معرفی تکنیکهای رادیوئی پراکندگی پیشرو
اصل عمومی رصد شهاب بوسیله پراکندگی پیشرو امواج رادیوئی از سطح دنباله شهاب ها ، اصلی ﺁسان و قابل فهم است که در شکل ۱ نشان داده شده است. یک ﮔیرنده رادیوئی VHF (۳۰ – ۱۰۰ MHz ) در فاصله ای دور (حدود Km 2000-500) از یک فرستنده رادیوئی با فرکانس یکسان، کار گذاشته می شود. تماس رادیوئی مستقیم، به دلیل انحنای کره زمین غیر ممکن است. هنگامی که یک شهاب وارد جو می شود، دنباله ﺁن می تواند امواج رادیوئی فرستنده را به سمت گیرنده بازتاب کند. در گیرنده، که در حالت عادی نمی توانست امواج فرستنده را دریافت کند، اکنون امواج ارسالی می توانند برای لحظه ای – به اندازه زمانی که دنباله شهاب حضور دارد – دریافت شوند. چنین بازتاب هایی می توانند از یک دهم (۰.۱۰) ثانیه تا چندین دقیقه دوام بیاورند. مشخصات و ویژگی های سیگنال دریافتی، مربوط به مؤلفه ها (پارامترها)ی فیزیکی رخداد شهابی است.
پراکندگی پیشرو امواج رادیویی از سطح دنباله شهاب ها ، در نجوم برای تعیین مولفه های شهابی و در دنیای ارتباطات برای ارسال حجم پایین اطلاعات در در فواصل طولانی در بسامدهای VHF استفاده می شود. گروه های علاقمند به هر دوی این مباحث ، شامل آماتورها و حرفه ای ها هستند.
برای استخراج اطلاعات فیزیکی شهاب ها ( نظیر سرعت، جسم، شدت، بارش و … ) از روی مشاهدات رادیویی، نیاز به یک نظریه مناسب داریم. نظریه کلاسیک رصد شهابی رادیویی، به طور عمده در دهه ۱۹۴۰ و ۱۹۵۰ بسط پیدا کرد. در آن زمان تاکید اصلی روی مشاهدات پس رو (راداری) بود و توجه بسیار کمتری به پراکندگی پیشرو می شد. و این به این دلیل بود که این نظریه و تفسیر مشاهدات آن ، بسیار پیچیده و دارای هندسه سنگین تری است. با این حال نظریه کلاسیک برای تحت پوشش قرار دادان هندسه پراکندگی پیشرو ، برون یابی شده است .(توضیح: برون یابی تکنیکی است در ریاضیات برای نتیجه گیری جامع از روی یک نمودار تجربی) و می تواند به عنوان رهیافتی برای مسایل پراکندگی شهابی مورد استفاده قرار گیرد.
پس از آن رهیافت های عددی عمومی تری برای مسایل پراکندگی مورد استفاده قرار گرفته اند که از بین آنها می توان به نظریه موج کامل، تکنیک های ردیابی پرتو X و تقریب طول موج بلند اشاره کرد. این نظریه ها باید پس از کاهش (کاهیده شدن) کامل مشاهدات ، مورد استفاده قرار گیرند.
بازتاب امواج رادیویی از روی دنباله شهاب ها ، بازتاب مستقیم ( آینه ای) است.
یکی از مهم ترین مشخصه های بازتاب امواج رادیویی از سطح دنباله شهاب ها این است که بازتاب ، مستقیم (آینه ای) است. بنابراین شما می توانید فرستنده را به عنوان یک لامپ حبابی و دنباله شهاب را به عنوان یک آینه بلند در نظر بگیرید. ناظر ، لامپ را در یک نقطه آینه مشاهده می کند. این مسأله از آن جهت حائز اهمیت است که تمام اطلاعات به دست آمده از جنبه های مختلف شهاب مشاهده شده ، فقط روی همان قسمت از دنباله شهاب صحیح هستند و کاربرد دارند. موقعیت نقطه بازتاب کننده فقط بستگی به هندسه بازتاب دارد . یعنی به موقعیت فرستنده ، گیرنده و مسیر شهاب.
سیگنال های رادیویی فرستنده ، به طور موثر فقط از روی بخش محدودی از دنباله بازتاب می شوند و فقط دنباله های شهابی با جهت مناسب می توانند سیگنالی قابل آشکار سازی در سمت گیرنده فراهم آورند . در حالی که این مسئله تاثیر مستقیم قابل توجهی روی مشاهده شهاب های منفرد (تک شهاب ها) ندارد، اما اهمیت ویژه ای برای مشاهده مسیر های شهابی دارد. آیینه ای بودن منجر به این می شود که شهاب های یک رشته (مسیر) مشخص فقط در یک باریکه بسیار محدود از آسمان بازتاب کنند( شکل ۲ را ببینید) که این باریکه به وسیله وضعیت تابش از آسمان و موقعیت سمت فرستنده و گیرنده مشخص می شود.
شکل۲_ بازتاب های شهابی از روی یک مسیر ، آن گونه که از سمت گیرنده دیده می شوند، تنها در یک باریکه از آسمان ظاهر می شوند. این شکل مثالی است که به وسیله ( Project Meteor ) محاسبه شده که برنامه ای از (Paul Vauterin ) است و نشان میدهد که چه زمانی ستارگان صورت فلکی برساوش برای استفاده از آنها جهت تنظیمات شهابی از ناحیه Ghent بلژیک از ساعت ۱۳ جهانی در تاریخ ۱۲ آگوست ظاهر می شوند
در دنیای آماتوری رادیو شهابی ، استفاده از فرستنده های موجود و در حال فعالیت برای آزمایشات پراکندگی پیشرو ، امری عادی به شمار می رود. فرستنده های پر استفاده شامل ایستگاه های رسانه ای موج FM ، ایستگاه های تلویزیونی و آنتن های رهیاب آماتوری هستند. اما بعضاً برخی ایستگاه های دیگر نظیر رادار های حرفه ای یون سپهری نیز مورد استفاده قرار می گیرند. استفاده از فرستنده های موجود این مزیت را دارد که دیگر نباید نگران برپایی ، حفظ و مخارج فرستنده بود. با این حال ، شماری از محدودیت های جوی ناشی از استفاده از چنین فرستنده هایی وجود دارد .
به طور محتمل ، مهمترین مساله این است که تا فاصله ۲۰۰ کیلومتری از یک گیرنده مشخص شمار زیادی از این نوع ایستگاههای رادیویی با همان فرکانس مشغول ارسال امواج خود هستند. بنابراین هندسه بازتاب برای یک بازتاب مشخص از دنباله شهاب ، به طور کامل نا معین است و این به این دلیل است که عموماً مشخص نیست که کدام یک از فرستنده ها عامل ایجاد یک بازتاب معین هستند . مشکل دیگر فقدان کنترل و دانش در مورد مولفه ها (پارامترها) ی فرستنده است. زمان شروع و پایان کار یک ایستگاه معین نیست ، مدولاسیون (Modulation) موج حاصل می تواند توان گیرنده را تغییر دهد ، الگوی ارسال امواج آنتن فرستنده ، عموماً شناخته شده نیست و ….
نظریه بازتابش شهابی
سیگنال های شهابی نوعی
نحوه بازتاب اماج رادیویی توسط شهاب ، ضرورتاً بستگی به چگالی الکترون های آزاد در دنباله شان دارد. به طور عمومی روی دو مورد محدود کننده بحث می شود: آنهایی که چگالی الکترونی بسیار پایینی دارند یعنی دنباله های کم چگالی ؛ و دیگری آنهایی که چگالی الکترونی بالایی دارند یعنی دنباله های پر چگالی. در نگاه گسترده به شهاب هایی که دنباله های کم چگالی دارند ((شهاب های کم چگالی)) و به آنها که دنباله های پر چگالی دارند، ((شهاب های پر چگالی خواهیم گفت .
توزیع چگالی یون در یک دنباله شهابی . بسامد پلاسمایی که متناسب با چگالی یونی است نیز توزیعی یکسان را نشان می دهد. مرکز دنباله که بسامد پلاسما بیش از بسامد رادیویی استفاده شده است، یک پلاسماست.
در مورد بازتاب از روی هر دو نوع دنباله ، در دیگر متون مفصلاً بحث شده است و بنابر این ما تنها اشاره به مهمترین خواص سیگنال های بازتابی از روی هر دو نوع دنباله می کنیم.
شهاب های کم چگالی
شهاب های کم چگالی در واقع همان شهاب های محو (کم نور) هستند . نظریه ، حد بالای چگالی خطی برای بازتاب کم چگالی را حدود ۱۴^۱۰ * ۲ الکترون در هر متر معین می کند. این همان چگالی خطی است که عمدتاً توسط شهاب های با قدر ۵ ایجاد می شود . مشاهدات بازتاب های کم چگالی ، محدوده ای از جرم شهابی را پوشش می دهد که با چشم غیر مسلح قابل دیدن نیست.
سیگنال های دریافتی از بازتاب امواج از روی دنباله های کم چگالی در شکل ۳ نشان داده شده است . یک خیزش با شیب بسیار تند (تقریباً عمود) چند صدم ثانیه ای و در پی آن یک نزول نهایی در توان دریافتی. تحول توان سیگنال با زمان را مشخصات (profile) شهاب می گوییم. سیگنال های بازتابی از شهاب های کم چگالی ، بیش از چند دهم ثانیه دوام نمی آورند. جدای از سادگی مشخصات (profile) توان دریافتی ، شهاب های کم چگالی دو کیفیت دیگر هم در جهت یک کاهش (reduction) خوب دارند : تعداد آنها بسیار زیاد است ( که امکان استفاده از تکنیک های آماری کاهش را فراهم می آورد ) و دیگر این که به طور دقیقی از قوانین بازتابش و آیینه ای بودن تبعیت می کنند . این خاصیت آخر ارتباطی بین موقعیت نقطه بازتابش شهاب در آسمان و مسیر شهاب در جو برقرار می کند که خصوصا در همه انواع تکنیک های مرتبط با رصد رادیویی مسیر های شهابی مفید است.
شکل۳_یک شهاب کم چگالی نوعی رصد شده با مجموعۀ RAMAES
شهاب های پر چگالی
شهاب های پر چگالی ، کم تعداد ترند و اشاره به شهاب های درخشان تر دارد. بازتاب ها می توانند برای چند ثانیه پا بر جا باشند در حین این مدت زمان نسبتاً طولانی دنباله گاهی دچار اعوجاج و آشفتگی های جدیدی توسط باد می شود. البته این می تواند نهایتا منجر به بازتاب امواج رادیویی توسط دنباله پر چگالی به سمت گیرنده شود، حتی اگر در ابتدا به طور مناسب برای بازتاب آینه ای هدف گیری نشده باشد. این مسا له علاوه بر این باعث می شود که تحول ( تغییرات) توان سیگنال عمدتاً غیر قابل پیش بینی و معمولاً به میزان زیادی نا منظم و بی قاعده باشد . بنابر این کاهشی قابل اطمینان برای مشاهدات شهاب های پر چگالی مشکل است. شکل۴ یک مشاهده نمونه (نوعی) از چنین بازتابی را نشان می دهد.
شکل۴_یک شهاب نوعی پر چگالی رصد شده با مجموعه RAMSES ، نوسانات قوی ( افت کننده عمیق) نتیجه آی از تداخل بین سیگنال های بازتابی از روی بخش های مختلف دنباله هستند، هنگامی که به وسیله باد آشفته شده است.
در ادامه ما تنها برای تعیین مؤلفه های تنظیمات نجوم شهابی ، شهاب های پر چگالی را مورد توجه قرار می دهیم. چرا که دنباله های پر چگالی ، بازتاب کننده های بهتری برای امواج رادیویی هستند. در جریان تحلیل محدودیت های یک مجموعه شهابی ، برای یافتن کم نورترین شهاب قابل مشاهده هم باید جستجو شود و این یک شهاب کم چگالی برای همه تنظیمات منطقی خواهد بود.
پخش شدگی دنباله
بلافاصله پس از شکل گیری دنباله ، یون ها شروع به پخش شدن در جو اطراف می کنند . در هر زمان توزیع چگالی یون می تواند گاؤسی در نظر گرفته شود. به وسیلۀ پخش شدگی ، بخش پر چگالی دنباله رشد می کند ، در حالی که چگالی یون بیشین (Maximal) کاهش می یابد. نهایتاً این کاهش باعث کوچک شدن شعاع بخش پر چگالی دنباله می شود و این کاهش تا زمانی که دیگر هیچ بخش پر چگالی باقی نماند ادامه می یابد . این تحول در شکل ۵ نشان داده شده است . با توجه به این که توان سیگنال های دریافتی متناسب با شعاع دنباله است ، قدرت سیگنال به واسطه بازتاب از روی بخش پر چگالی دنباله ، ابتدا افزایش و سپس کاهش می یابد و در نهایت هنگامی که دیگر هیچ بخش پر چگالی باقی نمانده ، به ناگهان ناپدید می شود . در این زمان فقط دنباله کم چگالی باقی می ماند .
تغییر در شعاع بخش پر چگالی دنباله به واسطه شعاع. هر چه دنباله پخش می شود ابتدا شعاع زیاد می شود (از aتا b) سپس کاهش می یابد ( از bتا c)
زمانی که دنباله کم چگالی است، یعنی هنگامی که به وسیله ی یک شهابواره ی کوچک تولید شده باشد یا هنگامی که بازمانده ی یک دنباله ی پر چگالی باشد ، در این حالت بازتاب از طریق پراکندگی تک تک امواج رادیویی به وسیله ی الکترون های موجود در دنباله ایجاد می شود. همچنان که دنباله پخش می شود اتلاف همدوسی امواج پراکنده شده ، کاهش سیگنال سریعی را موجب می شود. کاهش توان سیگنال ، نمایی است. ثابت زمانی این تابع نمایی بستگی به سرعت پخش شدگی دارد که خود ضرورتا تابعی از چگالی اتمسفر است.
نوسانات فرنل
بازتاب آینه ای می تواند با تداخل موجی توضیح داده شود . امواج رادیویی در واقع از همه بخش های یک شهاب پراکنده می شود . ولی تداخل سازنده تنها در جهت های معین در طول مسیرهای مشخص شده در اپتیک هندسی رخ می دهد. هرچه یک نفطه دنباله به نقطه بازتاب هندسی نزدیک تر باشد ، تاثیر آن روی سیگنال نهایی بیشتر است. در شرایط کاربردی ، چند کیلومتر محدود از دنباله شهاب به طور موثر در سیگنال نهایی سهیم است. با این که مناسبتر است که به جای ((نقطه بازتاب)) ، از (( بخش بازتاب)) صحبت کنیم ، اما این اصطلاح ( نقطه بازتاب) معمولا به دلیل همسو بودن مناسب با اپتیک هندسی استفاده می شود.
شکل۵_اساس و خاستگاه نوسانات فرنل
می توانیم نگاهی دقیقتر به فرآیند بازتاب داشته باشیم . نگاهی به شکل a–۵ واضح است که سیگنال بازتابی از نقطه q مسیر طولانی تری از سیگنال بازتابی از نقطه p را طی می کند . بنابراین اختلاف فازی بین دو سیگنال وجود دارد. می توان نواحی تداخل سازنده و نواحی تداخل ویرانگر با ((سیگنال اصلی)) ، ( سیگنال از طریق p ، نقطه بازتاب پیش بینی شده با اپتیک هندسی) را تعریف کرد که به ترتیب به رنگ های سیاه و سفید در شکل a-5 رنگ آمیزی شده اند. این نواحی ، ((نواحی فرنل)) نامیده می شوند . در حین یک پرواز شهابی ، نواحی سفید وسیاه دنباله به طور متناوب شکل می گیرند که منجر به تقویت و تضعیف سیگنال به وسیله تداخل می شود. بنابراین توان دریافتی ار دنباله شهابی در حال شکل گیری به صورتی که در شکل b-5 نشان داده شده است تحول می یابد.
سیگنال های دریافتی از یک شهاب به صورت نرمال به کمتر از یک دهم(۱. ۰) ثانیه زمان برای رسیدن به توان بیشین ( Maximal) نیاز دارد . برای ثبت تداخل های فرنل ، بازه های نمودار از چند صد اندازه گیری در ثانیه مورد نیاز است.
اشاره شود که اندازه نواحی فرنل مشخص است و سرعت شهابواره می تواند با محاسبه نوسانات نشان داده شده در شکل b-5 بدست آید. محاسبه اندازه نواحی فرنل زمانی ممکن است که هندسه کامل بازتاب را در اختیار داشته باشیم.
توان دریافتی
توان بیشین ( Maximal) دریافتی P(0) از یک شهاب کم چگالی به طور تقریبی از رابطه زیر به دست می آید:
که در آن PT توان فرستنده ،GT و GR به ترتیب بهره آنتن های فرستنده و گیرنده در جهت نقطه بازتاب ، Rt و RR فواصل فرستنده و گیرنده از نقطه بازتاب ، طول موج رادیویی استفاده شده ، Re شعاع کلاسیک الکترون، q چگالی خطی دنباله شهاب در نقطه بازتاب ، زاویه بین بردار میدان الکتریکی فرودی (تابشی) و راستای گیرنده (آنگونه که از نقطه برخورد دیده می شود) ، نصف زاویه پراکندگی پیشرو، یعنی نصف زاویه بین فرستنده و گیرنده ، باز هم آن گونه که از نقطه بازتاب دیده می شود و زاویه بین دنباله و صفحه انتشار است . r۰ شعاع اولیه دنباله ،کمیتی است که بعداً به تفصیل راجع به آن بحث خواهد شد . اکثر مؤلفه های هندسی در شکل۶ نشان داده شده اند .
شکل۶_برخی از مؤلفه های هندسی در پراکندگی شهابی پیشرو
برِشِ باد
در بخش های فوقانی جو ، بادهای قدرتمند، دنباله شهاب را دچار آشفتگی می کنند و موجب شکستگی ((آینه شهاب)) می شوند. در نتیجه نقاط بازتابی چند گانه در دنباله ظاهر میشوند ( یک لامپ را تصور کنید که در یک آینه ی شکسته دیده می شود) . امواج رادیویی از نقاط بازتابی مختلف با هم تداخل می کنند . با توجه به اینکه نقاط بازتاب به واسطه وزش باد ، پایدار و ثابت نیستند ، نوسانات سریعی در توان سیگنال دریافتی مشاهده می شود. این تنها در صورت گذشت چند ثانیه می تواند مشاهده شود. در نتیجه روی شهاب های کم چگالی تاثیری نمی گذارد. چرا که اینها به ندرت بیش از چند دهم ثانیه دوام می اورند. بسامد معمول نوسانات بین ۵ تا ۱۰ هرتز است. این نوسانات گاهی ((افت کننده عمیق)) نامیده می شوند.
برش باد، (( آینه شهابی)) را می شکند که منجر به ایجاد نقاط بازتابی چندگانه می شود.
انتقال دوپلری
دنباله های شهابی معمولاً به واسطه بادهای با ارتفاع بالا ، سوق پیدا می کنند که موجب ایجاد انتقال دوپلری در سیگنال های بازتابی می شود. این اثر گاهی اوقات با منحرف شدن دنباله توسط باد شدیدا زیاد می شود . چرا که نقطه بازتابش روی دنباله سُر می خورد و منجر به انتقال دوپلری بسیار بزرگتری می شود.
سرعت های سوق دنباله تا m/s100 می رسد. این متناظر با بسامد در حدود ۳۰ تا ۴۰ مگاهرتز است. انحراف و کج شدگی دنباله ، آثار شدید تری دارد. مشاهدات با تنظیمات پس رو نشان می دهد که فقط بازتابش گاهی با سرعت چندین کیلومتر بر ثانیه بر روی دنباله سر می خورد. مشاهدات همچنین تمایلی قوی برای انتقال دوپلری بزرگ تر در شهاب های کم دوام نسبت به شهاب های پر دوام تر را نشان می دهد.
می توان انتظار داشت که اثر سر خوردن بر روی تنظیمات پیشرو آثاری قوی تر داشته باشد، چرا که تغییرات کوچک در جهت و راستای دنباله می تواند آثاری بزرگ تر بر موقعیت نقطه بازتابش نسبت به حالت پس رو داشته باشد. یک تخمین سطحی بر اساس مقایسه شعاع انحنای بیضی گون بازتابش پراکندگی پیشرو و شعاع انحنای کره باز تابشی پس رو نشان می دهد که پراکندگی پیشرو می تواند اثر سر خوردگی را با ضریب ۱۰ تقویت کند . با در نظر گرفتن همه اینها ، انتقال دوپلری تا KHz ۱۵ به صورت تئوری در MHz ۴۰ محتمل هستند.
اشاره این که شهاب های بسیار درخشان گاهی اوقات یک ((سَر پژواک )) ، (headecho) از خود نشان می دهند . این رخداد زمانی روی می دهد که امواج رادیویی بازتابی از روی پلاسما بتواند شهابواره در حال ورود به جو را احاطه کند . با توجه به این که لایه پلاسما در حال حرکت با سرعت شهابواره است ، در طی مدت زمان ایجاد دنباله ، یک انتقال دوپلری کم دوام اما بسیار متغیر را حاصل می کند.
طیف دریافتی
در کنارانتقال دوپلری ، سیگنال پراکنده شده نیز با تغییر بازتابندگی دنباله شهاب، تحریر( مدوله) می شود ( خیزش و صعود سیگنال ، نوسانات فرنلی ، افت عمیق ، تحلیل رفتن و…). با توجه به اینکه تحریر (مدوله سازی modulation ) دامنه، نوار های جانبی را در طیف ایجاد می کند، طیف تابشی به وسیله انعکاس ، آشفته و دارای اعوعاج می شود که این مورد در شکل نشان داده شده است.
بازتابش های شهابی از یک مسیر مشخص، آن گونه که از سمت گیرنده دیده می شود ، فقط دریک باریکه از آسمان ظاهر می گردند . این نمودار نمونه ای است که با Project Meteor که برنامه ای است از Paul Vauterin محاسبه شده است و نشان دهنده محل قرار گیری بر ساوشی ها برای تنظیمات شهابی در ناحیه Ghent بلژیک در ساعت ۱۳ جهانی تاریخ ۱۲ آگوست می باشد.
پهن شدگی ( گستردگی) مؤلفه های طیفی تا چه حد بزرگ خواهد بود ؟ این بستگی به آن متغیر هایی از دامنه دارد که در سیگنال حضور دارند. هر چه دامنه پراکنده شده سریعتر تغییر کند ، پخش شدگی طیف بیشتر و بزرگتر خواهد بود.
پهن شدگی می تواند با محاسبه بسط فوریه متغیر دامنه سیگنال ، پیش بینی شود . بسامد بیشین در این بسط ، پهنای خطوط طیفی بازتابش شده را معین می کند. سریع ترین متغیر های با معنی دامنه در یک سیگنال شهابی ، خیزش( صعود) اولیه توان و نوسانات فرنلی هستند. زمان کمین ( اقل-Minimal ) رشد از مرتبه ۱۰ میلی ثانیه است. در حالی که نوسانات فرنلی بسامد بیشینی در حدود Hz ۲۰۰ دارند. بنابراین پهنای کل خطوط طیفی بازتابش شده باید از Hz ۴۰۰ تجاوز نکند.
قطبش
با توجه به اینکه یون سپهر ( یعنی لایه های D و E) و دنباله های شهابی ، پلاسماهای درون میدان مغناطیسی هستند (میدان مغناطیسی زمین) ، چرخش فارادی موج رادیویی دریافتی می تواند به وقوع بپیوندد ، یعنی صفحه قطبش موج می تواند روی مسیر آن به سمت گیرنده بچرخد.
در مورد شهاب های کم چگالی اثر تشدید (رزونانسی) هم می تواند روی قطبش موج باز تابش شده تاثیر بگذارد. در آغاز پخش شدگی دنباله ، لحظه ای وجود دارد که در آن ، اثر تشدید در بازتابش امواج رادیویی ، با یک بردار الکتریکی عمود بر راستای دنباله اتفاق می افتد. این اثر به طور موقت سبب اقزایش ضریب بازتابش دامنه ( تا ضریب ۲) برای مؤلفه عمودی موج فرودی می شود که روی قطبش موج بازتابشی برآیند تاثیر می گذارد.
تداخل ها
تمام انواع منابع رادیویی طبیعی و همین طور ساخت بشر ، امواج رادیویی را در فرکانس های گوناگون گسیل می کنند . عموماً ما علاقمند به سیگنال های رادیویی یک منبع مشخص هستیم. سیگنال های منابع دیگر به عنوان تداخل در نظر گرفته می شوند.
تداخل از جانب دیگر فرستنده ها
هنگام تنظیم یک گیرنده برای یک فرستنده مشخص، ممکن است فرستنده دیگری با بسامد یکسان یا نزدیک به فرستنده اصلی نیز در سیگنال سهیم شوند . از بین بردن این شراکت عموماً ممکن نیست . با این حال اگر در طول یک بازتاب شهابی به یکی از گیرنده ها گوش دهیم ، در برخی شرایط می توان با کمک محتویات سیگنال (RDS ، ارتفاع مدوله سازی و …) بین فرستنده ها تمایز قرار داد . البته که بهترین را ه حل برای یافتن بسامدی با تنها یک فرستنده است.
اشاره اینکه فقط شهاب ها نیستند که می توانند امواج رادیویی را بازتاب کنند. صفحات نیز به عنوان عامل ایجاد کننده پژواک ، شناخته شده اند. تحول دامنه دریافتی با زمان ، در مورد شهاب ها بسیار متفاوت با صفحات است . بنابر این می توان به این سیگنال ها در حین روند مشاهدات توجه زیادی نشان نداد.
فرستنده های دارای بسامد های دیگر نیز در صورتی که بسامد کوک گیرنده ، دو یا سه برابر فرستنده باشد می توانند یک سیگنال ایجاد کنند. این هماهنگ ها از مجموعه گیرنده سرچشمه می گیرند یا از فرستنده تشعشع می یابند و تنها به همراه فرستنده های خیلی قوی مشاهده می شوند.
راه دیگری که فرستنده های دارای دیگر بسامدها می توانند یک سیگنال تولید کنند هنگامی است که یک یا چندین فرستنده برای بار گذاری انتهای جلویی گیرنده و ترکیب با یکدیگر و تولید میزان عظیمی از محصولات ترکیبی، به اندازه کافی قوی باشند که این منجر به ایجاد سیگنال هایی در بسامد های متعدد می شود. یک آنتن برگزیده یا صافی نوار گذر می تواند این تداخل را از بین ببرد.
تداخل نوارْ پهن (پهن باند)
هر زمانی که جرقه ای در یک ابزار الکتریکی داشته باشیم ، امواج رادیویی گسیل می شوند. بسامد این امواج رادیویی از بازه KHz تا GHz را شامل می شود. فاصله ای که در آن این امواج رادیویی می توانند با قدرت دریافت شوند بستگی به قدت جرقه ، حفاظ ابزار، موقعیت ابزار در الگوی تشعشع آنتن و … دارد . تجربیات به دست آمده در رصد خانه Oranid نشانگر این است که روشن و خاموش کردن چراغ ها می تواند از فاصله های ده متری مشاهده شود و از فاصله بیش از صد متر رهگیری شود. یک تک جرقه ،تولید یک میخه (spike)چند میلی ثانیه ای در سیگنال می کند . معمولاً رشته ( سلسله ای) از جرقه ها تولید می شود که منجر به نوعی از ((سبزه)) ( Grass) روی سیگنال می شود. ابزار های شناخته شده مولد تداخل ، برای نمونه شامل کلید های خاموش و روشن (یک میخه) لامپ های TL (چند ده میخه در چیزی حدود یک ثانیه )، موتور محرکه اسکوتر ها و قطار ها ( سبزه های پیوسته – continous grass) و … می با شند.
تداخل های نوار پهن طبیعی هم وجود دارد . رعد و برق ، برای نمونه ، به عنوان عاملی برای تولید تداخل های رادیویی نوار پهن قوی ، شناخته شده است . سیگنال های ساطع شده از رعد و برق شامل یک رشته از میخه ها در بازه تقریباً برابر هستند.
از بین بردن تداخل نوار پهن می تواند با بکار گیری یک گیرنده ثانویه که در بسامدی کمی متفاوت کوک شده باشدصورت پذیرد . سیگنال های ناشی از فرستنده ها ، در هر دو گیرنده متفاوت خواهند بود ، در حالی که تداخل نوار پهن ، یکسان به نظر خواهد رسید . بهترین مقایسه بین هر دو سیگنال می تواند توسط کامپیوتر انجام شود. چنین تنظیمات خودکاری در دانشگاه Ghent در حال اجراست: تنظیمات prometeos
– با سپاس فراوان از سرکار خانم مریم اکبرزادگان که بدون همیاری ایشان ، این مقاله در زمان مقرر آماده انتشار نمی شد.
تعداد شهاب در ساعت از دید هر ناظر در شبهای رصدی که بارش شهابی هم هست، در درجه‌ی اول مشارکت رصدگران و تبادل تعداد شهابهای مشاهده شده توسط هر فرد است. البته این حالت ایده‌آل رصد در شب بارش شهابی است. با این حال می‌دانیم که شرایط همیشه ایده‌آل نیستند! خطای رصدگر همیشه متغیری است که باعث کاهش دقت در نتایج ZHR میشود. راه‌های مختلفی برای محاسبه‌ی ZHR داریم. تعدادی از آنها دقیقتر از بقیه هستند و محاسبه‌ی کمتری هم دارند. متغیرها (یا عوامل مؤثر) در ZHR اینها هستند: ابرها، محدودیت قدر، فاصله‌ی سمت‌رأسی گسترش یا دنباله‌ی شهابها تا افق،عرض جغرافیایی رصدگر و هوشیاری رصدگر.
گزارش صحیح رصد ، بسیار مهم است. این کار می تواند بوسیله ذخیره کردن اطلاعات در ضبط و یادداشت های روی کاغذ بدون اینکه چشمانتان را از آسمان برداشته باشید انجام شود.این یادداشت ها باید تمام اطلاعات زیر را داشته باشد.
زمین در مسیر گردش خود به دور خورشید ، گاهی از مدار دنباله دارهایی می گذرد.ذرات به جا مانده از این دنباله دارها در مدار زمین باقی مانده و با آن برخورد می کنند که حاصل آن در زمین بارش شهابی است. به طور مثال بارش شهابی اسدی از گذر دنبله دار تمپل –تاتل به وجود می آید .
بی شک دستاورد های بزرگ انسان در علم امروز با تکیه بر دانش پیشینیان خود می باشد. در مواردی او پیشینیان خود را نفی و نظریات آنها را با استدلال بر پایه منطق رد می کند و در بسیاری از موارد علم آنها را تنها گسترش داده است. امروزه تاریخ را به عنوان یک علم می شناسیم که علومی نظیر باستان شناسی از زیر شاخه های تاریخ است. تعاریف مختلفی از تاریخ توسط بزرگان علم، فلسفه و دین نظیر هگل در طی قرون مختلف بیان شده است ولی آیا می توان افسانه ها را به عنوان تاریخ قبول کرد؟ جواب آری است. برای مثال خدایان افسانه های مصری اغلب فرعون ها و در مواردی کاهنان و جادوگران بودند( سِتی برادر خود اُسیریس را کشته و خود به مقام فرعونی میرسد که هردو اینها از خدایانند و یا معمار اهرام ثلاثه و کاهن اعظم معبد فرعون در زمان خافره یعنی همان ایمپوتمپ خود خدا بود.) و یا در افسانه های آنگلو ساکسون اودین یا وودین کاهن اعظم قصر والهالا بود که به فرمانروا گیملی خدمت می کرد که ما او را به عنوان خدا با لقب پدر میشناسیم. بعده ها مسیحیان لقب پدر که متعلق به اودین بود را بر کاهنان خود یعنی کشیشان گذاشتند.
متنی که در اینجا آورده شده است ، از کتاب سیزده برنامه ی اخترشناسی نوشته ایزاک آسیموف و با ترجمه ی دکتر محمدرضا غفاری انتخاب شده است.
شاید مهم ترین وظیفه ای که یک منجم آماتور در قبال آسمان دارد ، لذت بردن از آن است.بدون اغراق ، آسمان بالای سر آنقدر زیبا و جذاب هست که یک منجم آماتور بتواند تا آخر عمرش از زیبایی های آن لذت ببرد و سیر نشود. یکی از زیباترین اتفاقاتی که در آسمان می افتد ، ظهور بارش های شهابی است. در یک بارش شهابی ایده آل شما صدها شهاب را در هر ساعت می توانید ببینید. شهاب هایی که کاملا از نظر روشنایی ، مسیر حرکت ، رنگ و دیگر مشخصات با یکدیگر تفاوت دارند ؛ هر شهاب شناسنامه ی مخصوص به خودش را دارد.شهاب ها به صورت پیش بینی نشده ای در هر جای آسمان ظاهر می شوند ، و همین پیش بینی ناپذیر بودن رویت یک شهاب ، دیدن آن را هیجان بخش می کند ، به گونه ای که فریاد کشیدن در زمان دیدن یک شهاب پر نور امری بسیار عادی است.همین پیش بینی ناپذیر بودن است که گاهی موجب می شود دیدن یک شهاب گذرا در دل شهر هیجان انگیز تر از دیدن یک کسوف که با دقت ثانیه پیش بینی شده است باشد. در این نوشته قصد دارم به مواردی بپردازم که باعث می شوند لذتی که از یک بارش شهابی میبرید دو چندان شود.
