Spatial Offset e Faradayin V/UHF

Slide presentazione + testo spiegazionidi Giorgio IK1UWL e Flavio IK3XTV

Premessa

Una sintesi delle spiegazioni verbali è inserita dopo ogni slide riconoscibile dal testo di colore Blu.

Si suggerisce di dare un’occhiata ad ogni slide, poi passare alla pagina successiva per la spiegazione, poi tornare a vedere la slide cui la spiegazione si riferisce.

Spatial offset e Faraday

in V/UHF2 anni di lavoro di Giorgio IK1UWL e Flavio IK3XTV

Convegno EME Italiano 2015

• Due anni di lavoro, da quando abbiamo iniziato ad

approcciare questi problemi.

Studi su Effetto Faradaydi Flavio IK3XTV e Giorgio IK1UWL

Convegno EME Italiano 2013

Work in progress

• Nel 2013 abbiamo sviluppato i mezzi di calcolo per ricavare l’evoluzione della rotazione di Faraday durante una intera giornata lunare.

• Durante questo sviluppo abbiamo usato periodi di decodifiche ricavati da LiveCQ per verifica della congruenza dei nostri risultati.

• “Work in progress” perché intendevamo anche affrontare il comportamento del qsb durante un qso digitale JT65. Lavoro non ancora completato a quell’epoca.

Proseguimento studi

• “Work in progress” perché volevamo completare gli studi sul qsb in un qso JT65 EME.

• Un approfondimento della meteorologia spaziale ci ha fatto capire la turbolenza dell’oceano “Ionosfera”.

• Le nostre ipotesi sulle origini del qsb sono state inserite nella nostra presentazione 2014 al convegno mondiale EME in Francia.

EME 2014 – Parc du Radome – Pleumeur Bodou - France

Ionospheric interactionswith EME signals

By Giorgio IK1UWL and Flavio IK3XTV

• Abbiamo presentato lo studio completo sugli effetti subiti da un segnale attraversante, due volte, la ionosfera.

• Sia gli effetti dovuti a Faraday, sia la spiegazione del qsbin un qso EME con WSJT

• Le prossime sei slide provengono direttamente dalla presentazione al convegno mondiale, e quindi sono in inglese.

The ionosphere, space weather

- Partially ionized gas layer between ~50 and ~1000 km

height and permeated by Earth’s magnetic field is a

turbulent ocean, roughened by high speed winds.

• La figura in basso a sinistra è una sezione VERTICALE dll’alta atmosfera e della bassa ionosfera.

• Mostra zone di bassa ed alta pressione che si estendono intorno al globo

• I venti ionosferici (non stiamo parlando di jet stream che sono a 10-20 km di altezza)..

• Come sull’oceano terrestre, questi venti provocano onde e turbolenze.

The ionosphere, space weather

- Partially ionized gas layer between ~50 and ~1000 km

height and permeated by Earth’s magnetic field is a

turbulent ocean, roughened by high speed winds.

• Questa foto è stata ripresa dalla stazione spaziale ISS

• Mostra una rara formazione di nubi noctilucentia quota 83 km, correlate ai venti ionosferici.

Ionospheric Waves

�Winds cause undulations and waves (TIDs),

so free electron density varies in space and time.

The Travelling Ionospheric Disturbances (TIDs)

Source: INGV Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia - Italy

• Nella ionosfera, a varie quote, si trovano differenti tipi di disturbi meteorologici (TID, Travelling ionospheric Disturbancies).

• E’ utile suddividere in classi legate a velocità, durata, e periodo delle onde, dati li effetti diversi che provocano.

Focusing/Defocusing effects

� Fast scintillations caused

by lunar libration

and ionospheric turbulence

(ssTIDs , periods of minutes)

� Slower fluctuations from msTIDs

(observed at mid latitudes every day)

(300 km wavelength, wind 100 m/s

= 360 km/h)

Defocusing Focusing

• I TID di piccola scala provocano una turbolenza difusadi piccole dimensioni, a cui è collegato il qsb rapido, che si notano tipicamente sui segnali CW, in cui le linee possono venire spezzate.

• I TID di scala media tendono a configurare la zona, in cui agiscono, in strati di spessore variabile.

• Con quelle lunghezze e velocità ci passano sopra con periodi di svariate decine di minuti.

QSB

• Band dependence (ionospheric

refraction is proportional to 1/f2 )

• Regions dominating the effect

Courtesy: Radio Science, Volume 13, Number 1, pages 167-187, January-February 1978 AGU American Geophysical Union

135 MHz

412 MHz

1275 MHz

• Gli effetti che queste onde possono esercitare sulla nostra onda attraversante sono correlati all’indice di rifrazione della ionosfera.

• Questo indice è inversamente proporzionale al quadrato della frequenza, quindi questi effetti sono molto piùnotevoli in VHF che in UHF.

Static ionosphere absorption

• At 50 MHz there are 5 dB at MR, then it decreases towards 1,5 dB.

• At 144 MHz the trend is 0,5 to 0,1 dB

• Negligible on the higher bands and in night conditions.

Source:Radio Wave Propagation by Lucien Boithias, published by North Oxford Academic

G

• Queste ondulazioni variano la curvatura e lo spessore della ionosfera.

• Poiché l’assorbimento in 2 m è tipicamente di pochi decimi di dB, per arrivare a vedere un qsb di svariati dBsi dovrebbe ipotizzare che lo spessori possa diventare 5-10 volte il normale, il che è assurdo.

• Dobbiamo quindi considerare che effetto ha la variazione di curvatura, con la formazione di lenti divergenti e convergenti.

Dynamic ionosphere: signal level fluctuationsIn 2 m JT65B decodes we see fluctuation of the levels, showing bothmedium term (4’-8’) ripple (2-3 dB) and long term (1-2 h) undulations (4-5 dB).

Day

Cannot be attributed to variation of attenuation. Most l ogical explanationis focusing or defocusing in curved layers of ionospheric waves.

Night

Long term

Mediumterm

• Le decodifiche reali di cui disponevamo evidenziano cher siamo in generale in presenza di qsb di svariati dB, con periodo da svariati minuti a frazioni di ora.

• Considerato quanto sappiamo sulla velocità di queste ondulazioni, correlate ai msTID, concludiamo che siamo in presenza di effetti di focalizzazione e defocalizzazione.

Dynamic ionosphere: signal level fluctuationsIn 2 m JT65B decodes we see fluctuation of the levels, showing bothmedium term (4’-8’) ripple (2-3 dB) and long term (1-2 h) undulations (4-5 dB).

Day

Cannot be attributed to variation of attenuation. Most l ogical explanationis focusing or defocusing in curved layers of ionospheric waves.

Night

Long term

Mediumterm

• Questa immagine di come si diffondono le onde emesse da una sorgente isotropica, mostrano zone di convergenza e zone di divergenza.

• Focalizzare il fascio emesso dalla nostra antenna èequivalente ad aumentarne il guadagno, con conseguente aumento del segnale che colpisce la luna, o dell’intesità dell’eco.

• Effetto opposto in caso di defocalizzazione.

Il nostro foglio Excel

• Per il calcolo della rotazione di Faraday per una coppia di stazioni, una trasmittente, l’altra ricevente, abbiamo sviluppato un complesso foglio di calcolo, corredato di tutte le formule applicabili.

• Lo abbiamo applicato a numerose coppie, sia per verifica della congruenza dei risultati (paragone con LiveCQ), sia per esaminare casi particolari.

• Abbiamo così una nutrita biblioteca.

Preparazione dati di una stazione

Moon Sked

• Per ciascuna stazione è necessaria l’introduzione di numerosi dati.

• Nella riga 2 i dati fissi, quali lat. magnetica, fattori di correzione del TEC, intensità e direzione del campo geomagnetico.

• Nelle colonne C e D i dati Luna durante il passaggio.

• Nelle colonne E e G i dati del VTEC (contenuto elettronico in verticale sopra Dourbes, Belgio).

• Il foglio poi inizia la fase di calcolo elaborando Ka, il fattore moltiplicativo del contenuto di elettroni per un passaggio obliquo della ionosfera, e cosFL, il coseno dell’angolo tra il vettore campo geomagnetico ed il vettore direzione Luna, allo scopo di ottenere la componente magnetica nella direzione di movimento dell’onda.

Risultati per le due stazioni

SP4MPB (tx) PA3FPQ (rx)

• Con questi dati il calcolo prosegue applicando la formula della rotazione di Faraday.

• Si ottiene così l’evoluzione della rotazione in andata e della controrotazione in ritorno.

• Oltre a queste calcola anche i polar offset delle due stazioni.

Risultati finali, rotazioneRot. Faraday + Spatial offset = Polarità calcolata

Decodifica reale

Il grafico mostra la tendenza della polarità con ionosfera statica. La turbolenza ionosferica, oltre al qsb, provoca anche una oscillazione del valore istantaneo della polarizzazione, che si sovrappone sull’andamento medio calcolato.

• Con questi dati, il foglio esegue le operazioni finali, ottenendo l’evoluzione della polarità del segnale ricevuto mediante la somma algebrica delle rotazioni e dello spatial offset, differenza dei due polar offset.

• Sono riportati anche le polarità reali tratte da decodifiche su LiveCQ; notate la buona congruenza.

• La colonna “polarità calcolata” viene anche rappresentata in grafico.

Risultati finali, Spatial Offset

Spatial Offset tra SP4MPB e PA3FPQ

• Dal nostro foglio si possono ottenere tante ricadute su altri parametri.

• Per esempio, è sufficiente spostare il campo di selezione a sinistra, sulla colonna “spatial offset”, per ottenerne il grafico durante un passaggio lunare.

• P=Polar offset

• P=arctg((senLat*cosEl-cosLat*cosAz*senEl)/cosLat*senAz)• Spatial Offset = P1 – P2• Entrambi indipendenti dalla frequenza.• P dipende da latitudine (costante) e posizione luna (variabile).• Spatial Offset : diverse longitudini = diversi dati luna.• SP4MPB 1000 km a E di PA3FPQ TI2SW 9000 km a W di IKUWL

• tra 2°,8 a 10° tra 74°,8 a 117°,7

0

2

4

6

8

10

12

10:0

0

10:3

0

11:0

0

11:3

0

12:0

0

12:3

0

13:0

0

13:3

0

14:0

0

14:3

0

15:0

0

15:3

0

16:0

0

16:3

0

17:0

0

17:3

0

18:0

0

18:3

0

grad

i

utc

Spatial OffsetAngolo tra asse terrrestree vettore polarizzazione

• Per definire lo spatial offset tra due stazioni, è conveniente definire la polarizzazione di ciascuna stazione rispetto ad un riferimento comune.

• Come riferimento conviene usare l’asse polare della Terra.

• In questo caso l’angolo tra il piano contenente l’antenna e l’asse terrestre èdato dalla formula riportata sulla slide (tratta da uno studio di N1BUG).

• Questa formula contiene solamente i dati Luna, Az ed El, e la Latitudine, quindi è indipendente dalla frequenza.

• Lo spatial offset è la differenza tra i due polar offset, e varia durante il passaggio lunare perché i dati luna delle due stazioni sono diversi e cambiano durante il passaggio.

• Nella slide sono riportati i grafici per due coppie di stazioni, una con piccola distanza ed una con forte distanza.

Spatial Offset verso Distanza da IK1UWL

• L’offset aumenta con la distanza• Il massimo avviene con Luna a Sud

Stazioni a W Stazioni a E

• Sfruttando la ricca biblioteca di fogli excel disponibile, abbiamo preparato una serie di grafici raffiguranti l’andamento dello spatial offset per stazioni gradatamente più distanti, divise tra stazioni ad W e stazioni a E.

• Per stazioni ad W o ad E, il picco dell’offset corrisponde a quando entrambe le stazioni hanno la Luna a Sud, ed il suo valore rispecchia la differenza di longitudine.

Spatial Offset verso Distanza da IK1UWL

• Andamento ad ESSE, con Luna a Sud si annulla.• ZS6OB e 9X0EME sono sotto l’equatore (lat. negativa), da cui l’andamento inverso.

• Le quattro stazioni a Sud non sono esattamente sullo stesso meridiano di IK1UWL, da cui il passaggio per lo zero in punti diversi.

Stazioni a N Stazioni a S

• Nella biblioteca abbiamo trovato anche sufficienti casi di stazioni a N ed a S.

• In questo caso abbiamo un andamento ad S, con valori alti al sorgere e tramonto, e valori nulli quando la Luna è a Sud.

Conversione ad altre bande

• La colonna L (Rotaz. °) calcola la formula1,14*F*cosFL*STEC (effetto Faraday)

• 1,14 è k/f 2 per i 144 MHz (con k=2,36*1016)

• E’ sufficiente sostituire 1,14 col coefficiente della nuova banda (9,46 per 6m, 0,127 per 70 cm, 0,0123 per 23 cm)

• Questa è un’altra importante ricaduta dei nostri fogli di calcolo. Sebbene originariamente compilati per la banda 144 MHz, è facile trovare come si comporta la rotazione di Faraday per altre bande.

• La polarità calcolata nella colonna L deriva dalla formula della rotazione di Faraday con coefficiente 1,14.

• Il coefficiente 1,14 è k/f2 (con k=2,36*1016 per le unità di misura usate).

• E sufficiente calcolare ed inserire il coefficiente delle altre bande per ottenere automaticamente dallo stesso foglio l’andamento della polarità per altre bande.

Rotazione complessiva (Faraday + Spatial Offset)per SP4MPB ricevuto da PA3FPQ

4 bande (6 m, 2 m, 70 cm, 23 cm)

• Usando la coppia SP4MPB ricevuto da PA3FPQ, riuniamo in un unico grafico la polarità che si verifica nelle varie bande.

• Salta subito all’occhio quanto vari nelle bande basse e quanto poco nelle bande alte.

Analisi per bande VHFStazione vicina (SP4MPB 1000 km a E di PA3FPQ)

- In VHF la rotazione di Faraday è dominante.

- Per una stazione vicina lo Spatial Offset è piccolo (< 10°).

- Per una stazione vicina, i problemi legati alla polarizzazionesono enormi sui 6m e notevoli sui 2m.

• Cominciamo a mostrare cosa aspettarci in 2 m e 6 m per una stazione vicina, quindi con basso offset.

• In banda 2 m la rotazione di Faraday predomina sull’offset e porta a variazioni lente della polarità che mostra una decina di passaggi da V ad H con periodi di mezz’ora o più.

• In banda 6 m invece si assiste ad 82 passaggi H-V-H, con grande velocità.

Analisi per bande VHFStazione vicina (SP4MPB 1000 km a E di PA3FPQ)

- In VHF la rotazione di Faraday è dominante.

- Per una stazione vicina lo Spatial Offset è piccolo (< 10°).

- Per una stazione vicina, i problemi legati alla polarizzazionesono enormi sui 6m e notevoli sui 2m.

• Facendo lo zoom del primo periodo si vede una rotazione di 1800° in 90’, cioè 20°/1’.

Analisi per bande VHFStazione lontana (TI2SW 9000 km a W di IK1UWL)

- In VHF la rotazione di Faraday è dominante.

- Con la distanza lo Spatial Offset aumenta, ma senza effetti.

- Come per la stazione vicina, i problemi legati alla polarizzazione sono enormi a 50 MHz e notevoli a 144 MHz.

• Qui si ha un offset decisamente più alto. Ma in VHF Faraday predomina sempre.

• In 2 m si ha una lenta alternanza V-H-V.

• In 6 m invece la rotazione è molto alta.

Analisi per bande VHFStazione lontana (TI2SW 9000 km a W di IK1UWL)

- In VHF la rotazione di Faraday è dominante.

- Con la distanza lo Spatial Offset aumenta, ma senza effetti.

- Come per la stazione vicina, i problemi legati alla polarizzazione sono enormi a 50 MHz e notevoli a 144 MHz.

• Facendo lo zoom della fase iniziale si trova una rotazione di 2530° in 60’, cioè 42°/1’.

Effetto rotazione su qso JT65• Con polarità 90° la degradazione

è altissima.

• Si annulla con polarità 0°

• Supponiamo che il segnale tolleri

una degradazione di -3 dB per

decodificare con successo.

• Con polarità 60° la degradazione

è -3 dB.

• Quindi durante la rotazione c’è

un periodo utile, da 60° a -60°,

di 120° ed uno negativo di 60°.

• Quanti periodi da 1’ ci sono in

180° di rotazione?

Ciclo V-H-V

• Lunghi periodo di condizione H consentono qso JT65 di durata normale (6’).

• Alte velocità di rotazione possono invece provocare allungamenti anche notevoli del tempo necessario ad un qso.

• Mostriamo tre casi, con velocità di 30°/1’, 20°/1’, 10°/1’.

• Nell’ipotesi che la stazione ascoltata sia decodificabile fino a degradazione 3 dB, si vede che nel primo caso ci sono solo due periodi di ricezione consecutivi con successo seguiti da un periodo negativo. Nel secondo caso possono esserci tre periodi di successo, e solo nell’ultimo caso si arriva a sei periodi di successo consecutivi.

• Poiché spesso esiste la non reciprocità, non è sicuro che i periodi di trasmissione intercalati vengano decodificati dall’altro lato.

• In linea di massima, in 6 m i qso non scorrono lisci.

Analisi per bande UHFStazione vicina (SP4MPB 1000 km a E di PA3FPQ)

- In UHF la rotazione di Faraday è piccola o trascurabile.

- Stazione vicina: Spatial Offset piccolo ma dominante .

- Le differenze di polarizzazione sono accettabili.

• In UHF la rotazione di Faraday è sempre piccola, quindi molto dipende dall’entità dell’offset.

• Per una stazione vicina, anche questo è modesto, quindi la polarità resta in campi accettabili, sia in 70 cm che in 23 cm.

Analisi per bande UHFStazione lontana (TI2SW 9000 km a W di IK1UWL)

- In UHF la rotazione di Faraday è piccola, e trascurabile rispetto allo Spatial Offset sempre più dominante.

- I problemi legati alla polarizzazione sono risolvibili con: a) - possibilità di rotazione del piano dell’antenna b) – con yagi incrociatec) - con polarizzazione circolare.

• In questo caso l’offset è dominante, e mai compensato da Faraday.

• Nel caso esaminato l’offset è dell’ordine di 90°-120°.

• In 70 cm Faraday spinge la polarità un po’ oltre, ottenendo una situazione degradata, ma possibile parte del tempo.

• In 23 cm la situazione resta fosca.

• In UHF serve qualche correttivo per la polarizzazione.

Yagi incrociate per i 432• Dalla relazione di Joe K1JT al convegno EME mondiale:• 4 yagi LFA su boom in vetroresina 25x25 lungo 3,5 m per W2PU,

stazione dell’università di Princeton.• 15+15 elementi, stack 1,2x1,2 m, guadagno array 22,4 dBi

• Al convegno mondiale EME 2014, Joe K1JT ha mostrato la realizzazione di LFA incrociate, fatte fare a Justin G0KSC, per la stazione dell’Università di Princeton.

• Vedete i dettagli nella slide.

• L’array (più due preampli) è seguito dal solito IQ+, Linrade MAP65.

• Ha dato ottimi risultati nel primo contest in cui è stato usato.

Un terzo fattore: il rumore cosmico

• Temperatura di rumore• La temperatura di un corpo

misura lo stato di agitazione dei suoi atomi.

• Particelle cariche agitate emettono rumore EM bianco.

• Dal cosmo arriva rumore.• A 50 MHz la T s è 3600°K• A 144 MHz la T s è 300°K• A 432 MHz scende, 85°K• A 1296 MHz è 68°K• Antenna e ricevitore sono

rumorosi a loro volta.

• Aggiungiamo a questa panoramica delle bande V/UHF un altro parametro che le caratterizza ciascuna: la temperatura di rumore del cosmo.

• Nota: in presenza di radiosorgenti sullo sfondo lunare, la situazione peggiora.

I nostri antagonisti: Spatial Offset e Faraday

• 50 MHz (rumore cosmico 3600 °K)• Faraday ruota migliaia di gradi

• 144 MHz (rumore cosmico 300 °K)• Faraday ruota centinaia di gradi• Spatial offset sovrastato da Faraday

• 432 MHz (rumore cosmico 85 °K)• Faraday ruota decine di gradi e non compensa spatial offset• Possibile miglioramento con yagi incrociate

• 1296 MHz (rumore cosmico 68 °K)• Faraday trascurabile, spatial offset può essere determinante• Utilità della polarizzazione circolare

Speriamo abbiate apprezzato

l’assenza di formule,

solo grafici ed ordini di grandezza.

Grazie per l’attenzione.

Giorgio IK1UWL e Flavio IK3XTV

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