálják, s ezzel
elektromosan  vezetővé  tegyék.  A néhány méternél rövidebb hullámhosszúságú
ultrarövid  hullámok  normális esetben áthaladnak az ionoszféra rétegein, és
csak  különös  esetben  verődnek onnan vissza. Ezek a reflexiók többnyire az
ionoszféra  90-120 méter magasságban elhelyezkedő ún. E-rétegében történnek.
Okai a következők lehetnek:

   - rendellenességek  az  ionoszférában  (pl. napflerek hatására  kialakuló
     ionoszférikus viharok)
   - sarki fény (ez is naptevékenység-függő)
   - meteorbecsapódás (a meteorok 80-100 km magasan fékeződnek le ─ ez az  E
     rétegbe esik)
   - az  E-réteg  sporadikus  ionizációja  (a  sporadikus meteorok  között a
     nagyobb  tömegűek aránya alacsonyabb, mint a rajmeteoroknál, ezért ezek
     egy alacsony szintű állandó ionizációt hoznak létre)

   Mivel  az  ultrarövid  hullámok ─ szemben a hosszabbakkal ─ csak ilyenkor
verődnek vissza, alkalmasak a meteorok megfigyelésére.

   Mint  láttuk,  a  meteorok  pályájuk  mentén  ioncsíkot  húznak. Ezután a
részecskék  hőmozgása,  valamint  a  rekombináció miatt a nyom kiszélesedik,
töltéssűrűsége  pedig  csökken.  Kétfajta  meteornyomot  különböztetünk  meg
töltéssűrűségük  szerint:  A kis sűrűségű nyomok esetén a visszaverődést úgy
tekinthetjük,  mintha  különálló elektronokról történne. A vett jel hirtelen
éri  el  a maximumát, majd exponenciálisan csökken. Nagyobb elektronsűrűségű
nyomok esetén az elektronok egymás közötti hatását is figyelembe kell venni.
Úgy  tekinthetjük, mint egy fémhengert. Ilyenkor a visszaverődő jel erőssége
nem  kezd  azonnal  csökkenni,  az adó másodpercekig is hallhatóvá válhat. A
nagyobb tömegű meteorok nagyobb töltéssűrűségű nyomot hoznak létre. Rajtagok
esetében  a  nagyobb  tömegűek  aránya magasabb, mint a sporadikusoknál, így
több  nagy sűrűségű nyomot szolgáltatnak. A sporadikusok között rengeteg kis
meteor  van.  Ezek  szinte  állandó  ionizációt  hoznak létre, emiatt fontos
szerepet kapnak a nagy távolságú URH-átvitelben.

   Érdemes  kitérni  arra,  hogy  a meteornyomok geometriai eloszlása hogyan
befolyásolja  a megfigyelést. Az adó és vevő között becsapódó - mérete miatt
elvileg megfigyelhető - meteorok száma jóval nagyobb a valóban észlelteknél.
Egy   érdekes  geometriai  következmény:  azt  gondolnánk,  hogy  a  legtöbb
rádióvisszhang az adó és a vevő közötti főkörön levő meteorokról érkezik. Az
ilyen   jel   a   valóságban  nagyon  ritka.  Ehhez  ugyanis  annak  kellene
teljesülnie,  hogy  a  meteorpálya vízszintes legyen. Ez pedig ritkán fordul
elő.  A  legtöbb  észlelt  meteor  a  főkörtől oldalra eső térrészben van. A
sporadikusok  visszhanggyakorisági  eloszlása  a  4.  ábrán látható. Mivel a
rajok  pályairány  szerinti  eloszlása  más  és  más  a  radiáns helyzetétől
függően,  minden  rajra  meg lehetne szerkeszteni egy ilyen görbét. Ráadásul
általában  nem  egyetlen  adó  működik  az  észlelés sávjában. Azt a helyet,
ahonnan a legtöbb jel érkezik, a szaknyelv forró pontnak (hot spot) nevezi.



          
''4. ábra A sporadikus meteorok visz- szhang-eloszlása 1000 km-es adó és vevőtávolság esetén. (Az ábra a meteorészlelések térbeli eloszlásának vízszin- tes ─ a vevőn és az adón át- fektetett gömbi főkörív cent- rumára illeszkedő ─ síkra való vetületének szintgörbéit mu- tatja. A szintgörbéket az azo- nos jelgyakoriságot szolgálta- tó helyek e síkra való vetüle- tei rajzolják ki. A vízszintes tengelyen a gömbi főkör mentén mért távolság, a függőleges ''tengelyen a főkör síkjától mért távolság van feltüntetve.)ď0 Az észlelhető meteornyomok magasságeloszlására is végeztek megfigyeléseket az 50-es, 60-as években. Eszerint a megfigyelhető nyomok magassága az észlelés frekvenciáját növelve csökken. Az amatőrök körében használt 70-100 MHz-es tartományban az átlagos magasság 90 és 100 km között van. Miközben a meteorok végigsuhannak a légkörben, ioncsatornát hoznak létre.
A meteor fizikai tulajdonságai- nak pontosabb megállapításához a jel minél több jellemzőjére '
'5. ábra A visszhangot okozó meteorok magasság szerinti eloszlása az észlelési frekvencia függvényé- ben 18, 36 és 70 MHz-en. A füg- gőleges tengely az óránkénti meteorszámot jelöli. A talajszint feletti magasság szükségünk van. Elsősorban a jel időtartamára, a jel amplitúdójára, de a jel alakja is hasznos információt hordoz. Az alacsonysűrűségű meteorjel (kevesebb mint 10^14 elektron méterenként) ugyanis az amplitúdójával arányos, míg a nagysűrűségű a jel hosszával. Ez utóbbi nyom időtartama a következőképpen alakul: q *lambdaý T = 7 * 10 ^-7 * ----------- D cos fi ahol T = a jel időtartama, q = az egy méterre eső elektronok száma, lambda = a hullámhossz, fi = a visszaverődés szöge, D = a diffúziós állandó, ami függ a nyom magasságától. Mint látjuk ez nagyon sok mindentől függ. A pontos töltéssűrűség megállapítása a jelből alapos körültekintést és tapasztalatot igényel. A megfigyelést 94,5 MHz-en végezzük (3,17 m hullámhosszon). Az egyszerűség miatt feltételezzük, hogy a visszaverődés az adót a vevővel összekötő gömbi főkör mentén történik 90 km magasságban, az egymástól 1000 km-re levő adó és a vevő felezőpontjában. A további egyszerűsítés végett vízszintes meteorbeesést felétételezzünk. Ekkor a visszaverődési szög 79,8º; ebben a magasságban a diffúziós állandó 3 mý/s. A meteor töltéssűrűségéből lehet következtetni arra, hogy milyen fényes meteortól származott. A meteor fényességét magnitúdóban mérjük. Hipparkhosz, az ókori görög csillagász osztotta fel a csillagokat 6 nagyságrendre (a magnitúdó görögül nagyságot jelent). A legfényesebb csillagokat sorolta az egyes nagyságrendbe, a leghalványabbakat az hatosba. Ennél pontosabb definícióra csak a változócsillagmegfigyelések kezdetekor volt szükség. Ekkor definiálták pontosan a skálát. Eszerint két csillag fényességkülönbsége magnitúdóban: I1 m1 - m2 = -2,5log ---- I2 azaz 100-szoros intenzitás 5 magnitúdó különbségnek felel meg. Alapul a sarkcsillag fényességét választották. Ennek 2,12 magnitúdós fényessége definiálja a skálát. A meteor "rádiómagnitúdóját" az egyenletből kapjuk, ha - 2 < MR < 5. Ez nagyjából megegyezik a vizuális fényességével. A fenti feltételek mellett az egyenletekből a következő adatok adódnak: ┌──────────────┬──────┬───────┐ │MR (magnitúdó)│ q │ T(s) │ ├──────────────┼──────┼───────┤ │ 5 │ 1,00│ 0,75 │ │ 4 │ 2,5 │ 1,87 │ │ 3 │ 6,3 │ 4,70 │ │ 2 │ 15,8 │ 11,82 │ │ 1 │ 39,8 │ 29,7 │ │ 0 │100 │ 74,60 │ │ -1 │250 │187,40 │ └──────────────┴──────┴───────┘
Google
 
Web iqdepo.hu
    © Copyright 1996-2024
    iqdepo / intelligence quotient designing power - digitális kultúrmisszió 1996 óta
    All rights reserved. Minden jog fenntartva.