صفحه اصلی    تازه ها    ادبیات    تاریخ و سیاست    روانشناسی و جامعه شناسی    علوم    کودک و نوجوان    متفرقه

ناشر:امه-سبزان
تاريخ چاپ: 1392
نوبت چاپ:اول
تيراژ:1000 نسخه
قيمت:50000 تومان
شابک: 4356242600ـ978  

 

راهنمای طراحی و ساخت تلسکوپ رادیویی در فرکانس‌های پایین VLF

 

مؤلفان: مهدی خاکیان قمی

مرجان مربوطی

فهرست مطالب
عنوان                                                                                                صفحه

چکيده....................................... 5
فصل اول: اصول و مباني
۱-۱   مقدمه............................. 7
۱- ۲  طوفان‌هاي خورشيدي مؤثر بر لايه يون‌سپهر و انواع آنها   8
۱- ۳  خطرات طوفان‌هاي خورشيدي در زندگي انسان ..... 9
۱- ۴  يون‌سپهر........................... 11
1-4-1 طبقه بندي يون‌سپهر................. 13
1-4-2 ماهيت پديده­هاي يون‌سپهري........... 16
1-5 انتشار امواج در لايه يون‌سپهر......... 17
1-5-1 انتشار قائم امواج راديويي در يون‌سپهر...... 18
1-5-2 انتشار مايل امواج راديويي در يون‌سپهر...... 20
1-5-3 فرکانس کار بهينه در حالت کلي...... 22
1-5-4 فرکانس کار بهينه براي لايه D....... 23
1-5-5 فرکانس کار بهينه براي لايه E....... 23
1-5-6 فرکانس کار بهينه براي لايه F....... 24
1-6 لايه D............................... 25
1-6-1 واکنش‌هاي صورت گرفته در لايه D ....... 26
1-6-2 واکنش امواج VLF در برخورد با لايه D (در روز) 27
1-6-3 واکنش امواج VLF در برخورد با لايه D (در شب) 27
1-6-4 واکنش امواج VLF در برخورد با لايه D (در طي يک شراره خورشيدي پرتو-X )..................................... 27
1-7 معرفي انواع شراره­هاي خورشيدي پرتو-X و ماهواره­هاي GOES  29
1-8 تحليل همزمان تابش شراره­هاي خورشيدي پرتو X (دريافتي با ماهواره­هاي GOES ) و دامنه سيگنال دريافتي VLF از ايستگاه فرستنده kHz GQD/22.1 متأثر از شراره­هاي خورشيدي پرتو-X..................... 31

فصل دوم: طراحی و ساخت راديوتلسکوپ SSRT همراه با سيستم فيلتر بيروني

   ۲- ۱  مقدمه.............................. 39
۲- ۲  فرستنده­هاي امواج VLF.............. 40
2-2-1 ملاک­هاي انتخاب فرستنده VLF......... 42
2-2-2 VTX (هند) و TBB (ترکيه) دو نمونه‌ی مناسب براي انتخاب به عنوان فرستنده..................................... 42
2-2-3 TBB با فرکانس کاريkHz 7/26 فرستنده انتخابي ما 44
2-3 ساخت آنتن حلقه­اي (8 وجهي)........... 44
    2-3-1 محاسبات و فرمول­هاي مربوطه به ساخت آنتن حلقه­­اي (8 وجهي)    45
2-3-2 مراحل ساخت آنتن حلقه­اي (8 وجهي) و آزمایش آن 46
2-4 ساخت تقويت کننده.................... 56
2-5 آزمایش SSRT (مجموعه آنتن و تقويت کننده)در فضاي آزاد    58
2-6 کارت صوتي............................ 59
2-7 نصب نرم افزارهاي کامپيوتري و پيدا کردن سيگنال فرستنده­ها 62
2-7-1 نصب SSRT به کامپيوتر و آزمایش جهت دريافت سيگنال  65
2-7-2 تفسيرکردن سيگنال دريافتي از SSRT از طريق نمودار آبشاري 66
2-7-3 روش ذخيره­سازي داده­هاي دريافتي از SSRT توسط نرم افزار Spectrum Lab............................................ 67
2-7-4 SSRT Robot2 نرم افزاري براي ترسيم داده­هاي ضبط شده از فايل­هاي ذخيره شده Spectrum Lab ............................... 70
2-7-5 تحليل همزمان نمودار SSRT و نمودار شراره­هاي خورشيدي پرتو-X براي ايستگاه
توکیو....................................... 73
2-7-6 حصول اطمينان از دريافت فرکانس از فرستنده­هاي مورد نظر جهت ايستگاه ایران....................................... 75
2-7-7 تحليل همزمان نمودار SSRT و نمودار شراره­هاي خورشيدي پرتو-X براي ايستگاه
ایران....................................... 76
فصل سوم: طراحی و ساخت راديوتلسکوپ SSRT همراه با سيستم فيلتر دروني
۳- ۱  مقدمه............................. 79
۳- ۲  ساخت آنتن حلقه‌اي (مربعي).......... 81
۳- ۳  ساخت SID Receiver (تقويت کننده و سيستم فيلتر). 84
پيشنهاد در مورد آينده پروژه ................ 102
منابع....................................... 103

مقدمه نویسندگان:

امروزه بشر در بسياري از زمينه‌ها، ارتباطات، ناوبري، مخابرات، جستجو، امداد، هواشناسي، تحقيقات و دفاع وابسته به ماهواره‌هاست. ماهواره‌هايي که هر يک با هزينه­هاي چند ميليون دلاري به بهره برداري رسيده­اند؛ داراي سيستم کنترل، حفاظت و پشتيباني بسيار پيشرفته­اند. با اين حال در دو دهه اخير اختلالاتي در عملکرد ماهواره‌ها ديده شده، که ناشي از تغييرات جديد موجود در فضا و به خصوص لايه يون‌سپهر است. (این تغییرات موجب آسيب رساندن به مصنوعات بشري در فضا يا روی زمين می‌شود و همچنین سلامت انسان­ها را به مخاطره می‌اندازد.
شراره­هاي خورشيدي پرتو-X شديد، که از لايه يون‌سپهر عبور مي­کنند؛ مي­توانند در عملکرد ماهواره‌هاي مخابراتي اختلال ايجاد کرده و سبب قطعي‌هاي گسترده برق در شبکه‌های برق شوند.
بررسی لایه یون‌سپهر نیاز به تهیه دستگاه‌های میلیاردی دارد که نقص در کوچکترین قسمت آن دستگاه‌ها باعث از بین رفتن دریافتی‌های ما می‌گردد. اما هدف ما در اين کتاب اين است که بتوانيم با کمترین هزینه و با استفاده از ابزاری ابتدایی و در دسترس همگان، به ساخت دستگاهي بپردازيم که بتواند به بررسي لايه يون‌سپهر، ثبت طوفان‌هاي خورشيدي و شراره­هاي خورشيدي پرتو-X ، بپردازد.
پرتو-X
در يک اقدام جمعي دانشگاه استنفورد به طرح ريزي پروژه‌هايي به نام SID monitor و AWESOME monitor پرداخته است و پس از جمع آوري اين داده­ها آنها را به سازمان NGDC ارائه مي‌دهد. در اين راستا آقاي Percival Andrews (نويسنده کتاب  How to build your own Radio Telescope ) به ساخت سيستم‌هايي جهت دريافت طوفان‌های خورشیدی، با یک فیلتر بيروني و با سيستم فيلترينگ دروني پرداخته‌اند. براي اولين بار در ایران به ساخت چنين سيستم‌هايي به نام SSRT پرداخته می‌شود.

مطالب ارائه شده در این اثر مختصری است از شرح فعالیت­های انجام شده در طی یک سال و نیم تلاش بی­وقفه برای راه اندازی سیستمی که در ابتدا امید به نتیجه مطلوب در آن با تردید همراه بود. ولی به امید خدا نتیجه مطلوب حاصل شد و این را مدیون تلاش افرادی هستیم که خالصانه و بدون هیچ انتظاری، روزهای سرد زمستان در برف و باران و در گرمای تابستان در کنار ما به فعالیت مشغول بودند. در اینجا تشکر ویژه ای داریم از جناب آقای Rodney Howe  که در این مدت یک سال و نیم اخیر ما را در ساخت رادیوتلسکوپ­های SSRT با مشاورها و حمایت‌های فکریشان یاری نمودند.

 همچنین از جناب آقای Percival Andrews که با راهنماييهايشان، در رفع اشكالات این كار ما را ياري نمودند، تشکر می­نماییم. از استادان گرانقدر، جناب آقای دکتر محمود شاه آبادی (دکتری برق و مخابرات دانشکده فنی دانشگاه تهران)، آقای دکتر رشید میرزاوند و همچنین دکتر پریسا دهخدا (دکتری برق و مخابرات دانشگاه امیرکبیر) به خاطر در اختیار گذاشتن تجهیزات آزمایشگاهیشان صمیمانه تشکر و قدردانی می­کنیم.

فصل اول: اصول و مباني

1-1 مقدمه
SSRT يک تلسکوپ راديويي مخصوص ثبت طوفان‌هاي خورشيدي است. هدف اين پروژه دريافت شراره­هاي خورشيدي پرتو-X ، نوعي از طوفان‌هاي خورشيدي و اثرات طلوع و غروب خورشيد است.
يون‌سپهر لايه‌اي از جو زمين است که از 50 تا 600 کيلومتري بالاي سطح زمين را شامل می‌شود. دليل عمده يونيزه شدن اين لايه به خاطر يونيزاسيون پرتوهاي فرابنفش و X است و هر چه تابش خورشيد بيشتر باشد، يونش نيز افزايش مي‌يابد. ميزان این يونش با توجه به عرض جغرافيايي ، فصل، ‌زمان روز و پديده‌هاي ديگر متفاوت است. فرکانس‌هاي پايين مي‌توانند به درون آب دريا نفوذ کرده و سبب برقراري ارتباط با زيردريايي‌ها شوند. به همين خاطر ايستگاه‌هايي در سرتاسر جهان وجود دارند که براي ارتباطات با زيردريايي‌ها در ناحیة فرکانس‌های پایین (kHz 30-3) فعاليت مي‌کنند. اين ايستگاه­ها امواج VLF را به سمت يون‌سپهر ارسال مي‌کنند. با توجه به تاثیراتی که طوفان‌های خورشیدی بر لایة یون‌سپهر دارند؛ ضریب بازتاب یا جذب این لایه متفاوت است. این امواج بازتابیده توسط این تلسکوپ رادیویی دریافت می‌شود.
در اين فصل سعي مي کنيم که به توضيحاتي در مورد فرآيند و نحوه انتشار امواج راديويي به خصوص امواج VLF در لايه يون‌سپهر، در زير لاية D ، در طي شبانه روز و در هنگام وقوع شراره‌هاي خورشيدي پرتو-X بپردازيم [1].
1-2 طوفان‌هاي خورشيدي مؤثر بر لايه يون‌سپهر
پديده‌هاي وابسته به طوفان‌هاي خورشيدي به شرح زير دسته‌بندي مي‌شوند:

  • لک‌هاي خورشيدي
  • شراره‌هاي خورشيدي پرتو-X
  • پرتاب ماده از تاج خورشيد

لک‌هاي خورشيدي
لک‌هاي خورشيدي اندازه و شکل‌هاي متنوعي دارند، لک‌هاي خورشيدي در سطح خورشيد به صورت نقاط تاريكتر از سطح ديده مي‌شوند و اغلب به شکل گروهي پديدار مي‌گردند. ابعاد اين لك‌ها خيلي بزرگتر از ابعاد زمين است و حداكثر بعد از يک يا دو هفته از بين مي‌روند. لک‌هاي خورشيدي دوره زندگي دارند، اين دوره در سال 1843 بوسيله «اس، هاینريش شوب» کشف شد. لک‌هاي خورشيدي جايي بوجود مي‌آيند که خطوط مغناطيسي خورشيد از سطح خورشيد خارج مي‌شود. اين مناطق از خورشيد درخشش كمتري دارند چرا كه اين آشفتگي در حوزه مغناطيسي خورشيد باعث مي‌شود كه لک‌هاي خورشيدي 1500 تا 2000 درجة كلوين سردتر از مناطق اطراف خود باشند.

1
شکل1-1: لکه خورشيدي وجزئيات آن
شراره‌هاي خورشيدي پرتوX-
شراره‌هاي خورشيدي پرتوX- ،  فوران‌هاي انرژي در سطح خورشيد هستند؛ كه به نظر مي‌رسد آنها با لک‌هاي خورشيدي در ارتباطند. يک شراره خورشیدی، انفجاري است که دقايق کمي به طول مي‌انجامد. انفجارهاي به وجود آمده و تابش پرتوX- نشان مي‌دهد كه در اين مناطق دما خيلي خيلي بالاتر از دمای سطح خورشيد است.
حدود 8 دقيقه طول مي‌کشد که پرتوX- مسير 150 ميليون کيلومتري بين خورشيد و زمين را بپيمايد؛  وقتي که پرتوX- با يون‌سپهر زمين برخورد مي‌کند مقدار چگالي يوني در اين ناحيه را به شدت افزايش مي‌دهد. بنابراين به راحتي از روي زمين اثرات اين انفجارها بر روي بازتاب امواج راديويي ديده مي‌شود و مجموعه‌اي از اختلالات الكتريكي را ايجاد مي‌كند.
پرتاب ماده از تاج خورشيد
پرتاب ماده از تاج خورشيد اصطلاحاً باد خورشيدي ناميده مي‌شود. سرعت باد خورشيدي متفاوت است و سرعت متوسط آن را مي‌توان حدود 500 کيلومتر در ثانيه تخمين زد؛ بدين ترتيب ذرات موجود در باد خورشيدي حدود 35 روز در راهند تا به زمين برسند. بخش كوچكي از اين ذرات در ميدان مغناطيسي زمين به دام مي‌افتند. باد خورشيدي تا شعاع 100 واحد نجومي از خورشيد پس از مدار پلوتو نيز ديده مي‌شود. ماهيت باد خورشيدي از ذرات اتمي باردار تاج خورشيد و عمدتاً پروتون و الکترون است.

علاوه بر موارد بالا، عوامل زير نيز بر چگالي يوني لايه يون‌سپهر مؤثر هستند که در زير به برخي از آنها اشاره شده است:
1- رعد و برق
2- طلوع و غروب خورشيد
3- پرتوهاي گاما
4- زلزله‌هاي مخرب
5- بارش­هاي شهابي
6- گرفت ماه و خورشيد
7- اختلالات الکتريکي
در قسمت بررسي داده، (در فصل‌هاي بعد) قصد نهايي ما نشان دادن تأثير غالب طلوع و غروب خورشيد و شراره­هاي خورشيدي پرتوX-   از بين موارد بالا بر روي يون‌سپهر است [1و2].
1-3 اثرات طوفان‌هاي خورشيدي بر زندگي انسان
اولين شواهد موجود مبتني بر اثرات طوفان‌هاي خورشيدي بر مصنوعات بشري به اواسط قرن نوزدهم بازمي‌گردد. شبکه سراسري تلگراف در بريتانيا در طول دو طوفان ژئومغناطيسي در سال‌هاي 1847 و 1859 کاملاً از کار افتاد. پس از اين وقايع، بارها و بارها اختلال در عملکرد خطوط تلگراف و تلفن در طول طوفان‌هاي مغناطيسي مشاهده شد. به عنوان مثال در سال‌هاي 1921 و 1958 جريان القايي در خطوط تلگراف منجر به آتش سوزي در سوئد شد. در فوريه سال 1958 به علت طوفان مغناطيسي، ارتباط مخابراتي بين قاره‌اي اروپا و امريکا قطع شد. اولين شواهد مبتني بر اثر طوفان‌هاي مغناطيسي بر خطوط انتقال انرژي الکتريکي مربوط به سال 1940 در آمريکاي شمالي است.

در طي يک طوفان مغناطيسي عظيم که منجر به نوسانات ولتاژي در طول خط انتقال شد، ترانسفورماتورهاي خط از کار افتاده و به دنبال آن خط انتقال برق قطع شد. قطع ارتباط خطوط انتقال در آمريکاي شمالي، در زمان طوفان‌هاي مغناطيسي به دفعات گزارش شده است. معروفترين اين وقايع به 13 مارس 1989 برمي‌گردد. در اثر طوفان، ترانسفورماتورهاي نيروگاه هيدرو در کبک اشباع شده و نيروگاه به طور اتوماتيک از شبکه خارج شد. خروج اين نيروگاه از شبکه برق منطقه کبک منجر به اختلالات ولتاژي و فرکانس در شبکه شد و در نهايت بر اثر يک سري وقايع پی‌درپی، کبک به مدت 9 ساعت در خاموشي مطلق فرو رفت.
طوفان‌هاي خورشيدي مي‌توانند بر خطوط نفت و گاز نيز مؤثر باشند، چرا که اين خطوط مي‌توانند به عنوان رسانای جريان الکتريکي در نظر گرفته شوند که طول آنها صدها و گاهي هزاران کيلومتر است و مي‌توانند به صورت آنتن‌هايي براي امواج VLF با طول موج‌هاي چند ده كيلومتري عمل كنند.
در دهه‌هاي گذشته مهندسين بارها و بارها با جريان‌هاي الکتريکي در خطوط انتقال نفت و گاز مواجه شده‌اند که هيچ منبع جريان شناخته شده‌اي براي آنها قابل تصور نبوده است؛ بعدها مشخص شد که اين جريان‌ها ارتباط تنگاتنگي با طوفان‌هاي مغناطيسي داشته‌اند.

يکي از تأثيرات ويرانگر طوفان‌هاي خورشيدي اثرات اختلالي بر عملكرد ماهواره‌ها است. از حوادث مهم این پدیده مي‌توان به خرابي ماهواره Galaxy IV در سال 1998 و ماهواره Telstar در سال 1994 و گم شدن چندين ماهواره به مدت سه روز در طي طوفان بزرگ مارس 1989 اشاره کرد. در طي طوفان 1989 چندين ماهواره به مدارهاي پاييني منتقل

شدند. همچنين در 31 اکتبر سال 2003 فعاليت ماهواره هواشناسي ژاپني (4500 ميليون دلاري ميدوري2 ) با يک طوفان خورشيدي متوقف شد و در 6 دسامبر 2006 سيستم GPS با يک طوفان خورشيدي آسيب جدی ديد.
به طور خلاصه مي‌توان برخی اثرات طوفان‌هاي خورشيدي بر تکنولوژي چنین برشمرد:
1- از کار انداختن و از مسير خارج کردن ماهواره‌ها
2-  اثرات طوفان‌هاي خورشيدي بر سيستم‌هاي توزيع قدرت
(در هنگام طوفان خورشيدي يک القاي جريان ژئومغناطيسي صورت مي‌پذيرد که مي‌تواند منجر به اشباع ترانسفورماتورها شده و اين امر در شبکه توزيع، اختلال ايجاد کند. همچنين اين پديده مي‌تواند صدمات جبران‌ناپذيري به سيم پيچ ترانسفورماتورها بزند.)
3- اختلال در مخابرات بين قاره­اي
4- القاي جريان در خطوط نفت و گاز و کاهش عمر مفيد لوله­ها
5- اختلال در حرکت قطارها [3، 4 و 5]
1-4 يون‌سپهر
جو به چند لايه مختلف برطبق مشخصات زير تقسيم‌ مي‌شود که در شکل (1-2) آورده شده است.

نام يون‌سپهر به اين دليل به اين منطقه اطلاق مي‌شود چون منطقه‌اي در جو است که کسر قابل توجهي از مواد يونيده­اند به طوري که اثرات الکترومغناطيسي از اين منطقه قابل مشاهده است. در حالي كه در مناطق ديگر جو، مولکول‌ها از نظر الکتريکي در حالت خنثي قرار دارند. مهم‌ترين خاصيت لايه يون‌سپهر حضور گاز يونيده در آن است. در اين لايه مقدار گاز يونيده در مقايسه با

گازهاي خنثي قابل توجه است؛ بنابراین خواص الکترومغناطیسی محیط به حدی زیاد است که ديگر خواص گازي آن تحت‌الشعاع قرار می‌گيرد. اين حالت نوع ويژه‌اي از ماده در آن منطقه را به وجود می‌آورد که به حالت چهارم ماده يا همان پلاسما موسوم است.
11
شکل 1-2: طبقات مختلف يون‌سپهر
زمين به طور پيوسته تحت تابش و بمباران پرتوهاي مختلف از فضا است. برخي از اين تابش‌ها با دامنه قوي و داراي انرژي زياد هستند به طوريکه سبب یونیزاسیون مولکول‌ها و ايجاد يون‌هاي مثبت و منفي مي‌گردند.

تعداد الکترون‌هاي آزاد موجود در واحد حجم،

موسوم به چگالي پلاسما است که تغييرات آن برحسب ارتفاع در شکل (1-3) نمايش داده شده است [6و7].

شکل 1-3: چ175ghasemiگالي الکتروني يون‌سپهر
1-4-1  طبقه‌بندي يون‌سپهر
انواع پرتوهاي کيهاني در يونش مولکول­هاي جو، باعث طبقه‌بندي لايه يون‌سپهر در ارتفاعات متفاوت شده‌اند. تعداد الکترون‌هاي حاصل از يونش از ارتفاع 30 کيلومتري سطح زمين با افزايش ارتفاع افزايش مي‌يابد، اما چگالي الکترون‌ها براي تأثير روي امواج راديويي کافي نيست تا زمانيکه ارتفاع به بيش از 60 يا 70 کيلومتر برسد.

لايه D ، پايين‌ترين لايه يون‌سپهر است که در ارتفاع بين 70 تا 90 کيلومتري زمين قرار دارد. اين لايه در طي روز، زماني که تابش خورشيد وجود دارد، فعال است. اگر چه چگالی يون‌ها و الکترون‌ها به دليل چگالي زياد هوا هنوز در اين لايه زیاد است ولي به سرعت و دوباره با هم ترکيب مي‌شوند. با این وجود اين لايه حتي با ميزان کم

يونش، باز خواص الکترومغناطيسي از خود نشان مي‌دهد. ولي در شب و بعد از غروب و خورشید که تابش خورشيد حذف مي‌شود؛ سطح يونش و چگالي الکترون‌ها به شدت افت می‌کند و لاية D غير فعال مي‌گردد. در بالاي لايه D ، لايه E قرار دارد که در ارتفاع بين 100 تا 125 کيلومتري قرار دارد. چون الکترون‌ها و يون‌ها در لايه E به صورت نسبي ترکيب مي‌شوند، سطح يونش به سرعت بعد از غروب خورشيد افت پيدا مي‌کند. مي­توان گفت لايه E به صورت مجازي در شب محو مي­گردد. ولی مقدار کمي از اتم­ها در طول شب بازترکيب نمي­شوند، بنابراين تاحدودي مي­توان اثرات لايه E را در شب به طور ضعيف مشاهده نمود.
مهم‌ترين لايه براي ارتباطات دور برد راديويي لاية F است. در طي روز لاية F اغلب به دو لايه 1  و 1  که در شکل 1-4 نشان داده شده است، تبديل مي­شود. ارتفاع لايه F تغييراتي دارد که وابسته به 3 عامل زير است:
1- زمان روز
2- فصل

3- حالت تابش خورشيد

1
شکل 1-4: لايه­هاي يون‌سپهر در طي شبانه روز

در تابستان لايه1در 300 کيلومتري و لايه1در 400 کيلومتري از سطح زمين قرار دارند. در زمستان اين نمودارها ممکن است به حدود 1 و 1 برسند؛ در شب لاية F کلاً در حدود 250 تا 300 کيلومتري سطح زمين است.
سطح يونش در لاية F هم مثل لایه‌های D وE  در شب کاهش مي‌يابد. آهنگ باز ترکيبي در لاية F پايين‌تر است چون چگالي هوا در اين لايه نسبت به لايه‌هاي D و E   پايين‌تر است و احتمال برخورد ذرات و باز ترکیب کمتر است. چون لايه F در شب باقي مي‌ماند، مي‌تواند روي ارتباطات راديويي اثر بگذارد.
طيف الکترومغناطيس خورشيد به صورت یک گسترة طیفی است که بخشی از محدوده زير را شامل مي‌شود:
2
شکل1-5: طيف امواج الکترومغناطيسي خورشيد در بخشی از طیف الکترومغناطیسی قرار می‌گیرد
از طيف بالا 4 گروه طيفي تابيده شده از خورشيد که بيشترين تأثير را روی هر يک از لايه‌هاي مختلف يون‌سپهر دارند، نام برده می‌شوند[1 و 6 و 8 و 9 و 10]:
1- پرتو-X سخت (1/0 تا 1 نانومتر)
2- پرتو-X نرم (1 تا 20 نانومتر)
3- فرابنفش دور (20 تا 80  نانومتر)
4- فرابنفش نزديک (80 تا 103 نانومتر)
جدول1-1: لايه­هاي يون‌سپهر و اثرات آنها روي امواج VLF


تابش یونیده (طول موج بر حسب nm )

چگالی یونی (یون بر متر مکعب)

ارتفاع (km)

Layer

پرتر X سخت

1000 1  روز
0 1  شب

90-60

D

پرتر X نرم
فرابنفش دور
nm 80-20

000/100 1  روز
000/10 1  شب

125-100

E

فرابنفش نزدیک
103-80

000/000/1 1  شب و روز

400-300

F

بازتاب عملاً ناشی از بازتاب‌های متوالی در داخل نواحی است که باعث افزایش چگالی الکترونی می‌شود.

در لايه‌هاي مختلف يون‌سپهر يون‌هايی مثل1   وجود دارند که در زير تصويري از چگالي این يون‌ها برحسب ارتفاع ارائه شده است.

Description: layers

شکل1-6: چگالي يون­ها بر حسب ارتفاع

و...

منابع
1. Andrews, Percival, How to build your own radio telescope, 2007.
2. Singh, Vikram; Singh, Birbal, Scattering of VLF signals from to localized perturbations in the lower ionosphere, Indian Journal of Radio & space physics. Vol. 39. June 2010, pp.144-149.
3. http://www.niazemarkazi.com/article/pdf/10000442.html.
4. www.aftab.ir
5. www.resalat-new.com
6. Poole, Ian, Radio waves and the ionosphere, 1999, QST©ARRL
7.      مهندس قاسمي، عبدا...، مهندسي انتشار امواج راديويي، 1385، جلد اول، چاپ اول، انتشارات دانشگاه صنعتي اميركبير (پلي‌تكنيك تهران)
8. Davies, Kenneth; Cohen, Norm; Radio wave propagation, Space Environment Topics, SE-10, space Environment laboratory 325 Broadway, Boulder, CO 80303-3326 (303)-497-5124.
9. Howe, Rodney, Detection of Gamma Ray Bursts and X-ray transient SGR 1806-20 with VLF, ahowe@frii.com.
10. Davies, K, Ionospheric Radio, p.per grinus, london, 1990.
11. Grubor, D; Sulic, D; Zigman,V; Influence of solar X-ray flares on the earth-ionosphere waveguide,Serbia Astronomical Journal -171,29-35, Dol: 10-2298/SAJ0571029G, October 2005.
12. Wallace, Jan, Amateur Radio Astronomy Projects, 111 Birden st., Torrington, CT06790, fjwallace@snet.net, January/February 2010.
13. Neil R.Thomson, Craig J.Rodger, Mark A.Clilverd, Large solar flares and their Ionospheric D-region Enhancements, Journal of Geophysical research, vol 110, A06306,10PP.,2005.
14. Budden, K.G, The waveguide mode theory of wave propagation, logospress, London.
15. Zigman, V; Grubor, D; Sulic, D, D-region electron density evaluated from VLF amplitude time delay during X-ray solar flares, Journal of Atmospheric and solar-Terrestrial physics 69 (2007) 775-792.
16. Kolarski, Aleksandra; Grubor. Davorka; Study of The X-ray Flare Induced lower Ionosphere changes by simultaneous Monitoring of two VLF signals: GQD and NAA, Institute for Geophysics, Batajnicki drum8, 11000 Belgrade serbia.
17. Budden, K.G, Radio waves in the Ionosphere, Cambridge, University press, 1961.
18.    كراوس، مارفكا، آنتن براي تمام كاربردها، 1384، ترجمه محمود دياني، ويراست سوم، سازمان چاپ و انتشارات وزارت فرهنگ و ارشاد اسلامي، «نص».
19. Balanis, C.A, Antenna theory, 3rd Edition.
20. Loudet, Lionel, SID Receiver Assembly Manual (SID Receiver V1.1), copyright © 2011.
21. Chakrabarti, Sandip k; Saha, M; khan, R; Mandal, S; Acharyya, k; Saha, R;
Unusual sunset Terminator behaviour of VLF signals at 17 kHz during Earthquake episode of Dec., 2004, URSI General Assembly, 2005.
22.    دكتر نصيري قيداري، سعدالله، طراحي و ساخت تلسكوپ‌هاي اپتيكي و راديويي، شهريور 1384، هامون .
23.    زنجاني جم، جواد، طراحي و ساخت راديوتلسكوپ مجهز به سيستم كنترل سمتي و ارتفاعي، 1382، پايان‌نامه كارشناسي ارشد، دانشگاه زنجان .

24.   اميري، شهرام، طراحي و ساخت تداخل سنج راديويي دو مؤلفه‌اي، 1374، پايان نامه كارشناسي ارشد، دانشگاه زنجان.