EME

Ayın yansıması olarak da bilinen Dünya-Ay-Dünya, radyo dalgalarının ay yüzeyinden yansıma yoluyla dünyaya dayalı bir alıcıya yönlendirilen dünya tabanlı bir vericiden yayılmasına dayanan bir radyo iletişim tekniğidir.

Tarih

Ay’ın pasif bir iletişim uydusu olarak kullanılması 1940 yılında İngiliz Genel Postanesi’nden Bay WJ Bray tarafından önerildi. Mevcut mikrodalga iletim güçleri ve düşük gürültülü alıcılar ile mikrodalga sinyallerini yukarı ışınlamanın mümkün olacağı hesaplandı. Dünyadan ve Ay’ı yansıtır. En az bir ses kanalının mümkün olacağı düşünülüyordu. “Ayın zıplaması” tekniği, II.Dünya Savaşı’ndan sonraki yıllarda Amerika Birleşik Devletleri Ordusu tarafından geliştirildi ve Ay’dan yankıların ilk başarılı şekilde alınması 10 Ocak 1946’da John H. DeWitt tarafından Fort Monmouth, New Jersey’de gerçekleştirildi. Diana Projesi’nin bir parçası olarak. Ardından gelen İletişim Ay Rölesi projesi, Pearl Harbor, Hawaii’deki deniz üssü ve Washington’daki Birleşik Devletler Donanması karargahı arasında bir teletip bağlantısı da dahil olmak üzere daha pratik kullanımlara yol açtı.

Astronomi gerçekleri:

  • Ay tipik olarak Dünya’dan yaklaşık 384.400 Kilometre uzaklıktadır.
  • Ayın Çapı 3.476 Kilometredir.
  • Ay, tam 180 derecelik gökyüzünün yalnızca bir derecesinin 0.52’sini kaplar.
  • Ay’ın, ayın doğuşunda ve batarken daha büyük görünmesi yalnızca optik bir yanılsamadır.
  • Ay, Dünya’nın etrafında 27 günde bir 7 saat 43 dakikada bir döner.
  • Ay, 29 günde bir 12 saat 44 dakikada bir Yeni Ay’dan Yeni Ay’a gider.

Yayılma gerçekleri:

  • Antenimle (22dBi ve 16 ° / -3dB açı) toplam yayılan enerjinin yalnızca% 0,1’i Ay’a çarpıyor (% 99,9’u Ay’ın yanından geçip Uzaya gidiyor)
  • Ay, bir Moonbounce Teması sırasında sinyalin yalnızca yaklaşık% 7’sini yansıtır.
  • Dünya-Ay-Dünya yolu için desibel cinsinden ortalama kayıp 252,5dB’dir (yaklaşık% 7’lik bir Ay yansıtıcılığı varsayılarak ve 144MHz (2m) frekans bandım için hesaplanmıştır)
  • Yol kaybı her ay yaklaşık ± 1 dB ihtiyatlı olacaktır (Ay’a göre aralık değiştikçe).
  • Alıcı anten dizisi, polarizasyonun atmosferin üst katmanlarına dönmesi nedeniyle (iyonosfer; Faraday solması) doğrusal olarak polarize ise (my – yatay olarak), 20 ila 30db arasında zayıflama eklenmesi beklenebilir.
  • Yaklaşık 1000 MHz’in altında, kozmik gürültü baskın faktördür ve gözlenen galaksinin kısmına göre değişir. 2m bant için 150 ile 7000 ° K arasındadır. 144MHz’de başarılı EME teması için, Ay yönündeki gökyüzü gürültüsü 500 ° K’den daha az veya buna eşit olmalıdır.
  • Bir radyo dalgasının Dünya’dan Ay’a ve tekrar Dünya’ya gitmesi yaklaşık 2,52 saniye sürer.
  • Ayın Evresinin EME Sinyalleri üzerinde çok az etkisi vardır veya hiç etkisi yoktur.

Uzamsal Polarizasyon Kaybı : EME sinyal yolu boyunca iki istasyon arasındaki polarizasyon farklarının bir sonucu olarak dB’lerdeki sinyal kaybı. Ay’da olduğunuzu ve aşağıya Dünya’ya bakan yatay bir ışınınız olduğunu hayal edin. Bir istasyon Dünyanın bir tarafında ve başka bir istasyon Dünya’nın başka bir tarafında ise, bu istasyonların sinyal polarizasyonları Dünya’daki eğrilik nedeniyle aynı olmayacaktır. Sinyal gücü kaybına neden olacak olan bu polarizasyon farkıdır. Bu, Uzaysal Polarizasyon Kaybıdır. Her iki istasyon da aynı enlemdeyse, kayıp neredeyse hiçbir şey olmayacaktır.

Faraday Rotasyonu : Dünyanın manyetik alanının neden olduğu sinyal yolunun polarizasyonunun dönüşü. Bu normalde EME Sinyalleri üzerinde QSB sinyaline büyük katkı sağlar. Daha düşük EME Bantlarında daha belirgindir.

Libration Fading : Sinyalin yansıyan özelliklerinden dolayı EME Sinyallerinin solması . Bu, Ay’ın pürüzlü yüzeyinden kaynaklanmaktadır. Ay aslında yörüngesinde sallanıyor, bu yüzden sinyaller Ay’dan yansıtıldığında, ayın yüzeyindeki engebeli arazide yansıtılarak yansıyan sinyallerin tutarsız olmasına neden oluyor. Bu solma, yüksek EME bantlarında (1296 MHz ve üzeri gibi) son derece belirgin hale gelir ve alt bantlarda neredeyse hiç fark edilmez.

Doppler Kayması : Hız faktörüne bağlı olarak iletilen sinyalin frekans kayması. Hız faktörü, EME Sinyal Yolu Mesafesindeki değişim oranına göre belirlenir. Dünya ve Ay sürekli hareket ediyor, bazen birbirine yaklaşıyor ve diğer zamanlarda birbirinden uzaklaşıyor. Mesafe oranındaki değişiklik ne kadar büyükse, Doppler Kayması o kadar büyük olacaktır. Ayrıca, EME Frekans Bandı ne kadar yüksekse, Doppler Kayması da o kadar büyük olacaktır. Akılda tutulması gereken bir diğer husus da, uzaklık yaklaştığında Doppler Kaymasının orijinal frekanstan daha yüksek olacağı ve mesafe arttıkça daha da azalacağıdır.

Anten Sıcaklığı (Ta) : Antenden alınan sinyalin Gürültü Sıcaklığı. Bu gürültü sadece antenin ana ön lobundan değil, aynı zamanda tüm küçük loblardan ve antenin arkasından da gelir. Tüm bu kaynakların birleşik gürültüsü, antenin toplam Gürültü Sıcaklığı veya Anten Sıcaklığı olur. Bir örnek, Ay’ın normalde 210 derece Kelvin civarında bir sıcaklıkta çalışmasıdır. Antenin gördüğü şey buysa, 210 derece Anten Sıcaklığı olur. EME kullanımı için iyi bir anten tasarlarken bu kritik bir parametre haline gelir. Buradaki fikir, Ay’dan alınan sinyalin bozulmasına katkıda bulunacak diğer yönlerden gelen gürültüye katkıda bulunmayacak bir anten tasarlamaktır.

G / T veya (Sistem Gürültü Sıcaklığı Üzerinden Anten Kazancı) : Bu, Anten Kazancının Sistem Gürültü Sıcaklığına Oranıdır. Sinyal-Gürültü Oranı bu oranla karşılaştırılabilir ve ilişkilidir. Bu aynı zamanda iyi bir EME istasyonu tasarlarken çok önemli bir parametredir. Bunu açıklamanın basit bir yolu, Anten Kazancını olabildiğince yüksek ve Gürültü rakamını, Sinyalin Gürültü Oranını artırmak için mümkün olduğu kadar düşük yapmaktır. G / T ne kadar yüksekse o kadar iyidir. Bir antenin G / T’sine tek başına bakıldığında, bir antenin G / T’sini oluşturan Anten Sıcaklığı, Kazanç faktörleri ve anten modelidir.

Sapma : Ay’ın Dünya’nın ekvatoruna göre konumunu tanımlamak için kullanılan terim. Eğim eksi 8 derece ise, o zaman Ay, Dünya’nın 8 derece güney enleminde 90 derece yükseklikte olacaktır.

GHA veya Greenwich Saat Açısı : Dünyanın Boylamına bağlı olarak Ay’ın Konumunu tanımlayan terim. Ayın GHA’sı 20 derecede olsaydı, Ay doğrudan 20 derece Batı Boylamının üzerinde konumlanırdı.

EME Bozulması : Temel olarak, Gökyüzü Sıcaklığı, Ayın Mesafesi ve Sapması nedeniyle dB’lerdeki bozulma miktarıdır. Tipik olarak 0dB’den -2.5dB’ye maksimum. Çoğu kişi en küçük bozulma kaybının Perigee’deki en düşük Gökyüzü Gürültüsü, en yüksek Sapma ve Ay ile olacağı konusunda hemfikirdir.

Ay Perigee : Ay Dünya’ya en yakın Uzaklıkta olduğunda.

Moon Apogee : Ay, Dünya’dan en uzak olduğu zaman.

Gökyüzü Gürültüsü : Bu, Ay’ın arkasındaki arka plan gürültüsünü veya Ay ve çevresindeki Gürültü Sıcaklığını tanımlamak için kullanılan terimdir. Kelvin derece olarak ölçülür. Ay, Samanyolu veya Güneş gibi yüksek gürültülü bir alanda veya yakınında bulunuyorsa, Gök Gürültüsü, “Soğuk Gökyüzü” olarak bilinen en düşük Gürültü Sıcaklığına sahip olan gökyüzündeki alana kıyasla yüksek olacaktır.

Ayın Yüksekliği : Ufka göre gözlemcinin konumunda Ay’ın yüksekliğini tanımlamak için kullanılan terim. 10 derecelik bir yükseklik, gözlemcinin bulunduğu konumdaki Ay’ın ufkun 10 derece üzerinde olduğu anlamına gelir. 90 derece yükseklik doğrudan tepeden olacaktır.

Ayın Evresi : Ay’ın Güneş tarafından Aydınlatılmasını tanımlamak için kullanılan terim. Dolunay, Ay’ın tüm diskinin gözlemcinin konumunda aydınlatıldığı anlamına gelir. Yeni Ay, ayın diskinin gözlemcilerin bulunduğu yerde tamamen karanlık olduğu anlamına gelir. Ay Evresinin EME Yayılımı üzerinde herhangi bir etkisi YOKTUR.

Yer işareti koy Kalıcı Bağlantı.

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir