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1. Einleitung
Meteoriten erzeugen beim Eintritt in die Erdatmosphäre eine Leuchterscheinung, die man Meteor (im Volksmund Sternschnuppe) nennt. Besonders große Meteoriten verdampfen dabei nicht vollständig und können dann bis auf die Erde hinunterfallen. Der Meteorbeobachter zeichnet sich im allgemeinen die scheinbaren Meteorbahnen in eine Sternkarte ein, wobei außerdem Ort und Zeit der Beobachtung, Dauer sowie Helligkeit der Meteore vermerkt werden. Die Beobachtungen werden weltweit gesammelt (c/o British Astronomical Association, Burlington House, Picadilly, London WIV ONL). Dort werden Auswertungen und Zusammenfassungen vorgenommen, von denen im folgenden noch die Rede sein wird.
2. Der Radiant
Beim Eintragen mehrerer Meteore in eine Sternkarte fällt sogleich auf, daß die Verlängerung der scheinbaren Bahnen der Meteore an einem Punkt am Himmel zusammentrifft. Diesen Punkt nennt man den Radianten. Der Radiant ist also der Punkt, von dem die Meteore kommen; daß die Meteorbahnen scheinbar weit am Himmel verstreut sind, wird durch die Perspektive des Beobachters auf der Erde verursacht.
3. Die Häufigkeit der Meteore
Beobachtet man die Häufigkeit der Meteore in Abhängigkeit von der Tageszeit, dann ergibt sich eine Abhängigkeit derart, daß zur Zeit des Sonnenaufgangs die Zahl der Meteore am größten ist. Die Ursache ist darin zu sehen, daß sich die Erde um die Sonne bewegt (mit einer Geschwindigkeit von etwa 30 km/s). Die Bewegung der Erde ist also zu jeder Zeit auf einen Punkt gerichtet, der in der Erdbahnebene, der Ekliptik 90 ° vor der Sonne liegt. Dieser Punkt heißt der Apex der Erdbewegung. Wie in Bild 1 zu erkennen, ist aber gerade der Teil der Erde zum Apex gerichtet, an dem auch gleichzeitig Sonnenaufgang ist. An dieser Stelle fängt die Erde besonders viele im interplanetaren Raum befindliche Staubteilchen (Meteoriten) ein, während auf der Abendseite der Erde nur die Meteoriten einfallen, deren Geschwindigkeit größer als die der Erde um die Sonne ist.
Bild 1: Bahn der Erde um die Sonne: In der Gegend des Sonnenaufgangs treffen viele Meteore auf die Erde
Auch von Tag zu Tag ist die Häufigkeit der Meteore verschieden. Das liegt daran, daß die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne im interplanetaren Raum im Laufe des Jahres auf eine unterschiedliche Dichte der Partikel stößt. Dadurch entsteht ein Jahresgang in der Häufigkeit der Meteore, der ein Maximum im Juli und ein Minimum im Februar hat (Bild 2).
Bild 2: Der Jahresgang der sporadisehen Meteore
4. Sporadische Meteore und Meteorschauer
Bestimmt man mehrere Jahre lang täglich die Häufigkeit der Meteore, so zeigt es sich, daß diese einmal von Tag zu Tag verschieden ist, und daß an einigen Tagen im Jahr außerordentlich hohe Zählraten erhalten werden. Bei genauer Betrachtung (Sternkarte) der Zeiten hoher Meteortätigkeit fällt auf, daß zu diesen Zeiten sehr viele Meteore aus dem gleichen Radianten kommen. Man nennt diese Zeiten erhöhter Meteortätigkeit Meteorschauer (oder -schwärme), wobei der Meteorschauer nach dem Sternbild benannt ist, in dem sein Radiant liegt (z.B. haben die Lyriden ihren Radianten in der Leier, die Orioniden im Orion, die Per-seiden im Perseus usw. ). Zumindest ein Teil der Meteorschauer rührt von den Resten ehemaliger Kometen her. In diesem Fall ist die Voraussetzung für das Auftreten von Meteorschauern, daß die Kometenbahn mit der Erdbahn einen gemeinsamen Punkt hat. Es kann vorkommen, daß sich die Kometenmaterie auf die gesamte Bahn verteilt hat. In diesem Fall ist die Meteorhäufigkeit relativ gering, dauert aber eventuell mehrere Tage (z.B. Tauriden im November); befindet sich die Kometenmaterie noch vorzugsweise in der Nähe des ehemaligen Kometen, kann die Zahl der Meteore groß sein, dafür dauert die Aktivität nicht sehr lang (z.B. Perseiden im August). Wenn die Erde sehr nahe am ehemaligen Kometen vorbeikommt, kann es zu ganz außerordentlich aktiven Meteorschauern kommen. Ein Beispiel dafür sind im Oktober die Drakoniden, bei denen es z.B. im Jahre 1946 für etwa 30 Minuten zu einem Schauspiel mit mehreren Tausend Meteorenkam. Inder Vergangenheit sind die verschiedensten Meteorschauer ausserordentlich aktiv gewesen (z.B. Leoniden 1967); für die Zukunft läßt sich leider keine Vorhersage machen. Im folgenden wird hauptsächlich Bezug auf die Meteorschauer genommen (alle anderen Meteore heißen dagegen sporadische Meteore), da diese für Funkamateure am interessantesten sind. Die Zahl der sporadischen Meteore beträgt für den optischen Beobachter etwa 10/h, die Zahl der Schauermeteore kann dagegen den Wert von ca. 100/h erreichen.
Eine Tabelle mit den Daten der großen Meteorströme findet sich in vielen astronomischen Jahrbüchern. Dabei muß man berücksichtigen, daß wegen der unterschiedlichen Länge des Jahres (Schaltjahre)und der ungleichförmigenGeschwindigkeit der Erde auf ihrer Bahn um die Sonne die Erde nicht jedes Jahr zum gleichen kalendarischen Zeitpunkt gleiche Stellen des interplanetaren Raumes passiert. Deshalb sind in den astronomischen Kalendern für jedes Jahr die Eintrittszeiten der Maxima der Meteorschauer angegeben (Tabelle 1).
| Name | Maximumszeit | Nutzbare Breite |
|---|---|---|
| Quadrantiden | 3. Januar 13 UT | 9 Stunden |
| Lyriden | 21. April 22 UT | 2 Tage |
| ηAquariden | 5. Mai | 5 Tage |
| Arietiden | 7. Juni | 8 Tage |
| ζPerseiden | 9. Juni | 8 Tage |
| Juni Lyriden | 16. Juni 00 UT | 2 Tage |
| δAquariden | 28. Juli | 2 Tage |
| Perseiden | 12. August 10 UT | 4 Tage |
| Drakoniden | 9. Oktober | 1 Stunde |
| Orioniden | 21. Oktober | 2 Tage |
| Tauriden | B. November | 20 Tage |
| Leoniden | 17. November 11 UT | 3 Stunden |
| Geminiden | 14. Dezember 07 UT | 3 Tage |
| Ursiden | 22. Dezember | 12 Stunden |
Die Kenntnis dieser Maximumzeit zusammen mit der Breite und Stärke des Meteorschauers ist bei der Planung von Meteorscatter-Versuchen wichtig. Die eingangs erwähnte Weltzentrale für Meteorbeobachtungen hat für verschiedene Meteorschauer Häufigkeitsverteilungen in Abhängigkeit von der Zeit bestimmt. In den Bildern 3 und 4 sind diese Kurven für die zwei größten Schauer, die Quadrantiden (am 4. Januar) und die Perseiden (um den 12. August) dargestellt. Man erkennt deutlich, daß der Quadrantiden-Schauer nur etwa 9 Stunden breit ist, während der Perseiden-Schauer ca. 3 bis 4 Tage dauert. Am 2. oder 5. Januar sind also z.B. Verabredungen über die Quadrantiden zwecklos.
Bild 3: Die Aktivität des Perseiden-Schauers
Bild 4: Die Aktivität des Quadrantiden-Schauers
5. Der Weg des Radianten am Himmel
Noch eine weitere Grundtatsache aus der Astronomie muß erwähnt werden, bevor die Praxis des Meteor-Scatter besprochen werden kann: Durch die Drehung der Erde um ihre eigene Achse in ca. 24 Stunden beschreiben alle Punkte am Himmel eine Kreisbewegung um die Himmelspole (auf der Nordhalbkugel der Erde um den Polarstern). Je nachdem wie groß der Abstand dieser Punkte vom Pol ist, beschreiben diese Punkte (d. h. alle Sterne, aber auch Meteor-Radianten und die Sonne) große oder kleine Kreise um den Polarstern. Ist der Abstand vom Polarstern klein, wird ein vollständig sichtbarer Kreis beschreiben, ist der Abstand größer als die geografische Breite des Beobachters (in Deutschland ca. 50°), dann geht der Stern oder der Radiant (oder die Sonne) im Norden unter den Horizont. Befindet sich aber der Meteor-Radiant unter dem Horizont, dann können keine für uns sichtbaren Meteore in der Atmosphäre entstehen. Man muß also zu jeder Tageszeit die Stellung des Radianten am Himmel kennen, um nicht zu ungeeigneten Zeiten nach Meteoren Ausschau zu halten.
In den astronomischen Tabellen sind für jeden Meteorschauer die Koordinaten des Radianten in Rektaszension und Deklination angegeben. Diese Angaben kann man mit Hilfe einiger Formeln der sphärischen Trigonometrie und unter Kenntnis der "Sternzeit" in sog. Horizontalkoordinaten umrechnen. Diese werden als Höhe über dem Horizont (0° bis 90°) und als Himmelsrichtung (von 0 ° bis 360°) angegeben. Es ist allerdings dabei zu beachten, daß die Horizontalkoordinaten nur für eine bestimmte geografische Breite auf der Erde gelten. Im Bild 5 ist der Verlauf des Radianten am Himmel für die Quadrantiden (3. oder 4. Januar) dargestellt. Die Zahlen an der Kurve geben die Zeit an, zu der der Radiant in der entsprechenden Richtung steht. Man sieht, daß der Quadrantiden-Schauer ein sog. Zirkumpolarschauer ist, d.h. er geht (jedenfalls in unserer Breite) nicht unter den Horizont. Andere Schauer, wie z.B. die Geminiden gehen unter den Horizont. Der Geminiden-Schauer geht (wie die Sterne und die Sonne) im Osten auf (allerdings um 17 Uhr) und geht im Westen unter (um 11 Uhr). Alle Zeitangaben, die die Meteorschauer betreffen (außer der Zeit des Maximums) sind in Ortszeit (also für uns in MEZ) angegeben. Diese Ortszeitangaben gelten überall auf der Erde auf dem 50. Breitengrad.
Bild 5: Der Weg des Radianten (Quadrantiden-Schauer) am Himmel
6. Reflexionsbedienungen für Radiowellen an Meteor-Trails
Nun haben wir genügend astronomische Kenntnisse, um die Praxis der Reflexion von Radiowellen an den Meteorspuren zu verstehen. Radiowellen werden an elektrisch leitfähiger Materie reflektiert. Eine elektrische Leitfähigkeit liegt dann vor, wenn sich in der Materie freie Ladungsträger (Elektronen oder Ionen) befinden. Beim Eindringen der Meteoriten in die Erdatmosphäre wird nicht nur eine Leuchterscheinung erzeugt, sondern das verdampfende Teilchen läßt auch eine ionisierte Spur hinter sich. Diese Spur( der Trail) diffundiert rasch auseinander, kann aber, solange die Ionisation noch genügend groß ist, Radiowellen reflektieren, sofern nur die bekannte Reflexionsbedingung erfüllt ist. Für den Fall des Radargerätes (d. h. Sender und Empfänger am gleichen Ort) heißt die Reflexionsbedingung, daß der Funkstrahl senkrecht auf den Trail treffen muß (Backscatter). Für den Fall des Forward-Scatter (d. h. Sender und Empfänger weit auseinander) ist die Reflexionsbedingung dann erfüllt, wenn der Trail tangential zu einem Ellipsoid ist, in dessen einem Brennpunkt sich der Sender und in dessen anderem Brennpunkt sich der Empfänger befindet.
7. Der Unterschied zwischen Pings und Bursts
Bei Reflexionen von Radiowellen an Meteorspuren muß man physikalisch unterscheiden zwischen den sog. underdense und overdense trails. Bei underdense trails ist die Elektronendichte so gering, daß sich die Welle durch den Trail hindurch ausbreitet. An den einzelnen Elektronen erfolgt eine Streuung. Die empfangene Energie berechnet sich, indem die Energien addiert werden, die nach der Streuung an den Elektronen unter Berücksichtigung der Richtungen und Phasen entstehen. Da sich der Trail durch Diffusion schnell verändert, vergrößern sich die Phasenunterschiede der Beiträge von den einzelnen Elektronen und die Empfangsenergie nimmt rasch ab. Die Signale, die man empfängt, sind sehr kurz und heißen "Pings", sie dauern nur Bruchteile von Sekunden. Ihre Dauer ist proportional zum Quadrat der Wellenlänge, d. h. auf dem 10-m-Band dauern die Pings im Vergleich zum 2-m-Band etwa 25 mal so lang. Im 70-cm-Band sind sie nur 1/10 so lang wie bei 2 m. Die empfangene Energie ist proportional zur dritten Potenz der Wellenlänge. Bei 10 m Wellenlänge ist die Signalstärke also etwa 120 mal größer als im 2-m-Band und bei 70 cm ist sie etwa 30 mal schwächer. Bei underdense trails kann die Elektronendichte bis zu 1014 Elektronen pro Meter betragen.
Wird die Dichte größer, dann dringt die Welle nicht mehr in das ionisierte Medium ein, sondern wird an der Oberfläche total reflektiert. Dann spricht man von overdense trails. Die empfangenen Signale dauern dann länger und heißen "Bursts". Ihre Dauer ist wieder proportional zum Quadrat der Wellenlänge und ihre Intensität ist direkt proportional zur Wellenlänge. Der gleiche Trail, der bei 2 m Wellenlänge einen Burst von 10 dB ü. R. und 10 s Dauer erzeugt, bringt bei 10 m etwa 250 s und 14 dB, im 70-cm-Band dagegen nur 1 s und etwa 6 dB. Die Ionisierung bei overdense trails hält oft lange genug an, um von den starken Winden in der oberen Atmosphäre durcheinandergewirbelt zu werden. Die Echos von den verschiedenen Teilen des Trails interferieren dann miteinander und erzeugen deutliches Fading.
Die Ionisierung durch Meteortrails tritt in einer Höhe von etwa 80 bis 120 km auf. Die mittlere Höhe ist etwa 95 km, so daß man bei Meteorscatter-Verbindungen eine maximale Entfernung von etwa 2000 bis 2200 km überbrücken kann. Diese Entfernung ist größer als bei Auroraverbindungen, sie ist vergleichbar mit normaler E-Schicht-Reflexion, da ja auch die Ionisierung in der E-Schicht erfolgt.
8. Die Orientierung des Trails zum Pfadwinkel
Eine sehr wichtige Frage bei Meteor-Scatter-Versuchen ist die nach der günstigsten Orientierung des Trails in Bezug auf den Funkstrahl vom Sender zum Empfänger. Wie schon erwähnt, muß der Trail eine Tangente an ein Ellipsoid sein, in dessen Brennpunkten Sender und Empfänger liegen. Es läßt sich aber praktisch für jeden Trail irgendein Ellipsoid finden, das diese Bedingung erfüllt. Trotzdem gibt es eine Reihe von Einschränkungen, die dazu führen, daß nur ein kleiner Teil der Meteor-Trails wirklich am Empfangsort ein Signal erzeugt. Wie man sich leicht vorstellen kann, legt ein horizontal einfallender Meteorit einen langen Weg in der Atmosphäre zurück. Da er aber nur eine beschränkte Energie hat, kann er auf diesem Weg nicht unendlich viele Elektronen und Ionen erzeugen. Die Elektronendichte auf dem langen Weg ist also recht gering.
Ein senkrecht einfallender Meteorit gibt seine Energie auf einem sehr kurzen Weg durch die Atmosphäre ab und erzeugt daher eine hohe Elektronendichte. Für senkrecht einfallende Meteoriten gibt es aber nur sehr wenige Ellipsoide, die die Reflexionsbedingung erfüllen. Diese Ellipsoide liegen außerdem weit vom Mittelpunkt des Ausbreitungsweges entfernt. Gerade der Mittelpunkt aber wird von den im 2-m-Band üblichen Richtantennen bevorzugt (ganz allgemein sind daher für Meteor-Scatter-Versuche die breiter strahlenden Gruppenantennen besser geeignet als die scharf bündelnden Yagis). Als optimal für die Höhe (h) des Radianten ergibt sich somit ein Winkel von etwa 45 ° (da nämlich die "Effektivität" proportional zu sin h und cos h ist). Wie man theoretisch zeigen kann, ist es ausserdem am günstigsten, wenn die Himmelsrichtung des Radianten senkrecht zum Ausbreitlingsweg ist. Die Effektivität ist proportional zu sin (p - a), wobei p der "Pfadwinkel" (d. h. das Azimut des Pfades) und a das Azimut des Radianten ist.
Das Azimut wird von Süd über West von 0° bis 360° gezählt. Bei jedem Meteorschauer ist also der günstigste Pfad der, der senkrecht zum Radianten liegt, wenn der Radiant gerade eine Höhe von 45 0 hat. Alle anderen Zeiten bzw. Richtungen sind demgegenüber benachteiligt. Man kann die Effektivität des Meteorschauers in Abhängigkeit vom Pfadwinkel wie folgt angeben:
E = sin h × cos h × sin (p - a).
Die Effektivität kann man nun für jede Stunde eines Tages berechnen, wenn man für diese Stunde die Höhe und das Azimut des Meteorschauers kennt. Auf diese Weise läßt sich sofort erkennen, zu welcher Zeit bevorzugt in welche Richtung Funkverbindungen über Meteor-Scatter möglich sind. Wegen der Wahl einer Sinusbzw. Cosinus-Abhängigkeit der Effektivität kann diese nach der obigen Formel höchstens einen Wert von 0, 50 errechnen. Und zwar wird dieser Wert nur dann erreicht, wenn der Radiant 45° hoch ist und der Pfadwinkel genau senkrecht zum Azimut liegt. Allgemein wird bei hohen Werten der Effektivität ein besserer "Wirkungsgrad" erreicht (in die angegebene Richtung) als bei kleineren Werten der Effektivität. In Bild 6 ist ein Beispiel der Verteilung der Effektivität über die Tageszeit berechnet (das Fortran-Rechenprogramm wurde von DK1KW erstellt und dem Verfasser freundlicherweise zur Verfügung gestellt). Für die 14 größeren Meteorschauer wurde auf diese Weise für jeweils 4 Pfadwinkel (Nord-Süd, Ost-West, NW-SO und NO-SW) die Effektivität bestimmt.
Bild 6: Die Effektivität des Quadrantiden-Schauers für einen Pfadwinkel von 45° (SW-NE)
Aus den insgesamt 40 Kurven kann man dann eine Tabelle herstellen, indem man für jeden Schauer und für jede Richtung die günstigste Arbeitszeit heraussucht: Tabelle 2. In der ersten Spalte ist das Datum des Schauers angegeben, in der zweiten Spalte der Name des Schauers, in der dritten Spalte die Auf-und Untergangszeit - oder ob es sich um einen zirkumpolaren Schauer handelt (C) - in der vierten Spalte die Zahl der Pings oder Bursts pro Stunde (nur als relative Zahl zum Vergleich der Schauer, gilt angenähert für ca. 200 W ERP im 2-m-Band), in der fünften Spalte die nutzbare Breite des Schauers (bei den sehr schmalen Schauern muß man die Zeit des Maximums einem astronomischen Jahrbuch entnehmen) und in der sechsten Spalte ist dann die günstigste Richtung bzw. die zugehörige Uhrzeit angegeben.
Hier ist allerdings noch folgender Hinweis notwendig: Sehr lange Bursts (über 10 s) werden von großen Meteoriten (größer als 1 Gramm) erzeugt, deren ionisierter Trail längere Zeit bestehen bleibt. Wie in Abschnitt 7 erwähnt, treten in Höhen um 100 km sehr starke Winde auf, die den Trail durcheinanderwirbeln. Dadurch geht die Richtungsabhängigkeit des Pfadwinkels in Bezug auf den Trail verloren. Für die Praxis bedeutet dies, daß bei langen Bursts die Tabelle 2 nicht mehr gilt.
| Datum | Schauer | Auf- Unterg. | Haufigk. Echos/Std. | nutzbare Breite (Tage) | Günstigste Richtung und Zeit (MEZ) | |||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| SW - NE | E - W | SE - NW | N - S | |||||
| 3. Jan. | Quadrantiden | C | 100 | 9 Std. | 1030-1600 | (0000-0430 1230-1730) | 0000-0600 | 0100-0630 1030-1530 |
| 21. April | Lyriden | 19/13 | 15 | 2 | 0000-0230 0700-1000 | (0300-0500) | 0430-0830 2130-2400 | 0600-1030 2130-0230 |
| 4. Mai | ηAquariden | 01/14 | 20 | 5 | 0330-0730 | 0500-1000 | 0730-1100 | (0300-0600 0900-1200) |
| 7. Juni | Arietiden | 02/18 | 60 | 8 | 0600-0930 1330-1500 | 0830-1130 | 1000-1430 | 0430-0800 1200-1530 |
| 9. Juni | ζPerseiden | 03/19 | 40 | 8 | 0630-1030 | 0930-1230 1430-1600 | 0530-0630 1100-1530 | 0530-0900 1300-1630 |
| 16. Juni | Juni Lyriden | 19/13 | 10 | 2 | 0000-0230 0700-1000 | (0300-0500) | 0430-0830 2130-2400 | 0600-1030 2130-0230 |
| 29. Juli | δAquariden | 20/08 | 15 | 2 | 2200-0230 | 2330-0430 | 0200-0530 | (0400-0630 2200-0030) |
| 12. August | Perseiden | C | 60 | 4 | 0700-1400 | 1000-1500 2000-0100 | 1900-0300 | 0800-1230 2230-0300 |
| 9. Okt. | Drakoniden | C | 10 | 1 Std. | 1800-2400 | 0830-1030 | 0600-1330 | 0900-1400 1830-2300 |
| 21. Okt. | Orioniden | 21/12 | 20 | 2 | 0000-0400 | 0200-0630 | 0400-0900 | 0600-0930 2330-0230 |
| 9. Nov. | Tauriden | 17/08 | 10 | 20 | 2000-2400 | 2200-0300 | 0000-0500 | 0230-0530 1930-2230 |
| 17. Nov. | Leoniden | 22/14 | 10 | 3 Std. | 0200-0530 | 0500-0800 | 0630-1100 | 0000-0400 0800-1200 |
| 14. Dez. | Geminiden | 17/11 | 60 | 3 | 0500-0800 | (0030-0330) | 0300-0600 1930-2230 | 0400-0800 1930-2400 |
| 22. Dez. | Ursiden | C | 15 | 12 Std. | 0800-2000 | 0000-2400 | 1900-0700 | nil. |
In erster Linie ist es erforderlich, möglichst nah am Maximum der Schauertätigkeit zu bleiben. Richtet man sich dann noch nach der Tabelle 2, wird die Zahl der Pings und kurzen Bursts erheblich größer.
9. Betriebsabwicklung bei Meteor-Scatter-Verbindungen
Zur praktischen Seite des Meteor-Scatter ist folgendes zu sagen: Wegen der kurzen Zeiten, zu denen Nachrichten über die Pings und Bursts übertragen werden, sind spezielle Arbeitsverfahren notwendig. Prinzipiell sind Meteor-Scatter-Funkverbindungen (MS-QSOs) in Telegrafie (CW) und Einseitenband-Telefonie (SSB) möglich, wobei CW den Vorteil hat, daß kleine Frequenzabweichungen bei beiden Stationen nicht besonders ins Gewicht fallen. SSB hat den Vorteil, daß die Nachricht in einer kürzeren Zeit übermittelt werden kann. Da die Signale (Pings und Bursts) nur Bruchteile von Sekunden oder einige Sekunden dauern, muß der Inhalt der Sendung auf ein Minimum beschränkt werden. Zu diesem Zweck bedient man sich auch eines anderen Rapport-Systems, indem man nur die durchschnittliche Länge der Bursts sowie deren Lautstärke angibt. Die Länge der Bursts wird wie folgt codiert:
| nur Pings | 1 (wird fast nie gegeben) |
| Bursts bis 5 s | 2 |
| Bursts 5 bis 15 s | 3 |
| Bursts 15 bis 30 s | 4 |
| Bursts über 30 s | 5 |
Die Lautstärke wird in S-Stufen angegeben. Ein Rapport besteht also aus zwei Ziffern. Eine Verabredung mit einer anderen Station erfolgt dann so, daß die erste Station 5 Minuten lang nur die Rufzeichen sendet (Beispiel: UR2BU DJ5DT UR2BU DJ5DT usw.). Dann sendet die zweite Station 5 Minuten lang beide Rufzeichen. Erst wenn eine Station beide Rufzeichen über einen oder mehrere Bursts aufgenommen hat, darf sie die Rufzeichen mit dem Rapport senden (UR2BU DJ5DT 27 27 27 UR2BU usw.). Hat eine Station Rufzeichen und Rapport aufgenommen, dann weiß sie, daß die andere Station beide Rufzeichen hat und braucht nicht mehr die Rufzeichen, sondern nur noch den Rapport zu senden und zur Bestätigung für die aufgenommenen Rufzeichen zwei r (Beispiel: rr27 rr27 rr27 usw.). Empfängt die zweite Station davon z. B. nur ... 27... und hat vorher schon die Rufzeichen, dann braucht sie noch den Rapport mit rr zu senden, da sie noch kein rr empfangen hat und also nicht weiß, ob die erste Station schon den Rapport hat. Haben beide Stationen Rufzeichen, Rapport und rr aufgenommen, dann senden beide zur Bestätigung noch "rrr rrr rrr"; das erst bestätigt, daß alle zum MS-QSO notwendigen Informationen ausgetauscht sind.
In Europa hat sich der 5-Minuten-Rhythmus eingebürgert, obwohl kürzere Intervalle von z. B. 1 Minute oder 30 Sekunden oft sinnvoll wären, da nämlich ab und zu Bursts von über 30 s auftreten. In dieser Zeit könnte man ein komplettes QSO durchführen. In den USA wird daher folgendes Verfahren angewandt: Station A sendet 5 Minuten lang jeweils 5 Sekunden und hört dann 2 Sekunden, sendet dann wieder 5 s und hört 2 s usw. Nach 5 Minuten sendet Station B, indem sie 5 Sekunden sendet und 2 Sekunden hört, dann 5 s sendet, 2 s hört usw. Bei diesem Verfahren kann ein langer Burst dadurch zu einem vollständigen QSO ausgenützt werden, daß eine Station der anderen antworten kann, sobald ein geeigneter Burst auftritt. Dieses Verfahren hat in Europa nicht viele Anhänger, da man dann schlecht mit automatischen Morsegebern arbeiten kann. Außerdem ist eine schnelle und automatische Antennenumschaltung notwendig. Automatische Morsegeräte werden gerne verwandt, da man dann leicht mit Tempo 200 geben kann, um auch die kurzen Bursts für eine Übermittlung ausnutzen zu können. Die empfangende Station verwendet dann beim Empfang ein Tonbandgerät mit zwei Geschwindigkeiten, auf dem sie die Sendung mit hoher Laufgeschwindigkeit aufnimmt und mit niedriger Geschwindigkeit wieder abspielt.
Bei der kurzen Zeitdauer der Signale ist es natürlich unbedingt notwendig, die Frequenz der Gegenstation (und die des eigenen Senders) sehr genau zu kennen und genau einstellen zu können. Wenn man erst suchen muß, wird man keinen Erfolg haben. Die Einstellgenauigkeit des Empfängers (und Senders) sollte besser als 1 kHz sein.
In der Praxis wird man fast immer einen QSO-Partner per Post anschreiben oder samstags um 14 GMT auf 14,340 MHz bitten, zu einer bestimmten Zeit auf einer bestimmten Frequenz zu sein. Dafür wird man im allgemeinen eine Frequenz im Telegrafie-Bereich zwischen 144,000 MHz und 144,150 MHz wählen. Für un-verabredete Verbindungen ist der Bereich um 144,100 MHz plus minus 4 kHz üblich. Normalerweise ist ein Meteor-Scatter-QSO in ein bis zwei Stunden vollständig abgewickelt, sofern man sich zu einer günstigen Zeit in einem günstigen Schauer verabredet hat und sofern der Partner auch wirklich zur richtigen Zeit auf der richtigen Frequenz war. Bei kleineren Schauern oder über sporadische Meteore dauern die QSOs natürlich länger. Trotzdem hatte G3CCH mit TF3EA schon mehr als 50 Funkverbindungen über sporadische Meteore.
Die meisten QSOs über Meteor-Scatter werden im 2-m-Band durchgeführt. Zwar hat man im 10-m-Band bessere Signale, kann aber andere Länder auch leicht während normaler Bandöffnungarbeiten. Im 70-cm-Band ist die Dauer der Signale extrem kurz, so daß man hier mit sehr großem Morsetempo arbeiten muß; ausserdem sind die Signale auch merklich schwächer als bei 2m Wellenlänge.Trotzdem wurden auch hier schon (allerdings sehr wenige) erfolgreiche MS-Versuche durchgeführt.
Es bewährt sich, während des QSOs ein sehr sorgfältiges Log zu führen, indem man den Inhalt eines jeden Bursts notiert und für jede Minute eine Zeile vor - sieht. Beispiel:
| 0700 | - | 0800 | ping |
| 0701 | burst ... r2... | 0801 | - |
| 0702 | ping | 0802 | burst ... bu 25 25 25 dj5... |
| 0703 | - | 0803 | ping, ping |
| 0704 | burst ... bu dj... | 0804 | - |
| 0705 | sende UR2BU DJ5DT | 0805 | sende rr27 rr27 |
| usw. | usw. |
10. Notwendige Stationsausrusüstung
Man sollte sich von Meteor-Scatter-Versuchen nicht dadurch abschrecken lassen, daß man meint, dazu brauche man eine Super-Station mit vielen 100 W und einer riesigen Antenne. Aus eigener Erfahrung kann gesagt werden, daß eine normale 10-Element-Yagi-Antenne an einem der üblichen FET-Konverter zum Empfang völligausreicht. Um ein Gefühl für die Häufigkeit und Stärke der Bursts und Pings zu bekommen, wird empfohlen, an einem beliebigen Tag zu einer beliebigen Zeit den Empfänger z.B. auf die Frequenz von SK4MPI (145,960 MHz) zu stellen. Die Antenne ist dabei nach Mittelschweden zu richten. Man wird dann an normalen Tagen über sporadische Meteore etwa 2 bis 4 Pings pro Viertelstunde hören. Während der großen Schauer (Tabelle 1) erhöht sich diese Zahl bis auf etwa 20 Pings pro Viertelstunde. Der Sender SK4MPI hat eine Sendeleistung von 150 W, strahlt aber mit seiner Antenne nach Norden. Wiederum aus eigener Erfahrung kann berichtet werden, daß 100 W aus einer QQE 06/40 an einer 10-Element Yagi-Antenne vollkommen ausreichen, erfolgreiche Meteor-Scatter-Verbindungen durchzuführen.
11. Literatur
- Bein, W.F.: VHF Meteor Scatter Propagation, QST (1957), S. 20 - 24
- Bowden, K.R.R.: VHF Propagation by Meteoric Ionization, The Short Wave Magazine, Vol. 16 (1958) S. 545 - 546
- Cooper, B.: Meteor Showers: New Role in VHF Dxing?, 73 Magazine (1972), S. 71 - 78
- Dierking, H.J.: Meteor-Scatter-Verbindungen im 2-m-Band, UKW-Berichte 13 (1973), S. 164 - 168
- Eshleman, R.: Meteor Scatter The Radio Noise Spectrum, ed. D. H. Menzel, Harvard Univ. Press, 1960
- Forsyth, P.A. and E.L. Vogan: Forward Scattering of Radio Waves by Meteor Trails, Can. J. Phys. Vol. 33 (1955), S. 176 - 188
- Forsyth, P.A., C.O. Hines and E. L. Vogan: Diurnal Variations in the Number of Shower Meteors Detected by the Forward Scattering of Radio Waves Part II, Can. J. Phys. Vol. 33 (1955), S. 600 - 606
- Hines, C.O. : Diurnal Variations in the Number of Shower Meteors Detected by the Forward Scattering of Radio Waves, Part I, Can. J. Phys. , Vol. 33 (1955), S. 493 - 503
- Jaburek, W.E.: Meteor-Scatter UKW-Berichte 2 (1962), S. 80 - 83, S. 115 - 117 und 3 (1963) S. 114 - 119
- Lovell, A.C.B.: Meteor Astronomy, Oxford 1954
- Manning, L.A.: Oblique Echoes from Overdense Meteor Trails J. Atm. Terr. Phys. , Vol. 14 (1959), S. 82 - 93
- Manning, L.A. and V.R. Eshleman: Meteors in the Ionosphere Proc. IRE, Vol. 47 (1959), S. 186 - 199
- McKinley, D.W. R.: Meteor Science and Engineering, McGraw Hill, 1961
- British Astronomical Association: Handbook of the BAA 1974 und verschiedene Hefte des Journals of the BAA.
DJ5DT, Th. Damboldt.