大溪天文電波台觀測日誌

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

2022年05月06日 在特定條件下 5MHz 偵測到疑似 太陽閃焰 x光通量指數 c1.72




老貓物語

這是第一次利用5MHz BPM 信號偵測到疑似 太陽閃焰 SID電離擾動的信號. 5MHz的信號,偵測時間為 10h25m UT .也就是在下午18h25m PM (電離層的D電離逐漸降低離子濃度.對於5MHz的吸收物理現象逐漸消失.) 此時D層電離層處於較低的自由電子濃度環境，對於較小的太陽閃焰 C等級發出的高能量X光也會影響到電離層再度對5MHz的微小吸收.這次疑似SID擾動.造成10h19m 急速下降電波強度.到了10h30m左右才逐漸恢復原來強度.歷時約11分鍾。


曹大貓咪物語:
*.C1.7等級的X光通量指數(X ray Flux index)若發生在白天和太陽黑子較多的時間.多半D層電離對於5MHz的吸收/衰減(Absorption/ Attenuation )約在0.5-3dB的強度.所以C等級的發生必須在黃昏或是黎明時刻( D層電離濃度逐漸下降).同時發生太陽閃焰的位置也在面向地球的一方.這些條件達到時,才有機會再次飽和電離層局部地區的電子濃度,讓觀測設備偵測到C級的等級爆發。否則白天或晚上都無法觀測得到C級爆發引起的吸收現象。
D層電離在白天，最高頻率約在10MHz左右。再高的頻率電波則直接穿透D層電離，在E層產生反射傳導或穿透。


*.最後二圖: 2022年5月7日的早上(10時 AM).D層電離的電子濃度已達到對5MHz的電波吸收.所以BPM的信號在左邊的FFT頻譜分析上看不到任何頻譜信號.

參考文獻：
Scientific Review on the Ionospheric Absorption and Research Prospects of a Complex Eikonal Model for One-Layer Ionosphere

https://www.hindawi.com/journals/ijge/2014/657434/



2022  0507  大溪天文台   曹大貓咪

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

2022年05月份  η寶瓶座 流星雨  eta Aquariids



大溪天文台 電波觀測資料:
05月 寶瓶座流星雨（May eta Aquariids  meteor shower)，5月6日下午16:00左右預報為最大期.

AOR AR5000+3          50.017050MHz CW band


預報:這場eta 寶瓶座流星雨，台灣地區在預報極大期間（05月6日下午4點左右   Solar Longitude λ⊙=45°.5）


大溪天文台 HRO 觀測站觀測結果:

05月06日  清晨05h 偵測到 HR=19 (count/hour) (黃道面經度 λ⊙≈ 45°.04)有疑似小流星群現象.

05月06日  下午 19h (LT) 偵測到 HR=19 (count/hour) (黃道面經度 λ⊙≈ 45°.608 ) 有大量爆發 (outburst)現象.

05月07日  清晨 2-3h(LT) 偵測到 HR=24-25 (count/hour) (黃道面經度 λ⊙≈ 45°.891 - 45°.981 ) 有大量爆發 (outburst)現象.

曹大貓咪物語:

這次觀測是因為大溪天文台的天線已經氧化損壞.所以自去年底雙子座流星雨觀測後,就沒有繼續的後續觀測. 上個月利用時間把損壞的天線拆下,並做修正和新的零件補充.這個月初開始測試.也利用5月6日利用寶瓶座流星雨的數據做測試.這次流星雨的電波信號非常微弱.雖然做了接收方向的修正.

這次的η寶瓶座 流星雨發生時間是在6日的下午時分,所以對於無線電觀測的條件並不好. 但是對於目視觀測的條件是好的.因為寶瓶座約略午夜在東方東昇.加上月亮為上弦月.月亮在午夜時分已經西落於地平附近.....只要天氣好就可以看到這次極大期約50顆粒/小時的流星雨.






曹大貓咪    2022  0509  台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID 日誌

Lhires mark3 的低解析 300l/mm reflecting grating 對心宿二(M type)和大角星(K type)的光譜取樣測試


2022年5月4日 晚上 利用大溪地區開了夜空. 新安裝的Lhires mark3 的低解析 300l/mm reflecting grating 套件.在調整告一段落後, 就找時間和夜空做測試了.

晚上天氣並不好,但天蠍座的心宿二勉強閃著黃光在南方的低空中....於是將14吋鏡轉向這顆1等星．花了約１０分鐘的時間做分光儀的校對和調整．．．

這是第一次測拍恆星.最好是找氫離子吸收譜線較為明顯的高溫恆星做校對. 但春天的亮星多是溫度在6000度k或以較低的M類恆星.這類氫離子譜線較弱,特別是M型低溫恆星特別微弱....於是找了一顆紅色的心宿二做光譜譜線校對星. 此星的金屬吸收線,如金屬鈉線(Na I 譜線在589.8nm).或是金屬鎂線(Mg I 譜線在5896.87nm)會較為明顯，也是校準譜線位置不錯的參考星。

心宿二也是一顆M型脈動變星. 光度變化約在0.6-1.6mag.

因為是M1lab ,金屬豐度逐漸擴大.所以在TiO (623.8-625.0nm).Fe(650.0nm)已經可以看到( M1等級尚不明顯.較明顯可見在M3等級以上更低溫脈動恆星)


天蠍座 心宿二的資料:
亮度:0.6-1.6等    光譜:M1.5 lab  表面溫度:2000–3700 K   顏色:   淺橙紅色   氫離子譜線：非常弱　　主系列恆星分佈：76.45%

儀器: 14" SCT  F6.8  + Lhires mark3 ( 300l/mm reflecting grating ) +ST2000XC (Color) 低溫-10度c. 曝光10-15秒  SHOWA 20E(kai) 自由追蹤.

Sampling(KAI- 2020CM):2.3 angstroms/pixel  
Spectrum range:420-780nm
Resolution Power (R) :Medium resolution  2916.8 (14" SCT aperture ratio F6.9)

牧夫座 大角星的資料:
亮度: -0.04等   光譜 :k0-k1 III pe  表面溫度: 4300度k    顏色:淺橙色   氫離子譜線：弱　金屬鈉線(NaI  589.0-589.6nm) 微弱　

儀器: 14" SCT  F6.8  + Lhires mark3 ( 300l/mm reflecting grating ) +ST2000XC (Color) 低溫-10度c. 曝光10-15秒  SHOWA 20E(kai) 自由追蹤.

大溪天文台備有兩款 反射型光柵 規格如下:
1. 300 l/mm Grating
Star type
Slit Width: 23 µm    Seeing :2- 3 arcsec.
Resolution Power (R) : Medium resolution  2917 (14" SCT aperture ratio F6.9)
Sampling (KAI-2020 CM) : 2.3 A/pixel
Spectrum Range:420-780nm

2. 2400 l/mm Grating
Star type
Slit Width: 23 µm    Seeing :2- 3 arcsec.
Resolution Power (R) : High resolution  25242 (14" SCT aperture ratio F6.9)*
Sampling (KAI-2020 CM) : 0.026 nm/pixel
Spectrum Range:420-780nm

曹大貓咪物語:
*.一般業餘觀測者所使用的分光儀.其解析能力約在R=100 - 20000 之間. 但如果要研究恆星的杜普勒譜線偏移/傾斜(Doppler shift)現象,其職業天文貓所需的觀測分光光譜的吸收線的解析能力約在very high resolution 0.003nm (radial velocity=1.5km s-1). 若以650nm為主.業餘天文貓們的分光儀,若低於1/10的解析(0.03nm).我們帶入0.03nm. 可以算出最低的解析能力也要在R=21800. 當然!大溪天文台的分光儀理論上可以觀測到如木星的分光光譜杜普勒偏移的視徑速度測量(>21800R).但是大氣擾動的seeing就會劣化這樣的解析表現.相同於光學雙星的分解表現.

觀測恆星視徑向速度: 如果我們利用高解析(R>10000)的 Lhires mark3分光儀(Grating 2400l/mm).觀測某星座的主星. 取樣到主星光譜吸收線中的明顯金屬吸收線(如Fe I 譜線為5424.1Å).在高解析下的狹窄頻譜中可以看到Fe I 吸收線由上到下延伸的吸收線是有點微傾斜或位移的現象.這個斜度要靠CCD的畫素(pixel)去計數其偏移的畫素.

如大溪天文台的取樣為0.2Å ,若測得傾斜偏移了4個畫素.那就是 4 x 0.2 = 0.8Å (偏移了0.08nm)

此時可以觀測到位移是藍色或是紅色?

紅色位移 +4x0.2=+0.8Å

藍色位移 -4 x 0.2 = -0.8Å

哈伯的杜普勒位移的視徑向速度的計算:

求解該速度方程, v = c × Δλ/λ。

其中 λ 選擇某特定波長，Δλ = λ 與觀測實際測量的波長之差，c是光速，v是觀測者和光源在視線內的（徑向）相對速度。如果速度是遠離，則v為+，如果是接近，則變量 v 為-。


v = 300,000 x +/-0.8 ÷ 5424.1(Fe I) = +/- 44.2 km/s

這還要考慮觀測當天的日心速度(heliocentric velocity 如20.0公里/秒).這樣我們得到的實際徑向速度為：-44.2 + 20.0 = -24.2 公里/秒(接近我們)或是 +64.2 公里/秒(遠離我們)

當然，恆星的視徑向速度達必須要到每秒數公里，否則這顆恆星不會顯示藍或紅位移或是波長變藍（變短）或更紅（變長）！有些是連續頻譜中也無法觀測到，更無法在這樣的頻譜中準確測量。

Doppler shift 的另一種觀測應用於太陽系外行星的發現:
利用恆星光譜中的吸收線的紅位移和藍位移的移動,可以發現如果一顆恆星的杜普勒位移一直發生紅藍位移的現象.可以算出其徑向速度和此恆星屬於一個質量中心的公轉運動模式.這顆恆星繞著質量中心在遠離和接近反覆公轉運動(地球為觀測點).這代表一個類太陽系的模式.再利用稜日測光 (Transit Photometry) 的微小光度變化測得此類太陽系的行星發現.
These shifts are indications that the star is moving away from (redshift) or towards (blueshift) Earth. Based on the star’s velocity, astronomers can determine the presence of a planet or system of planets. The speed at which a star moves around its center of mass, which is much smaller than that of a planet, is nevertheless measurable using today’s spectrometers.

Until 2012, this method was the most effective means of detecting exoplanets, but has since come to be replaced by the Transit Photometry. Nevertheless, it remains a highly effective method and is often relied upon in conjunction with the Transit Method to confirm the existence of exoplanets and place constraints on their size and mass.

參考文獻: https://www.universetoday.com/138014/radial-velocity-method/

當然在無線電望遠鏡的觀測也是可以發現這樣的現象.如氫離子的輻射波長(hydrogen line) 為 =21.10611cm. 但在大型的無線電望遠鏡中,利用FFT的傅立葉頻譜觀測上可波長在遠離或接近地球的視徑向速度下,可以發現此譜線在頻譜上的偏移.如變長為21.119cm
 
在無線電天文望遠鏡觀測上,也是可以利用杜普勒位移觀測做出類似光學分光的效果.如我們利用無線電天文望遠鏡最基本的校對線.氫離子輻射( hydrogen line)的波長為21.10611cm. (也就是無線電頻率在1.4GHz (1420405751.768Hz)).這種來自宇宙背景的無線電信號強度非常微弱....要靠指向性導波天線,加上非常低躁的放大器(LNA)和敏感的接收電路(職業貓們觀測高GHz頻率波的分子結構，為降低LNA 的熱噪，必需用液態氮氣降溫到80度K 攝氏-193.5度）.才可以看出一點點突波....

如果我們觀測到的波長頻譜延長到21.11911cm. 可以得到視徑向速度 radial velocity v = 184780.61 m/s =184.78公里/秒

觀測數據:(已知)
λ=21.10611cm = 0.2110611 m
λ0=21.11911cm = 0.2111911 m
c=300000000 m/s
 
λ- λ0= 0.000013m =1.3 x 10-4 m
λ- λ0 / λ0= 1.3 x 10-4 /0.2110611 = 6.16 x 10-4 m
 
v = (λ- λ0 / λ0 ) x c    v = 6.16 x 10-4 x c
 
帶入光速 v = 6.16 x 10-4 x 300,000,000m/s
 
v = 184780.61 m/s =184.78公里/秒


最後一圖：修正分光儀內的collimator/Camera optic 焦點，正確投影在冷卻CCD感測晶片平面上。法文原廠安裝SBIG ST 系列工程資料。






曹大貓咪    2022  0510   台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

2022年05月13日 在特定條件下 5MHz 偵測到疑似 太陽閃焰 x光通量指數 c2.5




老貓物語

這是第二次利用5MHz BPM 信號偵測到疑似 太陽閃焰 SID電離擾動的信號. 5MHz的信號,偵測時間為 08h55m UT .也就是在下午16h55m PM (電離層的D電離逐漸降低離子濃度.對於5MHz的吸收物理現象逐漸消失.) 此時D層電離層處於較低的自由電子濃度環境，對於較小的太陽閃焰 C等級發出的高能量X光也會影響到電離層再度對5MHz的微小吸收.這次疑似SID擾動.造成08h55m 急速下降電波強度.到了09h00m左右才逐漸恢復原來強度.歷時約04分鍾。


觀測狀況:
*.C2.5等級的X光通量指數(X ray Flux index)若發生在白天和太陽黑子較多的時間.多半D層電離對於5MHz的吸收/衰減(Absorption/ Attenuation )約在0.5-3dB的強度.所以C等級的發生必須在黃昏或是黎明時刻( D層電離濃度逐漸下降).同時發生太陽閃焰的位置也在面向地球的一方.這些條件達到時,才有機會再次飽和電離層局部地區的電子濃度,讓觀測設備偵測到C級的等級爆發。否則白天或晚上都無法觀測得到C級爆發引起的吸收現象。
D層電離在白天，最高頻率約在10MHz左右。再高的頻率電波則直接穿透D層電離，在E層產生反射傳導或穿透。


最後2圖：大溪天文台將磁性環狀loop天線採用架高固定在桿上，增加對地距離約波長1/4高度。接受5MHz BPM 信號。

最後1圖: 日本宮崎方向為37度(由東往西角度37度). 磁偏角-4度(偏西4度). 在磁針看到為33度為正37度角度.



曹大貓咪     2022  0514   大溪

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

太陽色球閃焰的X光指數表現在 無線電HF信號強度 dB(Decibel )的概念




老貓物語

老貓觀測5MHz BPM 信號.可以觀測到白天和夜晚的信號曲線變化.信號強度(Signal intensity) 最常用是dB值.這是一種比較單位.

觀測信號強度一般是利用FFT將信號頻率和強度做一個快速分析.得到信號強度單位為dB.  這是利用常用對數做一個計算. 老貓製作接收天線的依據是要概略了解天線的dBi(增益.也就是八木天線指向性的功率密度).如大溪天文台的4 ele yagi 天線.具有10dB 信號強度增益(接收或發射).

換句話說 ,10dB會將接收到的信號放大10倍增益. 這也是原有的信號強度和放大信號的比較,再用常用對數(10 log)去計算.得出來的比較值.

但在FFT的電腦分析上,我們觀測到的5MHz的夜晚和白天的信號強度曲線變化.可以看到信號強度(strength)在於2000-8000的數據(y軸)做反覆變化.但軟體中(第二圖).就可以看到其轉換的信號強度(intensity)在-50dB - 0dB間的y軸數據.


*在0到-50dB的概念.如果是信號由0dB 位準 衰減到-50dB,這是表示信號衰減了5個0(老貓都是這樣記). 0.00001倍.相對的,如果是信號由-50dB增加到0dB. 這表示是信號增加到100000倍.

換句話說. 我們發射無線電信號,強度為W. 將10W 增加到20W.這表示是發射強度增加2倍.但在對數概念上是增加3dB. 相同地,若將100W增加到200W.這也是增加了2倍發射功率.但是在對數也是3dB. 所以dB值是一個比較的單位.

所以我們可以了解, 5MHz的信號強度在白天和夜晚的強度增加(白天到晚上)或率減(晚上到白天)的變化範圍大約是 30dB,也就是1000倍增加或是衰減到0.001倍。



曹永杰   2022  0517  台北市

[曹大貓咪]

番外篇  80年代英國ROTEL和NAD的聽感


已經 34年的英國原廠老朋友

前幾天,一位老友前來台北的工作室. 雖然僅停留了約半個小時就有電話急call離開了.
本來是要詢問一個老望遠鏡的故事,但這位老友不久眼光停留在老貓工作室的老音響 英國的ROTEL身上....... 於是詢問轉到聆聽音響的事情上了....

剛好我的老音響僅和老Denon DCD1530G和老Technics tuner STK50 加減聽....這位老友一邊聽,說道這個ROTEL 小小的擴大機.這套音響是位讀大學時的天文社好友贈送的.當時接喇叭是在中華商場買的國產品,便宜且品質勉強可聽.後來又接美國Boston喇叭，但真正發揮這部8歐姆30瓦擴大機的優點,是老貓30年後購買BOSE 301V以後才感覺到這部音響的價值.(是的.這部放大機，已經使用了34年了.Rotel的家鄉是在日本製造，但80年代後，英國設計，台灣製造) ROTEL RA930AX配上Denon CD機和美國BOSE 301...聲音就是中規中矩.不會感到特別驚豔(嚇.)...特別是卡本特兄妹(Carpenters)的低醇人聲.特別有感!

*.老貓的感覺：BOSE 301喇叭最大特點是聲音的擴散度極為寬闊！還有就是301V有著清晰的人聲韻味。如果擺示正確，約10坪的房間空間聽的的左右聲道位準精確（每個聆聽音樂位置皆感受到立體聲包圍感）。BOSE特別內置前障板，放置於中央約20.3公分低音單元，能聽出渾厚的低音。但老實說，如果真正講究音質，BOSE這對301V還是有段距離。但對老貓而言，聽久不會頭痛，而且滿好聽的。

ROTEL RA-930AX的優點：
主要老貓需要的音質就是溫暖,低失真(自然)和解析(清晰)的聲音.給老貓帶來乾淨的音樂存在感.

ROTEL RA-930AX的缺點：
因為瓦數不大(僅30瓦).對於小喇叭的低音不足.但是,實在也沒有好挑剔！漫長的30多年使用.僅有左右聲道的平衡觸不良!就更換了一個較高級的雙可變電阻 日本COSMOS RV24GY.算是十分耐用的經典機了。

老友使用的也是經典的小瓦機 NAD 3020(3020A 曾名列Stereophile 百大經典器材).很難得兩部都是小瓦電晶體機.卻有相當讓人激賞的溫暖音色! 但老友這部骨董機已經時間的摧殘後,電容老化,VR的接觸不良雜音已經非常惱人了...所以就想要再找一部類似的機器來取代.(也和老貓一樣,不想花大錢的傢伙!呵呵呵呵....)...已經花了兩年的時間找機....這次剛好來老貓這邊聽一聽這部英國的小瓦機....感覺不輸他的NAD.....老實說,我對NAD的老機印象很古老了(Rotel和NAD,1980年代台灣有代工過)....但多半無法找到狀況好的老機...現在的NAD 3020i就聽起來不怎樣....住在大樓內,也無法聽大瓦數的大聲量...所以50瓦以內的英國機就非常適合喜歡喝安靜下午茶的老貓.價格也十分親民（當然，老貓以前一段時間在大溪也用過小瓦數的真空管機，雖然僅有32瓦，但推Boston喇叭的力道非常強大有力，因為大空間同時真空管機是大電流，所以完全和晶體機不同！）.現在yahoo台灣拍賣看到狀況不錯的.價格約7000元台幣....老貓還是覺得貴了點.呵呵呵.......







曹大貓咪    2022  0517 台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電台 BM2EQB 觀測日誌



IMO Possible Meteor shower outburst on 15 May 2022


國際流星觀測組織IMO 通知在2022年5月15日上午(UT),地球預計將通過阿波羅小行星2006GY 2軌道上所產生的塵埃區。2006GY 2實際上是兩顆雙小行星(double minor planet)! 兩顆小行星的本體直徑約在400公尺和80公尺。這次彗預報主要是這小行星所遺留下的塵埃密度不了解 ,所以這次觀測是針對塵埃流星密度未知的探測.

這次預報最接近的時間是5月15日10：20 UT。這個時間落在北美洲的美國西南部和墨西哥是理想觀測地區。不幸的是，月亮也是滿月的時間，所以觀測條件也不是很理想. 同時在台灣地區也是下午的18h20m( PM  LT). 所以都不是很好的電波和目視觀測的觀測條件.

大溪天文台 觀測時間: 2022 05 12 18h 開始 - 0516 08h 結束

觀測用發射電台: 日本宮崎 50.017  電台呼號 JA6YBR  PM51       50W發射功率   TURNSTILE天線

觀測頻率: 50.017050MHz CW mode  觀測器材: AOR AR5000+3  + Comet 4 element Yagi  antenna


結果:
IMO 預報時間 0515 10h20m(UT),並無明顯的流星爆發現象. (09h:HR=12  10h:HR=10  11h:HR=15 UT).但在07h(UT): HR=20,有提前短暫小爆發的疑似現象. 但有一因素影響,也有可能有Es干擾(雖然看似不像!)

這次觀測到很多時間都有E電離的突然爆發(Es為自然現象.Esporadic effect).所以數據不計算在內

2022 0516 0h-05h 清晨有疑似小爆發的現象.(也有可能是Es自然爆發干擾)

The IMO forecast time is 0515 10h20m(UT), and there is no obvious meteor outburst. (09h:HR=12 10h:HR=10 11h:HR=15 UT). But at 07h(UT): HR=20, there is just a short time in advance. Suspected  of outbreak. But there is as possible, and there may be Es interference (although it doesn't seem like it!)

This time, I observed some  E ionization sporadic for many times (Es is a natural phenomenon. Esporadic ). So the HR of data is not included in the calculation!

2022 0516 0h-05h There is a suspected small burst in the early morning. (It may also be the natural burst of Es interference)


0516  0h  HR=22
         1h  HR=23
         2h  HR=24
         3h  HR=31
         4h  HR=25
         5h  HR=35
         6h  Es
         7h  Es
         8h  Es
0516 09h 觀測結束


最後一圖:
The chart above presents the sky as seen from Southern California at 10:20 Universal Time on May 15, 2022. The 99% illuminated moon lies in western Libra, 22 degrees above the southwestern horizon while the expected radiant (dark circle) lies 70 degrees high in the northwestern sky. Chart courtesy Southern Star Systems








曹大貓咪   2022  0518   台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

5MHz BPM 信號分析 信號強度dB監測修改後,增加一個長時間即時監測功能視窗




老貓物語

老貓觀測5MHz BPM 信號.自行將SpecLab的制式監測功能部份程式及參數修改為 信號強度和背景噪音轉換成dB值.並將時間延長到12小時的FFT轉換dB值曲線分佈來配合大溪觀測時間。如此就不用拿回台北，再將曲線用人工方式，作原始信號數據轉換常用對數的數據如此反覆計算，同時提高太陽閃焰時的敏感和加強時效性。可以在螢幕前馬上和Radio-SKY軟體的信號曲線作比對.

圖1: 功能修改後增加一個信號強度(Signal Strength peak)和背景噪音(Noise) 的即時轉換dB值的二維曲線監測視窗.並延長時間為12小時.可以和RADIO SKY作信號比對.紅色曲線取樣點為每次取樣最高和最低原始值作平均得出結果。並同步顯示最高和最低值的分佈。黃色的背景噪音數據也同樣顯示平均和最高低值分佈。

圖2: 修改後的信號採每30秒或每1秒取樣一次。可以看到太陽閃焰影響D層吸收的微小變化(信號強度和背景噪音的變化)。

圖3:還在修改FFT的轉換dB,時間產生bug.但大致已經將增加功能視窗,日後再慢慢修改. 可以看到C3.9的太陽小閃焰對D層電離吸收的微小變化(上下白色箭頭處). 如此功能比起RADIO SKY曲線圖.,大大提昇電離層吸收的精確度和敏感度。可以減少信號取樣的干擾.

觀測時間 17h-01h (UT)夜間到早上的信號dB值變化。

觀測頻率: 5.0MHz CW mode  觀測器材: ICOM ICR75  + AOR LA400 Magnetic loop antenna

最後一圖.現階段大溪有關5MHz太陽閃焰和50MHz流星的電波觀測在硬體和軟體都已趨向穩定，但時間上無法每天觀測，只能找特定時間。







曹大貓咪        2022  0520   大溪

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

夏天的E電離層自然爆發傳導Esporadic的監測




老貓物語

已進入5月底,雖然還沒有很熱.但是 夏季的 Es 已經發生且佔了白天和上半夜的時間都有Es的跡象.

因為speclab 修改了功能,現在可以長時間精確紀錄50MHz頻率的 JA6YBR示標電台的VHF在E電離發生Es的時間和信號強度dB值.(發射電台信號最大強度為50W)

圖1: 50.017060MHz CW  0522 紀錄02h -08h40m(UT)  早上10h到下午16h40m  .此紀錄顯示在11h10m -12h20m 和 16h20m 以後發生Es 爆發紀錄.
       信號強度約在15-25dB. 採20秒取樣一次.數據為平均值和最高dB和最低dB值.

圖2: 50.017060MHz CW  0523 紀錄10h00m - 16h00m (UT) 下午18h-午夜12h00m. 此紀錄顯示在10h -11h20m 時間發生Es 爆發紀錄.
       信號強度約在15-25dB. 採20秒取樣一次.數據為平均值和最高dB和最低dB值.

圖3: 50.017060MHz的CW 信號可由CW軟體解碼即時摩斯密碼 ,可看出CW信號解出 de ja6ybr miyazaki  pm51rt的 標準信標台的呼號.

最後一圖:大溪天文台現階段監看50MHz的流星電波偵測完整視窗.

*. 5月22日和5月23日的Es信號強度約在15-25dB.此強度尚無法穩定傳導144MHz的FM SSB.CW DX遠距離傳導.(最熱門是基隆到日本的距離數百到千餘公里 144MHz  兩地火腿的呼號和信號報告 QSO).

*.最佳的QSO通訊頻率約在 144.000-144.100MHz CW    144.100 -144.500MHz SSB 通常約在6-8月的通訊最為穩定.

*.藍色曲線為Es信號強度. 紅色曲線為50.017060MHz的背景噪音強度.








曹大貓咪    2022 0523   台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

實際觀測大溪地區上空, 波長60公尺 5MHz HF頻率電波在D電離層的吸收數據




老貓物語

大溪天文台SID實驗電台,自從將VHF-HF的SID的觀測方式,以電波強度的背景噪音數據 轉換成信號強度的常用對數dB值模式,並採用將最高和最低的電波強度數據改為即時的兩值取樣為平均值顯示.如此可以有效過濾很多雜訊. 這是一套有效的觀測方式.可以快速提高觀測數據取樣和感度.

今年的電波觀測,將以往的電波現象為主要觀測對象.也就是所謂定性(qualitative observation).這是以流星電波觀測,研究電波表現的屬性和特徵.找出流星電波的計數及定位(黃道經度的彗星塵埃密度).但SID的太陽閃焰比起流星電波的特徵過於複雜.且關聯性涵蓋地球磁場和電場在電離層間的各種物理特性.必要要有基本的測量工具去做初步的定量(quantitative observation).也就是電波的強度單位定量去研究基本的D,E電離的物理特性.以了解太陽閃焰爆發時,對自由電子濃度最低,但氣體分子密度最高的電離層引起的變化. 曹大貓咪


大溪天文台在2022年5月21日 到 23日持續利用新的觀測方式取樣以下數據.

5月21日 中午12h40m  觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.3
D層電離的吸收 -38dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +1920
NOAA的D層吸收dB 最強區域  4dB (位於台灣上空)


5月21日 下午18h25m  觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.5
D層電離的吸收 -15dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +6200
NOAA的D層吸收dB 最強區域  4dB
NOAA的D層吸收dB 台灣區域  0dB

5月21日 午夜 23h55m  觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.8
D層電離的吸收 -11dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +6550
NOAA的D層吸收dB 最強區域  4dB
NOAA的D層吸收dB 台灣區域  0dB


5月22日 早上 08h30m  觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.4
D層電離的吸收 -20dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +2100
NOAA的D層吸收dB 最強區域  4-5dB
NOAA的D層吸收dB 台灣區域  2dB (暗紫)


5月22日 中午 12h05m  觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.5
D層電離的吸收 -39dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +2038
NOAA的D層吸收dB 最強區域  4-5dB
NOAA的D層吸收dB 台灣區域  4-5dB (藍色)

5月22日  下午6h00m   觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.3
D層電離的吸收 -15dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +5500
NOAA的D層吸收dB 最強區域  6dB
NOAA的D層吸收dB 台灣區域  1dB (暗紫 黑)

5月23日  午夜12h12m  觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.4
D層電離的吸收 -11dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +6500
NOAA的D層吸收dB 最強區域  6dB
NOAA的D層吸收dB 台灣區域  0dB (黑色)


5月23日 早上 08h30m  觀測頻率:5.0MHz  CW  mode  
--------------------------------------------------------------------
X ray flux  C1.2
D層電離的吸收 -17dB  absorption for 5MHz
電波強度原始數據  +2500
NOAA的D層吸收dB 最強區域  8dB
NOAA的D層吸收dB 台灣區域  3dB (暗紫)

簡單結論: 波長60m的5MHz 電波在D層電離傳導時,2022年 5月21日到23日大溪地區的D層電離在白天和晚上的吸收率約在28-30dB(觀測吸收值約在 -11dB 到 -40B的變化) .此值可以提供吸收參考運用在太陽閃焰的不同時間和日照地區的實際吸收值.



*當X ray flux 產生M級爆發.在NOAA觀測中,可以見到太陽日照在中央的區域影響是最大的,然後擴散到某一距離後,影響程度逐漸縮小到日照不到的區域,影響歸零.

當X ray flux 發生M級爆發時,在白天地區:不同日照的區域對D層電離的吸收dB值:

在太陽日照中央的區域 當地時間為中午12時 (NOAA假設為橘紅色) 在5MHz的頻率上,吸收達到 17dB
在太陽日照 當地時間為上午10-11時/下午1-2時 (NOAA假設黃色)  在5MHz的頻率上,吸收達到 12dB
在太陽日照 當地時間為上午 9-10時/ 下午3-4時 (NOAA假設綠藍色)  在5MHz的頻率上,吸收達到  8dB
在太陽日照 當地時間為上午 8-9時/   下午5時 (NOAA假設紫色)  在5MHz的頻率上,吸收達到 4dB

*假設.當大溪天文台在下午3時,太陽色球層爆發M級的閃焰. 此時台灣地區的D層電離吸收約在8dB. 但因太陽閃焰的發生點並未直接對向地球.所以影響的吸收會降低.如果約是5dB, 加上當地D層電離的電子濃度和氣候(夏天或冬天電離濃度都不同,頻率越低,吸收越大. 如頻率2.2MHz的電波最大差異約10dB*).在初夏的大溪地區黃昏時刻,吸收影響會再降低約1-3dB,所以最後會影響到大溪地區的上空D層電離吸收引起的衰減只剩下2-3dB.  


換句話說,如果有一個電波的信號強度或是某電台發射功率為50mW(將信號強度和發射功率統一換算為dBm 那就是17dBm),遇到大溪地區上空的D層電離吸收.約吸收僅剩下3dB,那就是收到的信號強度衰減到約2mW(3dBm)       dBm=10* log (功率/1mW)


所以當大溪天文台接收到3dB的電波強度對於觀測的敏感度不大的話,並不會特別明顯表現在曲線的變化.這些是老貓為何要直接計算dB值和過濾上下值(採用平均值).加強電腦對微弱電波偵測的敏感度.*



*.大溪天文台使用於SID 觀測所用接收機為 日本 AOR AR5000+3 .其接收最低感度為:
對於VLF的超低頻接收最低感度:
10kHz - 40kHz: 63.00uV
對於HF的高頻接收最低感度:
1-1000MHz: SSB/CW:約0.4uV        *.Z=50Ω 天線阻抗 最低感度為0.4μV 經最後一圖所展示公式轉換 約為 -115dBm.
1,000MHz -2.6 GHz:約 0.3uV

*.dBm (sometimes dBmW or decibel-milliwatts) is an abbreviation for the power ratio in decibels (dB) of the measured power referenced to one milliwatt (mW). 最後一圖


圖: 由觀測螢幕上可見到 上面的信號強度曲線,因為電波噪音的上下信號強度電位反覆上下分佈,所以產生非常複雜的變化曲線.在判讀數據時誤差較為大.但下圖的轉換成同步常用對數dB值,並快速最高最低的信號dB值採平均值後.可以過濾上面的紛亂分佈,很清楚電且分離出電波信號和背景噪音的 強度dB值曲線變化.

*.參考文獻:Example of diurnal and seasonal variations in absorption on 2.2 MHz at Sydney, Australia.

Introduction to HF Radio Propagation  Copyright © 2016 Australian Government. All rights reserved.
 https://www.sws.bom.gov.au/Educational/5/2/2







曹大貓咪     2022 0524  台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

實際觀測大溪地區上空, 特長波 VLF  19.8kHz 頻率電波在D電離層的吸收數據




老貓物語

大溪天文台SID實驗電台 利用5月21日到23日的觀測所收集到的數據.初步將接收機和電腦設備的音頻輸出轉換成信號強度的儀器數據(軟體將音頻傅立葉轉換數據) .統計後再轉換成信號強度dBm單位.

大溪天文台 原始 中午觀測信號強度  平均數據 1980(FFT 音頻轉換)   平均數據-40dBm(SpecLab 轉換)

大溪天文台 原始 午夜觀測信號強度  平均數據 6550(FFT 音頻轉換)   平均數據-11dBm(SpecLab 轉換)

平均數據 +4570(FFT 音頻轉換) :  平均數據-29dBm(SpecLab 轉換) = +157.6 原始信號強度儀器值/dBm

觀測日期:2022年 4月5日 午夜00h42m  -   4月5日 早上08h58m

觀測頻率: 19.8kHz  AM mode  VLF

結果:

2022年4月5日 午夜00h42m  -   4月5日 早上08h58m 的19.8kHz

在 D電離層的吸收為 17.01dBm (50.2mW(毫瓦)) 降到 6.42dBm ( 4.38mW(毫瓦))* (17.01dBm - 6.42dBm)
*.VLF在接收機的最低感度都很不好.長波的傳導路徑損失加上地面天線效應等.此數據僅供參考.


圖1,2: 將原始信號強度儀器數值轉成信號強度常用對數dBm值.






曹大貓咪   2022  0525  台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌

美國 2017年8月21日 日食現象對於HF (3.5 MHz) 觀測D層電離的吸收觀測



老貓物語

如大溪天文台所利用5MHz的觀測,研究電波在D層吸收的觀測也可以利用日食的過程中,觀測在月球遮蔽太陽過程中, 如同太陽的中午,D層電離的電離濃度達到最高! 在日食的食甚階段,就如同午夜的D層電離因消失,D層電離濃度達到最低階段.對於HF電波頻率的吸收變化,可以在日食過程中觀測極為類同的吸收變化現象.

Quantified D-Layer Absorption Points to State Net Solutions
Let’s consider how this very practically affects state-wide HF nets. If the twilight signal from a net participant was only 10 dB above the background noise (sufficient for voice communications),adding 25 dB of additional loss at local solar noon will move that station’s signal now 15dB BELOW the noise level making noon-time voice communications completely impossible. Moving to higher frequencies reduces the D-layer absorption – but again there is a hard limit! Going higher than the critical frequency ends up with zero signal. Thus during the daytime, a statewide net is caught between D-layer absorption on lower frequencies and critical frequency limits on the higher frequencies. This can be a very tight trap to amateur radio stations with limited bands from which to choose, and helps explains the development of the Amateur Radio RELAY League.

However, the D-layer is a quantifiable non-total obstruction (different from critical frequency effects). The 80 meter loss is on the order of 25 dB. Adding more transmitter power will make the signal stronger. Amateur radio operators can often increase their transmitted signal strength on the order of 10dB by simply adding an amplifier. However the greatest asset is probably improved modulation and detection techniques. Low-signal techniques, modulations that have a lower signal level threshold for success, provide a significant tool to conquer D-layer absorption.


這次利用日全食的遮蔽太陽過程中,觀測HF頻率在D層電離的吸收觀測.

觀測期間,可以觀測到D層電離可以將吸收頻率的量化測量（不同於臨界頻率）,在 80 米波長電波(3.5MHz)的衰減約為 25 dB。

圖1:2017年8月21日 美國全州的日全食路徑圖

圖2:在7月21日到8月25日之間,美國設立不同電台觀測站(約600公里的範圍).同步觀測3.5MHz 電波每天24小時在D層電離的吸收情況不同的分佈(包含日食當天的變化 約25-30dBm的變化量)

圖3: 日食當天的D電離層的吸收曲線變化



參考文獻:
Effects of the 2017 Solar Eclipse on HF Radio Propagation and the …
https://ntrs.nasa.gov/api/citations/20180001309/downloads/20180001309.pdf ·

The Mysteries of HF Radio & Statewide Nets, Part II: The D-Layer
https://qsl.net/nf4rc/2020/Dlayerabsorption.pdf

Solar Eclipse Data Showing Propagation Enhancement on the Lower HF …
vtenn.com/Blog/?p=2107







曹大貓咪   2022  0526  台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電台觀測日誌

VLF 日本宮崎 22.2KHz(JJI/NDT) 發射功率：200kw
 

2020  0529  中午 12h30m   太陽色球表面爆發 X ray Flux 約C1.0級.

老貓物語:
大溪天文台SID 實驗性觀測站在考慮發射電台的選擇分為四個時期。
最早是選擇歐洲地區電台，因為LVF超低頻電台屬歐洲較為密集（如英國）。但因距離較遠，敏感度較低。
後來選擇俄羅斯或美國太平洋海軍VLF電台。但頻譜較為複雜同時敏感度也無法一致，觀測一段時間後放棄。
選擇VHF電台，如5MHz或21MHz IBP全球示標電台。雖然較為穩定但因干擾及感度不佳，作完一段時間即停止。

選擇VLF電台還有一個因素，就是太陽的日照區（地球的日照區就是地球最直接接受了太陽的日光區，若太陽發生變化，日照區的大氣和電離層直接影嚮最快也最直接）。觀察太陽日照區的發射電台位置或是接收位置是否能在同一經度區是非常重要！如果太陽發生較大規模閃焰，剛好是在發射和接收站中午時分，那SID的感度為最高！若當地時間為早上10-11時或是下午的1-2時的地區，感度則下強至5dB強度。若是在早上9-10時或是下午2-3時地區，感度更是下降到10dB以上！但有一例外，就是發生閃焰時，剛好位於黃昏5-6或是早晨5-6時，此時D層電離濃度已經下降逐漸地消失或是增加形成階段。此時若發生閃焰，有可能因吸收物理狀態產生變化而增加SID感度效應。

最後是選擇同經度的發射位置.不過最早是選擇澳洲的NWC 19.8KHz,但是因為季節不同(南北半球,加上季節不同,日照不同).加上距離較遠,地理和天地波的傳導干擾因素多,所以最後選擇還是日本的九州的宮崎JJI. 所以這星期,大溪仔細校對磁性天線的方向.開始在5月28日下午開始啟動觀測.5月29日,在一天中對SID最敏感的中午時分.... 太陽色球層在中午時分發生了一場C級低級數的爆發.大溪天文台 在中午 12h07m - 13h06m 偵測到這場爆發. 持續時間約55分鐘.


*.第1圖: 在太陽閃焰爆發期間,Radio Sky-pipe 軟體觀測到信號強度在這段時間內降低.主要是疑似D層電離濃度約略增加,達到VLF天波吸收物理狀態.

   第3圖: 在太陽閃焰爆發期間,SpecLab 軟體觀測到信號強度在這段時間的主頻率信號(1.06kHz 音頻*)略有上昇.約略 3-4dBm. 地波傳導效率增強.

*. VLF 22.2KHz(JJI/NDT) 的電波信號，以主要頻譜信號頻率為主，利用0528,0529,兩天觀測到 白天時間:-20dBm - 22dBm(最高點) 地波利用直波或繞射波傳導   晚上:-50dBm(最低點) 利用E層/F層電離反射波傳導。

*.22.2kHz的主信號音頻頻譜約在1.064 -1.058 kHz間偏移. 這是因為接收機在溫度變化下,石英振盪的溫差偏移所造成(接收機的選擇性劣化).不過AOR AR5000系列的專業接收機, 都內置溫度補償石英振盪器(TCXO)電路.所以一般而言,信號的音頻偏移在觀測下,約是+/-0.005Hz的偏移量。

*.最後一圖: 大溪天文台 SID VLF 觀測最主要的偵測天線  AOR LA400 高增益(20dBi)磁性環狀指向天線 (對向日本 宮崎 JJI 發射位置 方向)

1991年完成的宮崎 海老野VLF發射電台，被日本/美國海軍用於以22.2 kHz的頻率向水下潛艇發送指令，呼號為JJI。200kw發射功率約略傳導約3次反射達3000公里距離。

#.日本JJY 發射頻率為40kHz，60kHz。發射功率為50kW，有效接收範圍各為1000公里。








曹大貓咪   2022  0530  台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電台觀測日誌

VLF 日本宮崎 22.2KHz(JJI/NDT) 發射功率：200kw
 

2020  0603  下午 15h20m   太陽色球表面爆發 X ray Flux 約B6.7級.

老貓物語:
大溪天文台SID 實驗性觀測站在選擇日本JJI發射電台後，第二次觀測在6月3日 下午15h20m (PM LT) 07h20m( UT ) 偵測到太陽小規模閃焰 X ray Flux B6.7 級.

第2圖: 背景躁音擾動 自07h10m - 10h10m  持續時間約3個小時. 擾動振幅 Disturbanc of amplitude 約+/-1.5 dBm.

#.武仙座τ流星雨電波觀測，因為整天 Es 擾動, 無法計數。終告觀測失敗。

最後2圖：可見5月31日下午12-3h( JST 日本時間）在沖繩島上空的E電離濃度很高，可以反射15MHz的HF臨界頻率(FoEs)。很可惜，6月1日的同樣時間，FoEs的臨界反射頻率就降到5-8MHz之間，這樣VHF 50MHz的Es干擾就低很多。


最後1圖：大溪天文台專用的VLF 磁性loop環狀指向天線




2022  0604   大溪天文台    曹大貓咪

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電台觀測日誌

夏季 VHF 50MHz E電離層自然突然傳導 Sporadic E layer ionospheric propagation
 
大溪天文台 0605  觀測 50MHz 在 E層電離層已有相當強烈的Es傳導.

老貓物語:
大溪天文台SID 實驗性觀測站 6月5日的午夜和上半夜的清晨觀測到幾次Es的電波信號.

0605  12h40m - 01h52m (LT) 午夜時分上有殘餘的Es現象. 早上06h開始Es進入.直到6h40m Es傳導信號非常強烈! 信號強度達到40dBm 或以上.

這代表夏季獨有的E層電離層的VHF通訊季已經開始! 在白天可以聽到50MHz的穩定無線電訊號.但對於流星的電波觀測HRO有很大影響.當晚上或白天遇到Es現象時,根本有段時間無法觀測流星的微弱信號. 這樣的干擾要等到9月後,進入秋天才會逐漸改善.

最後一圖:日本國立電波研究所在E層電離的HF臨界頻率(FoEs)觀測,在沖繩島上空的E層電離濃度數據中,可以看到6月5日的清晨,E層電離的臨界頻率(FoEs)傳導降低於5MHz左右.到了早上6,7時以後.HF臨界頻率(FoEs)急速上升到15MHz的反射電波所需的電子濃度. 在大溪天文台的觀測中, 也可以看到50MHz的電波信號急速上升到40dBm的信號強度!

大溪天文台 SID電波觀測:

觀測頻率:50.017340MHz  CW mode  Es的主要頻譜頻率為 MVF=857.05Hz  

最後一圖: 0603 下午15時 大溪天文台觀測到的強烈Es現象.










曹大貓咪   2022  0606   台北市