MS Dokumentation 600 - darc.de · „Sternschnuppe“ genannte Erscheinung wird wissenschaftlich der oder das Meteor genannt (Mehrzahl Meteore). Dieser Begriff bezeichnet streng genommen

Meteorscatter Im Amateurfunk

Reflexionen von Radiowellen an Meteoren und die Anwendung im Amateurfunk: Astronomische Grundlagen, Betriebstechnik und Stationsausrüstung

Eine Zusammenfassung von Christoph Dörle, DH9GCD

Meteorscatter im Amateurfunk Seite 2 von 44

Christoph Dörle, DH9GCD

Aktuelle Ausgabe: 4. August 2007 Begriffe und eingetragene Warenzeichen, die im Text verwendet werden, sind ausschließlich das Eigentum der entsprechenden Unternehmen. Alle Rechte vorbehalten. Der Nachdruck ist ohne schriftliche Genehmigung des Autors untersagt. © Copyright by Christoph Dörle, 2005, 2006, 2007



Inhaltsverzeichnis: 1. Einleitung 2. Astronomische Grundlagen 2.1.1. Kometen 2.1.2. Meteoroidenschauer 2.1.3. Eigenschaften der Meteoroidenschauer 2.1.4. Namengebung von Meteoroidenschauer 2.2. Sporadische Meteoroide 2.3. Entstehung von Radioreflexionen 3. Reflexionsgeometrie 3.1. Der Radiant 3.2. Die „hot spots“ 3.3. Überbrückbare Entfernungen 3.4. Vertikaler Abstrahlwinkel der Antenne 3.5. Horizontaler Öffnungswinkel der Antenne 3.6. Sidescatter, Backscatter 4. Betriebstechnik 4.1. Grundlegendes zum Ablauf einer MS-Verbindung 4.1.1. Übertragungsgeschwindigkeiten der verschiedenen Betriebsarten 4.1.2. Dauer des QSO, Sende- und Empfangsperioden 4.1.3. Verkürzen des QSO-Textes 4.1.4. Das Rapportsystem 4.2. Aufbau eines Meteorscatter-QSO 4.2.1. Der Sked Schrittweiser Ablauf des QSO

Der tailender im Sked-Betrieb 4.2.2. Random-Betrieb

Der tailender im Random-Betrieb Das QSY- oder Buchstaben-System

4.3. Die Missingcodes 4.4. Betriebsstrategien 4.5. MS-Frequenzen im 6m- und 2m-Band 5. Technik für Meteorscatter 5.1. Transceiver 5.1.1. Sender 5.1.2. Empfänger 5.2. Antenne, Vorverstärker 5.3.1. Zusatzgeräte, RX 5.3.2. Zusatzgeräte, TX 5.3.3. Komplettlösungen für den PC

WinMSDSP 2000 WSJT

5.4. Technische Zusatzinformationen 5.4.1. Interface für WinMSDSP und WSJT 5.4.2. Bandbreite der Aussendungen 5.4.3. Hohe Tastgeschwindigkeiten 6. Sonstiges 6.1. Das QSO-Protokoll 6.2. Die QSL-Karte 6.3. Geschichtlicher Rückblick 6.3.1. Kommerzielle Systeme 6.3.2. Amateurfunk 7. Quellennachweise und Internet Links

Andere Quellen 8. Der Autor 9. Notizen



1. Einleitung Während auf Kurzwelle die Wellenausbreitung über die F2-Schicht der Ionosphäre dominiert, sind Überreichweiten in den niederfrequenten UKW-Bändern (6m- und 2m- Band) in den verschiedensten Formen zu beobachten. Zum Beispiel als Troposcatter, Ionoscatter, Sporadic E, FAI (Field-aligned irregularities), Aurora oder Meteorscatter, im Folgenden auch mit „MS“ abgekürzt. Ist mit Troposcatter der UKW-Horizont erreicht, hilft MS weiter. Meteorscatter verbindet Astronomie mit Amateurfunk. Um erfolgreich diese Ausbreitungsart ausnutzen zu können, sind astronomische Grundkenntnisse in Bezug auf Meteoroide gefragt. Es werden besondere Anforderungen an die Betriebstechnik des Funkamateurs gestellt. Günstige Zeiten für MS lassen sich voraussagen aber der Erfolg einer Funkverbindung lässt sich nicht garantieren. Das macht die ganze Angelegenheit so spannend. Der Begriff „Meteorscatter“ ist etwas irreführend. Es ist nicht der Meteoroid selbst, der Signale reflektiert, sondern die ionisierte Bahn, die beim Verglühen entsteht. Ist man bereits auf 2m in den Schmalbandbetriebsarten (SSB / CW) QRV, ist meist schon die benötigte HF-Technik vorhanden. Es fehlen dann nur noch wenige Zusatzgeräte. 2. Astronomische Grundlagen Unser Planetensystem entstand vor etwa 4,5 Milliarden Jahren aus einem Materiewirbel. Nach und nach schloss sich die Materie zusammen. Es bildeten sich die Planeten. Bekanntlich bewegen diese sich in einer annähernd kreisförmigen Bahn um die Sonne. Daneben existieren zwei Gruppen von Körpern aus der solaren Urmaterie, die sich nicht zu Planeten zusammenlagerten: Kometen und Asteroide (Asteroide siehe Kapitel 2.2.) [25] 2.1.1. Kometen Die Kometen ziehen auf lang gestreckten Ellipsen ihre Bahnen um unser Zentralgestirn. 1995 waren 878 Kometen katalogisiert und ihre Bahnen grob berechnet. 184 davon sind periodische Kometen mit Umlaufzeiten (Perioden) unter 200 Jahren. Manche der restlichen sind zweifelsohne ebenfalls periodisch, aber ihre Bahnen konnten noch nicht genau genug bestimmt werden, um sich darin sicher zu sein. Die meisten Kometen haben eine Periode von mehreren tausend Jahren. Die stark exzentrischen Bahnen reichen weit hinter die Bahn des Pluto, dem Äußersten der neun Planeten. Die Kometen bestehen aus einer lockeren Ansammlung gefrorener, leichter Elemente wie Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff und feste Bestandteile wie Silikatstaub, Gesteinen und Metallen. [25] Diese oft als „schmutzige Schneebälle“ bezeichneten Körper haben ihren Ursprung in der Oortschen Wolke bzw. dem Kuipergürtel: [25][24] 1950 bemerkte der holländische Astronom Jan Hendrik Oort bei seiner Komentenforschung, dass bisher kein Komet mit einem Orbit beobachtet wurde, der darauf schließen lässt, dass er aus dem interstellaren Raum kommen würde. Die meisten Aphelien von Kometen (sonnenweitester Punkt im Kometenorbit) mit langen Perioden liegen bei einer Distanz von ungefähr 50.000 A.E. (A.E. = Astronomische Einheit, Distanz zwischen Erde und Sonne: 149.500.000 km). Er schloss daraus, dass Kometen aus einer riesigen Wolke in den äußeren Regionen des Sonnensystems stammen. Die einzelnen Kometen sind so klein und so weit entfernt, dass es bisher leider keine direkten Beweise für eine solche nach Oort benannten Wolke gibt. Man hält die Oortsche Wolke für die Quelle der Kometen mit langen Umlaufzeiten (>200 Jahre). [12]



Der Kuipergürtel ist eine scheibenförmige Region außerhalb der Umlaufbahn des Neptuns (ca. 30 bis 100 A.E. von der Sonne entfernt) und enthält kleine eisige Körper. Erst ab 1995 gelang es mit Hilfe des Hubble Space Telescopes (HST) effektiv Objekte bis zu einer Größe von 6km nachzuweisen. Bis Anfang 1999 wurden knapp 100 Objekte in dieser Region entdeckt. Eine Hochrechnung zeigt, dass es etwa 200 Millionen Objekte mit einem Durchmesser von 6 bis über 100 km geben muss. Gelegentlich wird die Bahn eines Objekts aus dem Kuipergürtel derart durch Wechselwirkungen zwischen den Gasriesen Neptun und Pluto beeinflusst, dass es mit einem der Riesenplaneten kollidiert, aus dem Sonnensystem herausgeschleudert oder in das innere abgelenkt wird. Gelangt so ein Körper auf eine elliptische Bahn um die Sonne, kann man ihn als Kometen klassifizieren. Man hält den Kuipergürtel für die Quelle der Kometen mit kurzen Umlaufzeiten (<200 Jahre). [12][11]

Bild 2.1.1.a.: Schema der Oortschen Wolke und des Kuipergürtels



Kommt ein Komet in den sonnennahen Abschnitt seiner Bahn (ungefähr innerhalb Jupiters Orbit), bilden sich durch den Sonnenwind und dem Strahlungsdruck der Sonne mehrere Schweife:

• Koma: dichte Wolke aus Wasser, Kohlendioxid, Kohlenmonoxid, Methan, Ammoniak, Methanol, Formaldehyd, die vom Kern des Kometen (Nukleus) absublimieren (verdampfen).

• Wasserstoffwolke: Riesige, aber dünne Hülle aus neutralem Wasserstoff mit einem

Durchmesser von einigen Millionen Kilometer.

• Staubschweif: Er besteht hauptsächlich aus Staubpartikeln. Sie werden mit den entweichenden Gasen vom Kern weggetrieben. Bis zu zehn Millionen Kilometer lang und mit bloßem Auge sichtbar. Durch die höhere Dichte der Staubpartikel ist der Staubschweif in der Regel gekrümmt.

• Ionenschweif: Er setzt sich aus Plasma, Strahlen und Strömen zusammen, die von

Wechselwirkungen mit dem Sonnenwind hervorgerufen werden. Er ist bis zu 100 Millionen Kilometer lang.

Der Komet verliert so auf seiner Bahn an der Sonne vorbei ständig einen Teil seiner Masse. Typisch beträgt der Masseverlust dabei 0,1% der Kometenmasse. Die nun „selbständigen“ Objekte folgen nun mehr oder weniger genau dem Ursprungskometen auf nahezu parallelen Bahnen. Im sonnennähesten Punkt, dem Perihel, ist der Masseverlust am größten. Pro Jahr durchqueren ungefähr 20 bis 30 Kometen ihren Perihel. [25]

Bild 2.1.1.b.: Komet mit Schweif am Nachthimmel (schwach ist auch der Gasschweif über dem

helleren Staubschweif zu erkennen)



2.1.2. Meteoroidenschauer [24][25][26] Kreuzt die Erde eine Bahn eines Kometen und damit den Strom der Materieteilchen, werden diese von der Erdanziehung erfasst und verglühen in der Atmosphäre. Die im Volksmund „Sternschnuppe“ genannte Erscheinung wird wissenschaftlich der oder das Meteor genannt (Mehrzahl Meteore). Dieser Begriff bezeichnet streng genommen nur den am Himmel beobachtbaren Leuchtvorgang. Der Name „Schnuppe“ entstand im 15. Jahrhundert im nord- und mitteldeutschen Raum. Er bezeichnet das abgeschnittene und verkohlte Ende eines Kerzendochtes. Das Putzen des Lichtes verglich man mit dem Schnäuzen der Nase. Früher wurden Sternschnuppen als Putzabfälle der Sterne betrachtet. Meteoroide sind die festen „Kleinteile“ im Weltall, die zu klein sind, um in die Reihe der Planetoiden aufgenommen zu werden. Ein gehäuftes Auftreten von Meteoroide nennt man Meteoroidenschauer oder Mereoroidenströme. Ist der Körper so groß, dass er nicht vollständig in der Erdatmosphäre verglüht, schlägt er schließlich auf der Erde auf. Man spricht dann von einem Meteoriten. Diese irreführenden Bezeichnungen stammen alle aus der ersten Hälfte des 18ten Jahrhunderts, als Meteore zu den meteorologischen Erscheinungen wie Blitze usw. gezählt wurden. Das Wort Meteor selbst kommt aus der griechischen Sprache. Es wurde aus „Metéoron“ abgeleitet, was für „Himmels-“ oder „Lufterscheinung“ steht (meteoros = unbestimmt, in der Luft schwebend). Helle Meteore werden im Deutschen als Feuerkugeln oder Boliden bezeichnet.

Bild 2.1.2.: Ein Komet mit Schweif auf seiner Bahn durch das Sonnensystem

2.1.3. Eigenschaften der Meteoroidenschauer Durch exakte Beobachtungen und Berechnungen gelang es einige Schauer mit bestimmten Kometen in Verbindung zu bringen. So bewegt sich die Erde jedes Jahr am 12. August durch die Perseiden, den Hinterlassenschaften des Kometen Swift-Tuttle. [26] Der Komet Halley ist der Ursprung des Orionidenschauers im Oktober. Ausnahmestellungen nehmen die Geminiden und die Arietiden ein. Sie stammen von Asteroiden (Asteroid 3200 Pheothon und Asteroid Icarus 1566). Eine ausführlichere Übersicht dieser Zusammenhänge liefert folgende Tabelle:



Komet Periode Meteoroidenschauer

21P/Giacobini-Zinner (1946 V) Pi Puppiden Asteroid Icarus 1566 Arietiden 1P/Halley 76,1 Jahre Orioniden und Eta-Aquariden Thatcher 1861 I 329 Jahre Lyriden Encke (1971 II) Tauriden 55P/Tempel-Tuttle 33 Jahre Leoniden Blanpain (1819 V) Dezember Phoeniciden Asteroid 3200 Pheothon 1,83 Jahre Geminiden 8P/Tuttle 13,5 Jahre Ursiden 109P/Swift-Tuttle 135 Jahre Perseiden

Tabelle 2.1.3.: Kometen und ihre Meteoroidenschauer

Da die Umlaufzeit der Erde und die Bahnen der Meteoroide bekannt sind, kann man die Zeitpunkte von Schauern relativ genau voraussagen. Grundsätzlich braucht die Erde 365,25 Tage für einen Orbit um die Sonne. Dies entspricht einem astronomischen Jahr. Für die Berechnung eines Schauers muss darum jedes Jahr 6 Stunden hinzugezählt werden. In Schaltjahren hingegen muss nach dem 29. Februar und im folgenden Jahr vor dem 29. Februar für alle Schauer ein Tag abgezogen werden. Allerdings kann es auch zu größeren Abweichungen (einige Stunden) kommen, da die Kometenbahnen auch von anderen Faktoren beeinflusst werden. Es ist zum Beispiel möglich, dass ein Komet und die Materieströme durch die Gravitation eines Planeten (Jupiter) von der Bahn abgelenkt werden. So können dann mehrere Teilchenspuren eines Kometen entstehen. Es gibt darum leider keine Methode, die exakte Bahn des Kometen zu bestimmen. Die Vorhersagen stützen sich deswegen hauptsächlich auf die Daten von vergangenen Schauern, aus denen dann ein Bahnmodell errechnet wird. Die in Tabelle 2.1.4.b. angegebenen Werte sind somit nur als Richtwerte zu betrachten. Genauere Zeiten erhält man aus jährlich erscheinenden astronomischen Publikationen. Die Schauer, bei denen die Teilchen noch sehr nahe an der Bahn des Ursprungskometen sind, haben ein scharf definiertes Maximum und die Zahl der auftretenden Meteore ist groß. Solche periodischen Schauer zeigen sich im regelmäßigen Abstand als regelrechte Stürme wie z.B. die Leoniden '98. Bei „älteren“ Meteoroidenschauer hat sich der größte Teil der Kometenmasse auf der Umlaufbahn verteilt. Zusätzlich driften die Teilchen durch äußere Einflüsse wie z.B. dem Sonnenwind auseinander. Diese Schauer dauern länger aber die Aktivitäten sind nicht sehr groß. Es zeigen sich auch keine großen jährlichen Schwankungen. Ist der Komet noch nicht vollständig zerfallen, können aber auch hier trotzdem Stürme auftreten, bei denen mitunter bis zu 500 Meteoroide pro Stunde zu beobachten sind. Durch die beschriebenen Vorgänge trifft die Erde jedes Jahr immer auf verschiedene Dichten, weshalb die Aktivität eines Schauers jedes Mal anders ausfällt. Als Maß dafür haben Astronomen die ZHR eingeführt. Die Abkürzung steht für „zenithal hourly rate“. Sie beschreibt die Anzahl von Meteoren, die man theoretisch mit dem bloßen Auge pro Stunde bei absoluter Dunkelheit erkennen könnte, wenn der Radiant im Zenit steht, sprich 90 Grad Elevation aufweist. [14] 2.1.4. Namengebung von Meteoroidenschauer [14] Die Meteore eines Schauers scheinen einem bestimmten Teil des Himmels zu entströmen. Verlängert man die Flugbahnen zurück, so treffen sie sich scheinbar in einem als Radiant bezeichneten Fluchtpunkt. Dies ist ein rein perspektivischer Effekt, in der Realität sind die Bahnen der Meteore parallel.



Bild 2.1.4.a.: Leoniden '98, Fischaugenobjektiv, Astronomisches Observatorium Modra, Slowakei.

Vier Stunden Belichtungszeit

Das Sternbild in dem sich dieser Fluchtpunkt befindet gibt den meisten Meteoroidenschauer seinen Namen. Als Beispiel seien die Perseiden oder Laurentiustränen, deren Radiant im Sternbild Perseus liegt, oder die Orioniden im Sternbild Orion genannt.

Schauer Radiant im Sternbild

Quadrantiden Bootes Lyriden Leier Eta Aquariden Wassermann Perseiden Perseus Orioniden Orion Leoniden Löwe Geminiden Zwillinge Ursiden Kl. Bärin

Tabelle 2.1.4.b.: Meteoroidenschauer und Lage des Radianten



Von großer Wichtigkeit für die Beobachtung von Meteoren und auch für die Planung von Meteorscatter-Versuchen ist die Tatsache, dass sich die Radianten mit ihren Sternbildern durch die Erddrehung am Himmel weiterbewegen. So wie die Sonne, der Mond und die Sternbilder im Osten aufgehen und im Westen untergehen, verändern die Radianten ständig Elevation und Azimut. Einige Sterne bzw. Sternbilder liegen aber so nahe am Polarstern, um den sich der Himmel zu drehen scheint, dass diese und mit ihnen die entsprechenden Radianten nie hinter dem Horizont verschwinden. Diese Sterne werden Zirkumpolarsterne genannt. Die Quadrantiden, Perseiden und die Ursiden sind zirkumpolar. [1]

Tabelle 2.1.4.c.: Die größten und wichtigsten Meteoroidenschauer der nördlichen Hemisphäre



2.2. Sporadische Meteoroide Neben diesen Schauern gibt es aber auch sporadisch auftretende Meteoroide. Sie stammen von „sehr alten“ Meteoroidenströmen, deren Komet sich bereits aufgelöst hat und die Teilchen sich soweit verteilt haben, dass sie keinen wahrnehmbaren Schauer mehr produzieren. Eine weitere Quelle für sporadische Meteoroide ist der Asteroidengürtel, der zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter liegt. Dort tummeln sich Gesteinsbrocken von wenigen Zentimeter bis einigen Kilometern Durchmesser. Werden diese durch Kollisionen untereinander von ihrer ursprünglichen Bahn abgelenkt, können sie in Richtung des inneren Sonnensystems treiben. Die Gesteinsstücke folgen einer Bahn, die durch die Gravitation der Sonne und der Planeten bestimmt wird. Schneidet das Gesteinsstück die Bahn der Erde, wird es zum Meteor. [24][26]

Tabelle 2.2.a.: Schema des Asteroidengürtels



Bei Sonnenaufgang erscheinen die sporadische Meteoroiden gehäuft, weil sich der eigene Beobachtungspunkt dann direkt in die im interplanetaren Raum befindlichen Materieteilchen hinein bewegt. Die tägliche Aktivität beschreibt deshalb einen sinusförmigen Verlauf, wobei am Morgen etwa die dreifache Anzahl an Meteore auszumachen ist als am Abend. Unzählige solcher Meteoroide treten jeden Tag in die Atmosphäre ein, aber relativ wenige haben die benötigte Größe, Geschwindigkeit und Orientierung zur Erde, um sie für MS-Verbindungen ausnutzen zu können. Die Charakteristik von sporadischen Meteoroide ist in einer MS-Verbindung leicht von Meteoroide eines Schauers zu unterscheiden. So können Reflexionen für 15 Minuten völlig ausbleiben und in einer Minute mehrere sehr ausgeprägte Reflexionen auftreten. Günstige Zeiten für Versuche mit sporadischen Meteoroide sind zwischen 0400 UTC und 0800 UTC. Die beste Zeit, um sporadische Meteore visuell zu beobachten, ist zwischen 0000 UTC und 0200 UTC. Nach 0200 UTC beginnt der Nachthimmel in den Sommermonaten schon wieder aufzuhellen. Da diese Meteoroide aus verschiedenen Richtungen in die Erdatmosphäre einfallen, besitzen sie im Gegensatz zu Schauern keinen gemeinsamen Radianten, den man beachten müsste. Als Maßangabe wird hier auch nicht ZHR verwendet, sondern nur HR (hourly rate). Die Dichte dieser sporadischen Partikel im Weltraum ist nicht als konstant anzusehen. Das Diagramm zeigt den jährlichen Verlauf für Europa. [1]

Bild 2.2.b.: Diagramm, HR sporadischer Meteoroide in Abhängigkeit von der Jahreszeit

2.3. Entstehung von Radioreflexionen Beim Eintritt in die Erdatmosphäre kollidiert ein Meteoroid mit Luftmolekülen, was zu einer so großen Hitze führt, dass Atome aus dem Meteoroid herausdampfen. Diese freigesetzten Atome behalten annähernd die gleiche Geschwindigkeit bei wie der Meteoroid selbst und kollidieren ebenfalls mit Luftmolekülen. Die kinetische Energie (Bewegungsenergie) erhitzt die Luftmoleküle so stark, dass sie sich ionisieren. Es bildet sich eine Spur aus freien Elektronen und positiven Ionen (Plasma, ionisiertes Gas) entlang der Flugbahn. Die freigesetzte Energie teilt sich in Hitze (99,895%), Licht (0,1%) und Ionisation (0,005%) auf. [5] Die Ionisation unterscheidet sich kaum von der in der Ionosphäre vorkommenden, außer dass sie in Form einer langen Spur auftritt und sich hauptsächlich durch Dispersion (Verflüchtigung) auflöst im Gegensatz zur Ionosphäre, die sich durch Rekombination abbaut. Bei dem niedrigen Luftdruck in 100km Höhe sind die Luftmoleküle zu weit auseinander, um eine Rekombination von freien Elektronen und Ionen zu erlauben.



Nur die Lichterscheinung des Meteors entsteht entgegen der weit verbreiteten Meinung nicht durch das durch die Reibung mit den Luftschichten erzeugte Verglühen der Staubpartikel, sondern durch die Wiedervereinigung von freien Elektronen und Ionen (Rekombinations-Leuchten). [25] Der sichtbare Schweif kann übrigens eine Länge von 100 km erreichen. Ist die Ionisationsdichte und zugleich der Durchmesser dieses Plasmakanals groß genug (Größenordnung ca. 1m), wird auftreffende HF-Energie vollständig an der Oberfläche reflektiert. Diese Bahnen werden in der Meteorphysik „overdense trails“ genannt, was man mit „überdichte Bahnen“ übersetzen könnte. Die Elektronendichte ist für „overdense trails“ mit ≥ 1x1014 e/m (Elektronen/Meter) definiert. Die Plasmafrequenz ist größer oder gleich der reflektierten Frequenz. Die Plasmafrequenz oder „kritische Frequenz“ beschreibt die maximale Frequenz, bei der HF-Energie von einem Plasma reflektiert wird. Sie ist zur Ionnendichte proportional. Bei „overdense trails“ kommt es meist zu Polarisationsdrehungen und den damit verbundenen Signalschwankungen (fading, QSB). Zusätzlich können auch Scherwinde in der unteren Ionosphäre fading verursachen. Die Reflexionsspur wird dabei durch den Wind verformt und es bilden sich mehrere Reflexionspunkte, die sich durch den Wind zusätzlich bewegen. Das reflektierte Signal überlagert sich, was sich durch gleichmäßige Signalschwankungen bemerkbar macht. Dieses QSB wird oft als „diversity QSB“ oder „deep fading“ bezeichnet. Unmittelbar nachdem der Plasmakanal durch den Meteor geformt wurde, breiten sich die Elektronen durch die abstoßende Wirkung sehr schnell aus (1-10m/s). Die Feldstärke kann aufgrund der zunehmenden Reflexionsfläche bei ausreichender Ionisation kurzzeitig sogar zunehmen. [15] Ein weiteres Ausdehnen des Plasmakanals hat aber schließlich eine Abnahme der Elektronendichte zur Folge. Die Plasmafrequenz ist nun kleiner als die auftreffende Frequenz. Man spricht nicht mehr von einem Plasma. Bei diesen so genannten „underdense trails“ kann nun HF-Energie in die Bahn eindringen. Sie wird nicht mehr reflektiert, sondern von den einzelnen Elektronen aufgenommen und ungleichmäßig wiederabgestrahlt. Daher der Name Meteorscatter (engl. scatter = streuen). Bei diesen „underdense trails“ tritt keine Polarisationsdrehung mehr auf. Die Feldstärke fällt sehr schnell ab, bis sich schließlich die Spur aufgelöst hat. Die Abnahme der Feldstärke verläuft exponential und die Abfallzeit wird hauptsächlich von der Dichte der Atmosphäre bestimmt. Ein Meteoroid, der eine vergleichsweise kleine Ionisation hervorruft, bildet nicht unbedingt einen „overdense trail“ aus. Es entsteht dann von Anfang an nur ein „underdense trail“. Die Reflexionen haben im Allgemeinen nur eine Dauer von Bruchteilen einer Sekunde bis zu einer Minute, selten länger. [16][23] Als Besonderheit gelten Reflexionen, deren Signale mit einem Dopplereffekt behaftet sind. Die HF-Energie, die am Kopf des Plasmakanals reflektiert wird, während der Meteoroid verglüht, erreicht den Empfänger über eine Strecke, deren Länge sich durch die Eintrittsgeschwindigkeit ändert. Dadurch entsteht der Frequenzversatz. Da dieser Effekt nur während dem Verglühen des Meteoroiden entsteht, sind die im Englischen als „head reflections“ (Kopfreflexion) bezeichneten Doppler-Signale im Verhältnis zur Gesamtlänge der Reflexion nur von kurzer Dauer. [15]



Bild 2.3.a.: Diagramme, Signalverlauf eines „underdense trails“ (links) und eines „overdense

trails“ (rechts) [16][23] Um die Reflexionen während einer Funkverbindung und damit die momentanen Ausbreitungsbedingungen beurteilen zu können unterscheiden Funkamateure zwischen „Pings“ und „Bursts“. Die Definitionen von Pings und Bursts sind zum Teil stark abweichend. Während einige einen Ping als Reflexion bezeichnen, die sich auch anhört wie ein „pinnnggg“, definieren andere einen Ping als kurze Reflexion ohne Informationsgehalt. Wobei diese Definition natürlich von der verwendeten Übertragungsgeschwindigkeit abhängt und deswegen heutzutage überholt ist. Als dritte Variante werden Pings als Reflexion kürzer als eine Sekunde bezeichnet. Es ist klar, dass mit diesen Auslegungen keine Vergleiche von Funkverbindungen möglich sind. Diese Angaben sind aus wissenschaftlicher Sicht wertlos. Hier soll eine einheitliche Definition abhelfen, die 1999 in der Region 1 IARU-Konferenz in Lillehammer beschlossen wurde. [6]

Ping Reflexion eines „underdense trail“ Burst Reflexion eines „overdense trail“



Die „underdense trails“ und „overdense trails“ können mit ausreichender Genauigkeit anhand der Länge der Reflexion unterschieden werden, wobei die verwendete Frequenz zu beachten ist. Die Tabelle zeigt die übertragenen Zeichen in einem „underdense trail“ maximaler Länge für normales CW (100 Zeichen pro Minute), durchschnittliches HSCW (CW-Variante für Meteorscatter, 3000 Zeichen pro Minute) und FSK441 (8820 Zeichen pro Minute). Näheres zu Betriebsarten siehe Kapitel 4.

Frequenz Dauer Übertragungsgeschwindigkeit

Anzahl an übertragenen Zeichen

50 MHz 1 s 100 Zeichen pro Minute 2 50 MHz 1 s 3000 Zeichen pro Minute 50 50 MHz 1 s 8820 Zeichen pro Minute 147

70 MHz 0,5 s 100 Zeichen pro Minute 1 70 MHz 0,5 s 3000 Zeichen pro Minute 26 70 MHz 0,5 s 8820 Zeichen pro Minute 75



Tabelle 2.3.b.: Maximale Dauer eines „underdense trail“ (Ping) [6]

Zur Berechnung dieser Tabelle wurde folgende Formel verwendet: t = (300 / f) 2 / 36 t - Dauer in Sekunden f - Frequenz in MHz Die Dauer und Feldstärke einer Reflexion wird von

• der Masse der Teilchen • der Eintrittsgeschwindigkeit der Teilchen • dem Metallanteil der Teilchen • der Frequenz • der Geometrie zwischen Sender, Meteoroidenspur und Empfänger (siehe Kapitel 3) • Luftbewegungen in der unteren Ionosphäre (siehe Kapitel 2.3)

bestimmt. Erläuterungen: Die Masse der Teilchen: Die kinetische Energie ist proportional zur Masse (E=1/2 m*v2). Haben die Meteoroide eine Masse von mindestens 0,001 g bei einer Abmessung von 1 mm, kommt es zu einem ausreichenden Reflexionsvermögen für Wellen im UKW-Bereich.



Die Eintrittsgeschwindigkeit der Teilchen: Die kinetische Energie ist proportional zum Quadrat der Geschwindigkeit (E=1/2 m*v2). Die tatsächliche Eintrittsgeschwindigkeit hängt von 3 Faktoren ab:

• Die Bewegung der Meteoroide im Sonnensystem (8 - 75 km/s). Ungefähr 75 km/s stellt die größte Geschwindigkeit von Meteoroiden dar. Währen sie schneller, hätten sie eine so große Bewegungsenergie, dass sie unser Sonnensystem verlassen würden. Mit Hilfe des „Advanced Meteor Orbit Radar (AMOR) in Neuseeland werden aber noch schnellere Meteoroide gemessen. Sie sind somit sporadische Meteoroide interstellaren Ursprungs, welche aber aufgrund ihrer geringen Abmessungen und Häufigkeit für Meteorscatter keine Bedeutung haben. [27]

• Die Bewegung der Erde im Orbit um die Sonne (29,8 km/s). • Die Bewegung des Eintrittpunktes aufgrund der Erdrotation.

Die Eigenbewegung der Erde und die Erdrotation addieren sich in den Morgenstunden und subtrahieren sich am Abend. Die einzelnen Meteoroide treten deswegen mit einer relativen Geschwindigkeit von 8 bis 120 km/s in die Erdatmosphäre ein. Trifft ein Meteoroid mit großer Geschwindigkeit in die Atmosphäre, entsteht eine stärkere Ionisation. Dadurch werden höhere Schichten der Ionosphäre intensiver ionisiert. Je höher das Reflexionsgebiet über der Erde liegt, desto weitere Entfernungen lassen sich überbrücken. Zudem erscheinen mehr Reflexionen, da brauchbare Ionisationsspuren dann schon von kleineren Partikeln hervorgerufen werden. [14] Allerdings sind diese höheren Reflexionszonen von kürzerer Dauer, da die Luftdichte geringer ist und sich der Plasmakanal deswegen schneller auflöst. [16] Der Metallanteil der Teilchen: Je höher der Metallanteil, desto höher die Ionisierung. Die Frequenz: Bei einer gegebenen Frequenz entstehen die stärksten Reflexionen (Dauer und Feldstärke) dann, wenn der Plasmakanal die größten Ausmaße annimmt und gleichzeitig für diese Frequenz noch die benötigte Ionisation besteht, um sie zu reflektieren. Wird ein höherer Frequenzbereich benutzt, ist die gleiche ionisierte Spur nur dann fähig ein Signal zu reflektieren, wenn die Spur relativ schmal im Durchmesser ist. Denn nur dann besitzt sie noch genügend Ionisation. Aber eine schmale Spur bewirkt wegen ihrer kleinen Fläche nur ein schwaches Signal. [15] Dazu gilt: Die Feldstärke (a) nimmt umgekehrt proportional zur 3/2 Potenz der Frequenz ab (a=1/f3/2). [28] Die Dauer einer Reflexion (d) verringert sich umgekehrt proportional zum Quadrat der Frequenz (d=1/f2). [28] Eine Meteoroidenspur, die beispielsweise im 6m-Band eine Reflexion von 10 Sekunden Dauer bewirkt, bietet auf dem 2m-Band eine von einer Sekunde und auf dem 70cm-Band nur eine von 10 Millisekunden. Hier lässt sich erkennen, dass MS-Verbindungen im 70cm-Band Ausnahmen darstellen und in den GHz-Bändern praktisch ausgeschlossen sind. Auf den Kurzwellenbändern wären theoretisch auch Reflexionen auszumachen. Diese sind aber meist durch Ionosphärenausbreitung überlagert oder die erzielbare Reichweite wäre nicht weiter als die der Bodenwelle. Zudem sind atmosphärisches und kosmisches Rauschen höher, die Ausmaße der benötigten Antennen unhandlich und die Dämpfung der D-Schicht wirkt sich negativ aus. Meteorscatter wird von den Funkamateuren deshalb hauptsächlich im 6m- und 2m-Band betrieben.



3. Reflexionsgeometrie 3.1. Der Radiant [14][4] Üblicherweise wird die Antenne direkt auf die Gegenstation ausgerichtet. Man hofft im gemeinsamen Schnittbereich eine Meteoroidenbahn zu treffen. Die stärksten und zugleich längsten Reflexionssignale entstehen, wenn folgende Bedingungen erfüllt werden:

• Der Radiant verläuft im rechten Winkel zum Funkpfad. • Der Radiant steht 45 Grad über dem Horizont. • Die Reflexionsspur befindet sich genau in der Mitte der zwei Stationen.

Unter diesen optimalen Bedingungen ist der Ausbreitungspfad Sender�Reflexionsgebiet�Empfänger am kürzesten. Ist die Elevation des Radianten kleiner 45 Grad, werden die Signale schwächer, ist sie größer 45 Grad sind die Signale stark, dafür kurz. Während Punkt 3 nicht zu beeinflussen ist, kann man durch die zeitliche Wahl einer Verbindung die Punkte 1 und 2 optimieren. Dabei helfen Computerprogramme, mit denen die verschiedenen Variablen miteinander in Verbindung gebracht werden können.

Bild 3.1.: Radiant mit Verbindungslinie zwischen den Stationen



Die Effektivität einer geometrischen Konstellation von Funkpfad und Radiant kann berechnet werden. Dazu bedient man sich folgender Formel: E = sin e * cos e * sin (p - a) * 200 E - Effektivität e - Elevation des Radianten in Grad a - Azimut des Radianten in Grad p - Pfadwinkel in Grad (Erdrichtung der Verbindungslinie beider Funkpartner) Azimut und Pfadwinkel werden beginnend von Süd in Richtung West von 0 bis 360 Grad gemessen (astronomische Richtungsangabe). Der Faktor 200 in der Formel dient der Prozentangabe, da sonst der maximal erreichbare Wert der Effektivität den Zahlenwert 0,5 annimmt. Multipliziert mit dem Faktor 200 entspricht dies dann einer Effektivität von 100 Prozent. Die Effektivität gibt keineswegs die Anzahl der Reflexionen an, sondern einen prozentualen Wert von mathematisch angenommenen optimalen Bedingungen. [13] 3.2. Die „hot spots“ [18] Beobachtungen von sporadischen Meteoroide zeigen, dass die meisten Reflexionen von zwei Bereichen („hot spots“) kommen, die ungefähr ±10 Grad rechts und links neben der direkten Linie zur Gegenstation liegen. Sporadische Meteoroiden, die in diesen „hot spots“ einfallen, zeigen statistisch gesehen die besten Reflexionsgeometrien. Welcher „hot spot“ gerade mehr Reflexionen bietet, hängt von der Richtung des Funkpfades (Nord-Süd-, Ost-West-Richtung) und von der Tageszeit ab. Die unterschiedliche Aktivität der „hot spots“ wird von der Erdrotation und dem Umlauf um die Sonne zu den Meteoroiden oder von ihnen weg hervorgerufen. Von der direkten Richtung zum Funkpartner sind weniger Reflexionen aufzunehmen, weil die Geometrie nicht mehr optimal ist. Im Allgemeinen kann man aber die Antenne direkt auf die Gegenstation ausrichten, da der Öffnungswinkel der Antenne breit genug ist, um beide „hot spots“ abzudecken.

Bild 3.2.a.: Räumliche Darstellung der „hot spots“ von Hines, C.O, Journal of Atmospheric and

Terrestrial Physics, 1956, Seite 229-232.



Die „hot spots“ wandern immer näher zusammen je größer die Entfernung zwischen den zwei Stationen wird. Wird die geometrische Maximaldistanz von ca. 2300 km erreicht, sind die zwei „hot spots“ ganz zusammengerückt und bilden einen gemeinsamen Punkt. Die folgenden Diagramme zeigen die täglich zu erwartenden Aktivitäten der „hot spots“ für einen Funkpfad von 1000 km Länge in den mittleren Breiten der nördlichen Hemisphäre (nicht zu verwechseln mit dem tatsächlichen Auftreten von sporadischen Meteoroide (HR)).

Bild 3.2.b.: Diagramm, Tägliche Aktivitäten der „hot spots“

Erläuterung: Für einen Nord-Süd-Pfad ist die westliche Seite von 1800 UTC bis 0600 UTC die produktivste mit einem Maximum um 0300 UTC. Die östliche Seite eines Nord-Süd-Pfades ist von 0600 UTC bis 1800 UTC günstiger und hat ein Maximum um 1000 UTC. Um 0600 UTC befindet sich das morgendliche Minimum für einen Nord-Süd-Pfad. Für einen Ost-West-Pfad ist die nördliche Seite von 0000 UTC bis 1200 UTC vorzuziehen wobei das Maximum um 0600 UTC erscheint. Man sollte bei den aufgeführten Daten für sporadische Meteoroide bedenken, dass sie durch Beobachtungen über einen größeren Zeitraum entstanden sind. Sie enthalten somit eine gewisse statistische Ungewissheit, die dazu führen kann, dass während einer halben Stunde keine einzige Reflexion auszumachen ist, obwohl man die besten Zeiten, die optimale Beamrichtung und die günstigste Entfernung für einen MS-Test gewählt hat. 3.3. Überbrückbare Entfernungen [5] Die ionisierten Bahnen der Meteoroide liegen in einer Höhe von 60 bis 120 km. Also, hauptsächlich in der E-Schicht. Daraus ergibt sich eine minimal und maximal überbrückbare Entfernung. Es hat sich herausgestellt, dass MS-Verbindungen mit ca. 1300 km Distanz am erfolgreichsten verlaufen. Unter 700 km fällt die Rate auf 50%, weil ein größerer Teil der HF-Energie von der Erde weg reflektiert wird. Ab 2200 km sinkt die Erfolgsrate aufgrund der kurzen, schwachen Reflexionen auf ca. 3%. Trotzdem gelangen schon Verbindungen mit einer Distanz von bis zu 2800 km. [4]



Bild 3.3.: Diagramm, Erfolgreiche Verbindungen in Abhängigkeit zur Entfernung

Dieses Diagramm wurde von OH5IY über einen Zeitraum von 7 Jahren erstellt. Er benutzte eine Gruppenantenne, die aus 4 x 14el- oder 4 x 15el-Yagi-Antennen bestand. Die Sendeleistung betrug zwischen 100 und 1000 W. Die Empfängerrauschzahl variierte zwischen 2 und 0.7 dB. 3.4. Vertikaler Abstrahlwinkel der Antenne

Bild 3.4.a.: Elevationswinkel bei verschiedenen Entfernungen [8] Entfernung 1: Fall 1 zeigt die maximale Entfernung von 2000-2300 km bei einem theoretischen Abstrahlwinkel von 0 Grad. Entfernung 2: Bei 1000 km Entfernung ist der günstigste Abstrahlwinkel bereits ca. 11 Grad. Da die Richtkeule einer waagerechten Yagi-Antenne über realem Erdboden sowieso eine Elevation erfährt, braucht man die Antenne nicht mechanisch anzuheben. Entfernung 3: Bei noch geringeren Entfernungen von mindestens 700 km muss die Antenne einen großen vertikalen Öffnungswinkel aufweisen. Eine kurze Einzelantenne mit maximal 11 Elementen genügt dieser Anforderung. Größere Antennenanlagen müssen eleviert werden.



Die folgende Tabelle geht von 110 km Reflexionshöhe aus. Da sie bei jedem Meteor unterschiedlich ist, sollte man die Daten dieser Kurve nur als ungefähre Richtwerte ansehen.

Bild 3.4.b.: Diagramm, Abstrahlwinkel in Abhängigkeit zur Entfernung [18] Zur Berechnung dieses Diagramms wurde folgende Formel verwendet: [13] A = arc tan (2 * h / d) - (0,001 * d) 2 A - Abstrahlwinkel in Grad

(Elevation UND Erhebungswinkel der Richtkeule berücksichtigen) h - Höhe der Reflexion in km d - Entfernung zur Gegenstation in km 3.5. Horizontaler Öffnungswinkel der Antenne [2] Wie im Bild 3.5. zu erkennen ist, wäre es ideal, wenn ein Meteoroid genau zwischen beiden Stationen eine ionisierte Bahn hinterlassen würde. So ließe sich die maximale Reichweite erzielen. Da dies aber eher die Ausnahme darstellt, ist ein breiter Öffnungswinkel der Antenne von Vorteil, der einen großen Bereich „ausleuchtet“ um mehr Reflexionsbahnen zu erreichen. Bei Entfernungen von mehr als 1700 km sind aber gestockte Antennensysteme im Vorteil. Man nimmt dabei ein kleineres ausgeleuchtetes Gebiet in Kauf, zugunsten eines höheren Gewinns, der die höhere Streckendämpfung ausgleicht.



Bild 3.5.: Ausleuchtzonen mit verschiedenen Antennen [8] 3.6. Sidescatter, Backscatter Grundsätzlich sollte die Antenne immer direkt zur Gegenstation ausgerichtet werden (Forwardscatter). Eine besondere Möglichkeit zur Überbrückung kurzer Distanzen (unter 700 km) ist ein QSO über „Umwege“. Dabei richten beide Stationen ihre Antennen auf einen vorher verabredeten Reflexionspunkt (QTH-Lokator), der außerhalb ihrer geographischen Verbindungslinie liegt. Hier wird die seitliche und rückwärtige Reflexion der Hochfrequenz ausgenutzt. Besonders, wenn eine der beiden Stationen keine Elevationsmöglichkeit der Antenne hat, wird man auf Sidescatter bzw. Backscatter zurückgreifen müssen. Dieses Verfahren ist auch dann sehr sinnvoll, wenn bestimmte Richtungen durch eine ungünstige Tallage, QRM oder durch TVI / BCI nicht genutzt werden können. 4. Betriebstechnik [3][2][1] 4.1. Grundlegendes zum Ablauf einer MS-Verbindung 4.1.1. Übertragungsgeschwindigkeiten der verschiedenen Betriebsarten Um möglichst viele Informationen in den kurzen Reflexionen übertragen zu können, wird der QSO-Inhalt mit einer sehr hohen Übertragungsgeschwindigkeit ausgesendet. Dabei wird eine Übertragungsrate von ca. 1000 bis 9000 lpm angewendet (lpm steht für „letters per minute“, Zeichen pro Minute; lpm / 5 = wpm oder „words per minute“, Wörter pro Minute). In den folgenden Kapitel für Betriebstechnik und Stationsausrüstung werden die Betriebsarten FSK441, HSCW und SSB-MS erklärt. Es scheint, dass FSK441 in den nächsten Jahren HSCW vollständig ablösen wird. Selbst eingefleischte HSCW-Nutzer sind jetzt nur noch in FSK441 QRV. In einigen Ländern ist es Vorschrift, die Rufzeichen am Anfang und Ende der Sendeperiode in „normaler“ CW-Geschwindigkeit zu geben.

• FSK441: FSK441 ist eine digitale Betriebsart, für die ein Rechner benötigt wird. Das Empfangssignal wird von der Software mit Hilfe der Soundkarte generiert und dekodiert. Die Übertragungsrate beträgt 8820 lpm. FSK441 ist HSCW mit 6000lpm um 8dB überlegen und gleichzeitig die Datenübertragung um den Faktor 1.5 höher. Deswegen ist eine Dekodierung selbst von sehr kurzen, kaum hörbaren Pings (ab ca. 10 Millisekunden Länge und nur einige dB über dem Rauschen) möglich. [30]



• HSCW: Die Generierung von Hochgeschwindigkeits-CW (Highspeed-CW, HSCW, CWMS, MSCW) geschieht entweder mit einer Speichermorsetaste, in die der Text in normaler Geschwindigkeit eingespeichert und dann elektronisch multipliziert wird oder mit dem PC mit entsprechender Software. Zum Empfang werden Tonbandgeräte mit hoher Bandgeschwindigkeit oder digitale Aufzeichnungsgeräte verwendet. Nach dem heutigen Stand der Technik gilt 2000 lpm als minimalste Tastgeschwindigkeit, die man anstreben sollte. HSCW wird hier in Europa mit bis zu 5000 lpm betrieben. Ist ein Signal ca. 2-4 dB über dem Rauschen, kann es dekodiert werden. HSCW hat einige Vorteile gegenüber SSB-MS. Selbst bei den kürzesten Bursts kann man brauchbare Informationen Empfangen. HSCW ermöglicht Funkkontakte an jedem beliebigen Tag ohne auf Meteoroidenschauer warten zu müssen. [17]

• SSB-MS: Mit normaler SSB-Phonie können zwischen 2000 und 6000 lpm übertragen

werden. Ist ein Signal ca. 10-20dB über dem Rauschen, kann es dekodiert werden. SSB-MS ist nur im Maximum eines Meteoroidenschauers sinnvoll, wenn viele kräftige Reflexionen von „overdense trails“ auftreten.

4.1.2. Dauer des QSO, Sende- und Empfangsperioden Die folgende Prozedur insbesondere der QSO-Ablauf und der QSO-Inhalt gilt nur für die Region 1 der IARU. Sie wurde in der IARU Region 1 Konferenz in Miskloc-Tapolca (1978) beschlossen und in den Konferenzen in Noordwijkerhout (1987), Toremolinos (1990) und de Haan (1993) leicht angepasst. In San Marino (2002) wurde FSK441 als neue Betriebsart mit eingebunden. Die grundlegende Betriebstechnik umfasst die Verwendung von relativ langen Sende- und Empfangsperioden, da man ja nicht weiß, wann ein Meteoroid eine brauchbare Plasmaspur erzeugt:

• FSK441: 0,5 Minuten • HSCW: 2,5 Minuten • SSB-MS: 1,0 Minuten

Für die genaue Einhaltung der Perioden ist eine genaue Uhr z.B. DCF77-Uhr unbedingt erforderlich. Um den PC als Hilfsmittel zeitsynchron zu halten, gibt es zwei Möglichkeiten: 1. Anbindung an eine DCF77-Uhr über eine Schnittstelle. 2. Abgleich über das Internet mit speziellen Programmen wie z.B. „Dimension 4“. Aktuelle

Windowsversionen beinhalten bereits die Möglichkeit des automatischen Abgleichs über Zeitserver.



Ein QSO läuft folgendermaßen ab: Wenn Station A sendet, ist Station B auf Empfang. Nach Ablauf der Periode sendet Station B und Station A ist auf Empfang. Danach sendet wieder Station A für die Dauer einer Periode und B hört. Während eine Station in der Sendeperiode die Information in einer Schleife sendet, zeichnet die andere Station während seiner Empfangsperiode die ankommenden Pings und Bursts auf. Ist diese dann am Senden, analysiert sie zur gleichen Zeit die Aufnahme.

• FSK441: Die Dekodierung wird vom Programm durchgeführt und beginnt automatisch nach Beendigung der Aufzeichnung. Empfangene Zeichen werden in einem Textfeld im Programmfenster angezeigt. Die empfangenen Zeichen werden vom Bediener bewertet und je nach empfangener Information der ausgesendete QSO-Text angewählt. Kurz nachdem FSK441 verfügbar wurde, gab es einige Befürchtungen. Einige glaubten, dass man nur noch den Computer und den TRX einzuschalten hätte, um später zu sehen, wen man gearbeitet hätte. Wie schnell klar wurde, kamen diese Vorurteile von Leuten, die nicht mal an das installieren von WSJT dachten. Wenn so etwas probiert würde, sähe man lediglich die Stationen, die man verpasst hat, weil man nicht an der Station war. Das menschliche Gehirn ist natürlich nicht in der Lage, ein FSK441-Signal zu dekodieren. Aber oft viel besser als ein Computer, entscheiden zu können, ob es sich um ein richtiges Signal oder nur um Störsignale handelt. Da FSK441 keine Fehlerkorrektur besitzt, ist ohne Beteiligung eines Operators keine MS-Verbindung möglich.

• HSCW: Durch Zurückregeln der Bandgeschwindigkeit oder mit Hilfe digitaler

Aufzeichnungsgeräte werden die HSCW-Aussendungen wieder lesbar. Das Dekodieren geschieht dann wie beim normalen CW mit dem Gehör des Operators und nicht wie oft angenommen mit dem PC. Hat man brauchbare Informationen identifiziert unterbricht man die Sendung kurzzeitig, um den ausgesendete QSO-Text abzuändern.

• SSB-MS: Im Phoniebetrieb sind natürlich gleich die Informationen der Gegenstation

während einer Reflexion zu verstehen. Aufzeichnungsgeräte können somit entfallen. Im Allgemeinen wird während der Sendeperiode nach jeweils 15 Sekunden eine kurze Hörpause von etwa zwei Sekunden eingelegt. Lange Bursts können so mit etwas Geschick genutzt werden, um das QSO in diesen abzuwickeln. Als hörender wartet man während eines langen Bursts auf die Pause der Gegenstation, die sie mit „break“ ankündigt.

Die Maximaldauer eines MS-QSO wird in der Regel auf eine Stunde vereinbart. Es ist nicht möglich das QSO abzubrechen und zu einem späteren Zeitpunkt fortzusetzen. Ist zu QSO-Beginn auf der Frequenz nichts von der Gegenstation zu hören, sollte man mit der RIT den Frequenzbereich von ± 2.5 kHz langsam absuchen und mindestens 30 Minuten weitersenden. Ist einmal ein Rapport gesendet worden und Reflexionen bleiben dann aus, so ist die volle Stunde auf der Frequenz zu verbleiben, um die Verbindung fortzusetzen. Ist die Verbindung nach einer Stunde nicht komplett wird sie üblicherweise abgebrochen. Fehlt allerdings nur noch eine Bestätigung, kann auch 10 - 15 Minuten überzogen werden. 4.1.3. Verkürzen des QSO-Textes

• FSK441: Alle unnötigen Zeichen im QSO-Text werden weggelassen. Das „de“ wird nicht gesendet. Schrägstriche z.B. bei Portabelbetrieb werden auch weggelassen. Leerzeichen verbleiben im QSO-Text, da FSK441 im Empfangsfall auf diese synchronisiert. Das Programm generiert die verschiedenen QSO-Texte selbst. Daher kann hier nicht viel falsch gemacht werden.



• HSCW: Alle unnötigen Zeichen im QSO-Text werden weggelassen. Das „de“ wird nicht gesendet. Sollten die Calls der beteiligten Stationen die Zahlen 0, 1 oder 9 enthalten, dürfen diese in T, A oder N gewandelt werden, um die Informationsübertragung nicht unnötig zu verlängern. Schrägstriche z.B. bei Portabelbetrieb werden auch weggelassen. Beispiel: DF9PY/P wird zu DFNPYP. Zum Teil werden auch die Wortpausen ausgelassen.

• SSB-MS: Alle unnötigen Zeichen im QSO-Text werden weggelassen. Das „de“ wird nicht

gesendet. Es wird kein IARU-Buchstabieralphabet verwendet. Die Buchstaben werden phonetisch in englischer Sprache ausgesprochen. Bei schneller Aussprache muss unbedingt auf Verständlichkeit geachtet werden.

4.1.4. Das Rapportsystem Der Rapport besteht aus nur zwei Ziffern. Die erste Ziffer gibt die Länge der besten Reflexion an. Die zweite Ziffer stellt die maximale Feldstärke der letzten Empfangsperioden dar. Durch diese Aufteilung der Ziffern ist immer eine eindeutige Zuordnung gewährleistet, auch wenn nur Bruchstücke empfangen werden. Der ursprünglich erteilte Rapport darf während eines QSO nicht mehr verändert werden, auch wenn sich die Empfangsverhältnisse verbessert oder verschlechtert haben. Es wäre zu verwirrend für die Gegenstation, würde sich plötzlich der Rapport ändern.

1. Ziffer Länge der Reflexionen 2. Ziffer Feldstärke der Reflexionen

1 Wird nicht verwendet 6 bis S3 2 Bis 5 Sekunden 7 S4 und S5 3 5 bis 20 Sekunden 8 S6 und S7 4 20 bis 120 Sekunden 9 S8 und stärker 5 Über 120 Sekunden 0 wird nicht verwendet

Tabelle 4.1.4.: Rapportsystem



4.2. Aufbau eines Meteorscatter-QSO Es gibt zwei Möglichkeiten, zu einem MS-QSO zu gelangen. Entweder über einen Sked (Funkverabredung) oder über eine zufällig zustande kommende Verbindung (im Folgenden als Random bezeichnet). 4.2.1. Der Sked Einen Sked kann man entweder über Kurzwelle, per Post, telefonisch, per Email oder Packet Radio vereinbaren. Dabei werden die Rufzeichen, QTH-Lokator, Datum, Anfangs- und Endzeit in UTC, Frequenz, Tastgeschwindigkeit und die Sende- und Empfangsperioden abgesprochen. Auf Kurzwelle findet jeden Sonntag von 1100 UTC bis 1400 UTC ein VHF-Net statt, in dem Skeds für MS, EME usw. geplant werden können. Die Frequenzen sind je nach Bedingungen 14.345 MHz (hauptsächlich benutzte Frequenz), 28.345 MHz oder 3.624 MHz (± QRM). Aber auch außerhalb dieses Nets trifft man besonders an Wochenenden, vor und während Schauer oft andere VHF-Begeisterte an. Ein spezielles MS-Net ist am Samstag und Sonntag um 2200 UTC auf 14.185 MHz (± QRM) zu finden. Seit einiger Zeit treffen sich osteuropäische Funkamateure zu einem VHF-Net um 1800 UTC auf 3.777 MHz. In Packet Radio kann man an interessierte Stationen eine Nachricht senden oder sie direkt im „World Wide Convers“ auf Kanal 14345 anschreiben. Diesen erreicht man z.B. in der TCP/IP BBS HB9F mit den Befehlen „conf“ und „/n <Rufzeichen> 14345“. Um stets mit den aktuellen Schauerdaten, DXpeditionen und Skedanfragen versorgt zu werden, gibt es einige Diskussionsforen, News Groups oder Reflektoren im Internet. Der für Europa interessante „meteor-scatter Reflector“ aktiviert man mit einer Mail an [email protected] mit dem Text „subscribe meteor-scatter“. Im „HSCW Reflector“ finden sich nordamerikanische Amateure. Ihn kann man mit „subscribe hsms“ ebenfalls an [email protected] anfordern. Da auch allgemeine Themen zu Meteoren diskutiert werden, ist die strenge Aufteilung der zwei Foren in europäisch und nordamerikanisch nicht mehr ganz so deutlich. Eine weitere News Group befasst sich auch mit anderen Ausbreitungsarten auf VHF. Für sie ist „subscribe wsvhf“ an die genannte E-Mail Adresse zu senden. Des Weiteren gibt es mit den Internet Links in den Quellennachweisen eine erschöpfende Auswahl an Informationsquellen zum Thema Meteorscatter. [20] Schrittweiser Ablauf des QSO Schritt 1: Zu Beginn des Skeds werden abwechselnd beide Rufzeichen gesendet. Schritt 2: Wenn eine der beiden Stationen die Rufzeichen oder Teile davon sicher und eindeutig erkannt hat, so sendet diese den Rapport unter Beibehaltung beider Rufzeichen. Sendet die Gegenstation bereits den Rapport und man selbst hat nur Rufzeichen- und Rapport-Fragmente empfangen, kann man natürlich ebenfalls den Rapport senden. Eine zweifache (FSK441, SSB-MS) bzw. dreifache (HSCW) Wiederholung des Rapports hat sich im Verhältnis zu den Calls übrigens als beste Lösung erwiesen. Schritt 3: Wird in einer folgenden Periode der Rapport aufgenommen und sind auch beide Rufzeichen komplett, so sendet diese Station in ihrem nächsten Durchgang zur Bestätigung ein „R“ (für Roger), das vor den Rapport gesetzt wird (Roger-Rapport). Endet das eigene Rufzeichen mit einem „R“, so ist es sinnvoll zwei „R“ mit dem Rapport zu senden, damit der QSO-Partner zwischen „R“ des Rufzeichens mit dem Rapport und dem Roger-Rapport unterscheiden kann.



Schritt 4: Ist endlich der Roger-Rapport und beide Rufzeichen vollständig empfangen worden, dann wird dieses mit den Final-Roger bestätigt. Die Final-Roger bestehen aus einer Reihe von drei (FSK441) bzw. acht (HSCW, SSB-MS) „R“s und dem Suffix des eigenen Calls. Schritt 5: Das QSO wäre nun komplett und könnte beendet werden. Hat man den Roger-Rapport gesendet und gerade die Final-Roger empfangen, so sollte man nun in den nächsten drei Sendeperioden ebenfalls Final-Roger übermittelt. Das ist nach der IARU-Prozedur zwar nicht notwendig, um aber den QSO-Partner nicht in der Ungewissheit zu lassen, ob seine Final-Roger angekommen sind, ist dieses Verfahren sinnvoll. Oft wird in diesen Final-Roger auch ein 73 eingeflochten, wenn die Ausbreitungsbedingungen dies zulassen.

Ein MS QSO gilt nach den IARU Regularien dann als komplett und anerkannt, wenn beide Stationen beide Rufzeichen, den Rapport und ein Roger aufgenommen haben. Dieses Roger kann von einem Roger-Rapport oder von einem Final-Roger stammen!

HSCW-QSO mit G3KWY, QTH-Lokator IN92IS, 816 km

RX: TX:

Nil G3KWY DHNGCD... HNGCD G3KWY DHNGCD... / G3KWY DHNGCD 262626... Nil G3KWY DHNGCD 262626... 7 DHNGCD G3KWY 272727... (2“ S5) G3KWY DHNGCD 262626... / G3KWY DHNGCD R26R26R26... Nil G3KWY DHNGCD R26R26R26... Nil G3KWY DHNGCD R26R26R26... RRR KWY RRRRRRRR... (23“ S5) RRRRRRRR GCD (für drei Perioden)

Tabelle 4.2.1a. Beispiel-QSO



HSCW-QSO mit EU6MS, QTH-Lokator KO45IN, 1641 km

RX: TX:

MS DH9GCD EU, 6MS, MS EU6MS DHNGCD / EU6MS DHNGCD 262626 DH9GCD, MS DH9GC EU6MS DHNGCD 262626 MS DH9GCD, DH9, GCD EU6MS DH9 EU6MS DHNGCD 262626 CD EU6M EU6MS DHNGCD 262626 CD EU6MS D, DH9GCD, G EU6MS DHNGCD 262626 9, 9GCD EU6MS DHNGCD 262626 U6MS DH9GCD EU, 6MS DH9 EU6MS DHNGCD 262626 R27R27 DHNGCD EU6MS DHNGCD 262626 / RRRRRRRR GCD RRR MS RRRRRRRR MS RRRR

Tabelle 4.2.1b. Beispiel-QSO

Der tailender im Sked-Betrieb Hat eine begehrte DX-Station (DXpedition) eine volle Skedliste, so kann sie, um möglichst vielen die Chance zu geben sie zu arbeiten, eine zweite Station pro Stunde einplanen. Wenn möglich, sollte die DX-Station die erste und die zweite Station aus einer Antennenrichtung wählen, damit die zweite das vorhergehende QSO mitverfolgen kann. Das Folge-QSO beginnt direkt nach Ende der ersten Verbindung. Die als tailender bezeichnete zweite Station hat aber nur die Restzeit der Stunde zur Verfügung. Benötigt die erste Station eine ganze Stunde, um das QSO komplett zu machen oder ist die Restzeit sehr kurz (ein komplettes QSO benötigt mindestens 4 Perioden), so entfällt der Sked mit dem tailender, denn zur vollen Stunde beginnt ja meist der nächste Sked. Die Stationen, die zur vollen Stunde beginnen, haben also immer Priorität vor den tailender. Gute Erfahrungen wurden mit einer Skeddauer von zwei Stunden gemacht, in der dann je nach erwarteten Bedingungen drei oder vier Stationen eingeplant werden.



4.2.2. Random-Betrieb Bei großen Meteoroidenschauer und an vielen Wochenenden in den Sommermonaten, kann man auch ohne Verabredungen MS-Betrieb durchführen. Diese Art des MS-Funkbetriebes wird als „Random-Meteorscatter“ (Random-MS) bezeichnet. Für Random-MS hat sich folgende Prozedur bewährt: Stationen in Mitteleuropa rufen in der 2., 4., 6., ... Periode nach der vollen Stunde. Stationen am europäischen Außenrand senden dementsprechend in der 1., 3., 5., ... Periode. Der Grund ist der, dass sich benachbarte Stationen in Mitteleuropa dann nicht stören, wenn sie zur gleichen Zeit senden. Hört PA0JMV zufällig einen Burst von z.B. LA4XGA mit einem CQ-Ruf inklusive dessen Rufzeichen um 17:21:12 UTC, so antwortet er frühestens um 17:22:30 UTC, indem er beide Rufzeichen mit angehängtem Rapport 2,5 Minuten lang sendet. Bei einem Randomanruf kann das Verhältnis der Calls zum Rapport auf 1:1, gegenüber Skeds mit 1:2 bzw. 1:3, geändert werden. Hierdurch wird im Random-Betrieb das eigene Call vielleicht etwas eher als im Sked-Betrieb aufgenommen. Ab 17:25:00 UTC geht PA0JMV nun wieder auf Empfang und hofft gehört worden zu sein. Sind in dieser Antwort andere Buchstaben zu erkennen, die auf eine andere, auch LA4XGA anrufende Station hinweisen sollte, sollte man nicht weiter rufen, sonst kann LA4XGA vielleicht keine der beiden anrufenden Stationen aufnehmen. Man muss sich dann Gedulden, bis die Final-Roger durchgegeben werden und erst dann erneut versuchen, mit ihm in Kontakt zu kommen. Auch hier ist es ratsam, der einmal gesendete Rapport beizubehalten, selbst wenn man noch nicht im QSO ist. Sollte eine Verbindung zustande kommen, wird diese im gleichen Verfahren abgewickelt, wie das schon beim Sked erklärt wurde. Viele CQ-rufende Stationen geben ein QRZ (Eigenes Call und QRZ), wenn sie noch kein komplettes Rufzeichen aufnehmen konnten. Damit wird der anrufenden Station angezeigt, dass bereits Reflexionen aber kein eindeutiges Rufzeichen aufzunehmen war. Der überwiegende Teil der Stationen, der in HSCW QRV ist, kann mit ihrer Ausrüstung zurzeit 2000 lpm und mehr verarbeiten. Die Tastgeschwindigkeit sollte deswegen beim CQ-Ruf diesen Wert nicht übersteigen. Man sollte auch nicht schneller tasten, als man empfangen kann. Antwortet man auf einen CQ-Ruf, so gilt die Tastgeschwindigkeit der Gegenstation als Maximalwert. Seit einigen Jahren wird vom BCC (Bayerischer Contest Club) ein mehrtägiger Kontest während des Geminidenschauers im Dezember durchgeführt. In diesem Kontest werden nur Random-Verbindungen gewertet. Ziel des Wettbewerbs ist es, die Random-Frequenzen zu beleben und die MS-Random-Aktivität zu steigern. Der Wettbewerb dient außerdem der Erforschung der MS-Ausbreitungsbedingungen zu verschiedenen Zeiten dieses Schauers. Er gibt Stationen mit kleiner Ausrüstung eine Gelegenheit, die DXer zu arbeiten, die normalerweise nur Ausschau nach neuen Großfeldern halten. [31] Der tailender im Random-Betrieb Hört man zufällig ein MS-QSO zweier Stationen mit, so kann man sich nach eindeutiger Beendigung an das QSO anhängen. Man wartet die Roger bzw. Final-Roger von beiden Stationen ab und prüft zunächst, ob bis zur vollen Stunde noch genug Zeit ist. Als nächstes sollte überprüft werden, ob auf der QRG weitere Stationen in Skeds mit der gehörten Station stehen. Wie im gewohnten pileup, so gelten auch im MS-pileup etwas andere Gesetze. Ruft man eine DX-Station in einem pileup an, so kann man den Rapport schon dann senden, während sie noch den Roger-Rapport im laufenden QSO gibt. In der Praxis stellt diese Überschneidung kaum ein Problem dar; die DX-Station braucht ja nur noch die Final-Roger. Dabei kann sie schon ein Rufzeichen für das nächste QSO aus den Reflexionen der anrufenden Meute sondieren. Hat die DX-Station die Final-Roger erhalten, wird gleich mit dem Folge-QSO begonnen. Für den vorhergehenden QSO-Partner der DX-Station ist dies ein Zeichen, dass seine Final-Roger aufgenommen wurden und das QSO somit komplett ist.



Das QSY- oder Buchstaben-System

• Weil es bei größeren Meteoroidenschauer zu erhöhter Aktivität auf den Random-Frequenzen kommt und damit enormes QRM entsteht, hat die IARU in der Region 1 Konferenz im Jahre 1993 für CW-Random eine spezielle Prozedur empfohlen. Es handelt sich dabei um ein simples System, wobei dem eigentlichen CQ ein Zusatz zur Kennung einer QSY-Frequenz angehängt wird. Im Falle einer Antwort auf dieser QSY-Frequenz wird er das QSO dann dort mit der Partnerstation weiterführen. Reagiert man hingegen auf eine CQ-rufende Station, dann sendet man ihr die Antwort natürlich schon auf der QSY-Frequenz und hört auch auf dieser. In der Konferenz in San Marino (2002) wurde die Vorgehensweise für FSK441 festgelegt.

• FSK441: Die höhere Datenrate von FSK441 erlaubt es, an das CQ gleich die kHz-Stellen

der QSY-Frequenz anzuhängen. Hört man auf der CQ-Frequenz „CQ375 RU1A“, so wartet Dmitriy auf 144.375 MHz auf eine Antwort. Mit diesem System kann man auch unter die CQ-Frequenz ein QSY durchführen.

• HSCW: Ein Zusatzbuchstabe gibt die neue Frequenz an, die immer oberhalb der CQ-

Frequenz liegt und nach der alphabetischen Reihenfolge in 1-kHz-Schritten weiterzählt (CQA = +1 kHz, CQB = +2 kHz, ..., CQZ = +26 kHz). Sendet Jari z.B. auf 144.098 MHz „CQE OH1XT“, so wartet er auf 144.103 MHz auf QSO-Partner.

• SSB-MS: Das QSY-System wird bei SSB-MS nicht verwendet. Deswegen sollte man bei

großen Schauern nicht selbst auf den SSB-Anruffrequenzen rufen.

HSCW-QSO mit RU1A, QTH-Lokator KO48VR, 1898 km

RX: TX:

CQO RU1A... (144.100 MHz) RU1A DHNGCD 27 (144.115 MHz) R27 DHNGCD (144.115 MHz) RU1A DHNGCD 27 / RRRRRRRR GCD (144.115 MHz) RRRR (6“ S7) (144.115 MHz) RRR73RRR GCD (144.115 MHz)

Tabelle 4.2.2. Beispiel-QSO

4.3. Die Missingcodes Hin und wieder tritt der Fall auf, dass während eines MS-QSO in den Bursts der Gegenstation immer wieder die gleichen Informationen fehlen. Mit dem Missingcode steht dem Operator ein Hilfsmittel zur Verfügung, mit dem gezielt nach diesen Daten gefragt werden kann. Dazu wird einer der in der Tabelle aufgeführten Codebuchstaben gesendet. Wichtig ist, dass der Missingcode nur dann angewendet werden darf, wenn der QSO-Partner schon den Roger-Rapport sendet. Sonstige Benutzung dieses Systems führt zur unweigerlichen Zerstörung des QSO. Eine Ausnahme besteht beim Missingcode „U“, mit dem auf eine fehlerhafte Tastung hingewiesen werden kann. Die Missingcodes werden bei SSB-MS nicht verwendet. [3][21]



M my call (ich habe mein Rufzeichen nicht komplett) Y your call (ich habe dein Rufzeichen nicht komplett) B both call (ich habe beide Rufzeichen nicht komplett) S signal (ich habe den Rapport nicht komplett) O all (alle Daten sind unvollständig) U unreadable (ihre Zeichen sind nicht lesbar)

Tabelle 4.3.a.: Die Missingcodes

Im Beispiel-QSO fehlt z.B. immer das vollständige Rufzeichen des QSO-Partners, um die Final-Roger senden zu können. Hier wird eine Reihe von „Y“ gesendet, um speziell nur nach seinem Rufzeichen zu fragen. Sind die eigenen Daten dann komplett, kann direkt mit den Final-Roger geantwortet werden. Hat der QSO-Partner im Random-Betrieb das Call fehlerhaft aufgenommen oder sendet einen QSO-Text falsch, kann auch hier mit dem Missingcode gearbeitet werden. Antwortet man auf einen Missingcode, ist der gerade gesendete QSO-Text deshalb immer auf Richtigkeit zu prüfen.

HSCW-QSO mit OH1XT, QTH-Lokator KP01UK, 1709 km

RX: TX:

DHNGCD, 1XT, XT D OH1XT DHNGCD / OH1XT DHNGCD 26 CD, T D, DHNG OH1XT DHNGCD 26 2727, R27 DHNGCD OH1XT DHNGCD 26 / YYYYYYYY GCD XT OH1XT YYYYYYYY GCD / RRRRRRRR GCD RRRXT RRR...

Tabelle 4.3.b.: Beispiel-QSO (fiktiv)

4.4. Betriebsstrategien

• HSCW: Von den aufgenommenen Reflexionen sollte man stets mit den längeren und lauteren zu dekodieren beginnen. Es macht auch Sinn, sich die letzten als erstes vorzunehmen, denn der QSO-Partner kann ja während seiner Sendeperiode den QSO-Text geändert haben.



4.5. MS-Frequenzen im 6m- und 2m-Band

6m-Band * Zuweisung: Nutzung:

50.080 – 50.100 MHz CW 50.200 MHz Anruffrequenz CW- oder SSB-Random 50.300 MHz Anruffrequenz CW-Random (alt)

50.100 – 50.500 MHz CW, SSB

50.350 MHz Anruffrequenz SSB-Random (alt)

* Die Angaben zum 6m-Band sind ohne Gewähr, da unterschiedliche Zuweisungen in den jeweiligen Ländern existieren.

2m-Band Zuweisung: Nutzung:

144.035 – 144.150 MHz HSCW 144.035 – 144.150 MHz CW (MGM) 144.100 MHz Anruffrequenz CW-Random 144.195 – 144.205 MHz SSB-MS 144.150 – 144.399 MHz CW, SSB 144.200 MHz Anruffrequenz SSB-Random 144.360 – 144.399 MHz FSK441 144.360 – 144.399 MHz CW, SSB,

MGM 144.370 MHz Anruffrequenz FSK441-Random

Tabelle 4.5.: Die zugewiesenen Frequenzen und Bereiche laut IARU-Bandplan

• FSK441: Es gelten die Frequenzangaben im Display des Transceivers für Skeds etc.

• HSCW: Frequenzangaben bei HSCW beziehen sich immer auf die wirkliche, also

Schwebungsnull-Frequenz (Zerobeat) und nicht die, die der Transceiver in Stellung „CW“ anzeigt!

• SSB-MS: Es gelten die Frequenzangaben im Display des Transceivers für Skeds etc.

5. Technik für Meteorscatter 5.1. Transceiver Ist der Transceiver für SSB- oder CW-Tropo-DX geeignet, dürfte er für MS zu gebrauchen sein. Er muss eine gute Frequenzkonstanz und Ablesegenauigkeit besitzen. Selbst einfache Allmodegeräte eignen sich in der Regel für MS. Einige Zusatzfunktionen wie „IF Shift Controll“ (PB-Tuning, Slope Tune), Noiseblanker, Notchfilter oder einen zweiten VFO können den MS-Betrieb zwar vereinfachen, sie sind aber nicht unbedingt erforderlich. 5.1.1. Empfänger Zum Empfang ist das normale SSB-Filter einzustellen. Die AGC muss auf „schnell“ oder wenn möglich ganz ausgeschaltet werden. Manche Noiseblanker tasten kurze Reflexionen aus. Sie sind dann auszuschalten. Beim Einsatz eines DSP-Filters sollte genau getestet werden, ob es die Reflexionen nicht auch verfälscht. Die Rauschsperre muss offen sein.



5.1.2. Sender Um einigermaßen erfolgreich am MS-Geschehen teilnehmen zu können, sollte man über eine Sendeleistung von 100 W oder mehr verfügen. Durchschnittlich werden ca. 300 W verwendet. Beobachtungen haben gezeigt, dass bei einer Verdopplung der Leistung ungefähr 50% mehr Reflexionen von „underdense trails“ hörbar werden. Die Anzahl der „overdense trail“-Reflexionen erhöht sich sogar um das vierfache. Der Sender und die PA müssen ihre Leistungen für die ganze Sendeperiode ohne Probleme (Überhitzung, thermische Resonanzdrift) abgeben können. Der „duty cycle“ von FSK441 beträgt 100%, von HSCW 50% und von durchschnittlichem SSB-Betrieb 20 - 30%. [21] Bevor der erste MS-Versuch gestartet wird, sollte das Sendesignal von einer Station in der näheren Troporeichweite auf Bandbreite und Dekodierbarkeit kontrolliert werden. Dieser Test sollte auch später von Zeit zu Zeit durchgeführt werden. Änderungen an der Verkabelung des Transceivers oder nur eine andere Leitungsführung zwischen den Stationskomponenten können Brummschleifen und ähnliches hervorrufen. Man sollte auch nicht zögern QSO-Partner mit einer schlechten Tastung auf ihr fehlerhaftes Signal hinzuweisen (Missingcode „U“). 5.2. Antenne, Vorverstärker Die Antenne sollte mindestens 10 dBD Gewinn aufweisen. Das entspricht einer 7el Yagi-Antenne. Das Optimum stellt eine 14 - 17el Yagi-Antenne dar. EME-Antennen haben in der Regel schon ein zu schmaler Öffnungswinkel. Dadurch werden weniger Meteoroidenspuren erreicht. Bei 144 MHz sollte die Polarisation die der Gegenstation entsprechen, weil in diesem Frequenzbereich die „underdense trails“ überwiegen und es somit zu keiner Polarisationsdrehung kommt. Üblicherweise wird horizontale Polarisation verwendet. Ein Empfangsvorverstärker mit geringer Rauschzahl (NF ≤ 0,8 dB) und der nötigen Verstärkung direkt an der Antenne montiert, ist bei langen Antennenzuleitungen und bei unempfindlichen Geräten notwendig. 5.3. Die Software WSJT für FSK441 [30] Der Name des Programms lautet WSJT, was für "Weak Signal communications by K1JT" steht. WSJT ist Freeware und wird von Joseph H. Taylor, Jr., K1JT entwickelt [30]. Der erste implementierte Mode war FSK441 für Meteorscatter. Weitere Modi sind JT65 (A/B/C) für Troposcatter oder EME und speziell für die Ausbreitungsbedingungen auf dem 6m-Band JT6M. Das Programm läuft ab Windows 98. Es wird mindestens ein 75 MHz Pentium-Rechner mit 24 MB RAM und 40 MB freiem Festplattenspeicher benötigt. Der Monitor sollte eine Auflösung von 800 x 600 dpi oder mehr aufweisen. Es wird eine Windows kompatible Soundkarte benötigt, sowie eine freie serielle Schnittstelle. Über die Leitung DTR oder RTS dieser Schnittstelle wird der PTT-Eingang des TRX angesteuert. Bei FSK441 wird eine Vierton Frequenzumtastung mit 441 Baud angewendet. Ein Zeichen wird mit drei Tönen dargestellt. Vier mögliche Töne stehen für einen Ton zur Verfügung. Der Zeichensatz umfasst somit 64 Zeichen, von denen aber nur 43 Zeichen verwendet werden. Die Töne liegen bei 882 Hz, 1323 Hz, 1764 Hz und 2205 Hz. Das Audiospektrum von FSK441 ist sehr sauber und reicht von 660 Hz bis 2425 Hz. Dadurch wird eine effektive Nutzung der SSB-Filterbreite erreicht. FSK441 produziert ein Sendesignal mit 100% duty cycle. Es muss darum möglicherweise die Sendeleistung reduziert werden, um eine Überhitzung des Senders und besonders der Endstufe zu verhindern. FSK441 bietet aufgrund der Überlegenheit gegenüber HSCW gerade für Stationen mit kleiner Leistung und Antenne eine Möglichkeit, akzeptablen MS-Betrieb durchzuführen.



Bild 5.3.: WSJT von K1JT

5.4.1. Hardwarelösungen für HSCW Zusatzgeräte (RX) Da sich die CW-Frequenzangaben immer auf Schwebungsnull beziehen, muss der TRX im SSB-Mode (USB) um den Betrag der Tasttonfrequenz nach unten korrigieren werden. Um die Tonhöhe des Empfangssignals noch auf den richtigen Wert zu bringen (z.B. Mittenfrequenz eines Audiofilters) muss jetzt die Empfangsfrequenz mit der RIT nachgeregelt werden. Die Frequenzeinstellungen können mitunter etwas verwirren. Um im Sked auf der richtigen Frequenz zu sein, sollte man aber mit dem eigenen Transceiver und ganz speziell mit der Frequenzeinstellung gut vertraut sein. [20][21] Beispiel: Skedfrequenz: 144.125 MHz Frequenz des Tasttones: 500 Hz � einzustellende Sendefrequenz: 144.1245 MHz

Tonhöhe des Empfangssignals (Ist-Wert): 500 Hz Tonhöhe des Empfangssignals (Soll-Wert): 1000 Hz (z.B. Filtermitte beim DTR-MS) � einzustellende RIT-Ablage: - 500 Hz



Up-Konverter: Da die Tonfrequenz im gleichen Verhältnis zur Bandgeschwindigkeit geteilt wird, wären nach der Teilung kaum noch Zeichen lesbar. Deswegen wird der NF-Bereich (300 - 2400 Hz) mit einem Up-Konverter um ca. 4000 - 8000 Hz im Frequenzbereich nach oben umgesetzt und dann erst in das Aufnahmegerät eingespeist. In digitalen Aufnahmesystemen wird dies von der Software realisiert. [17] Beispiel: Tastgeschwindigkeit: 2000 lpm RX-Tonhöhe: 1000 Hz Teilungsfaktor: 20 2000 lpm / 20 = 100 lpm (100 Zeichen pro Minute) 1000 Hz / 20 = 50 Hz (bei QSB und QRM kaum hörbar!) Nach Umsetzung der 1000 Hz auf 8000 Hz: 8000 Hz / 20 = 400 Hz Tonbandgerät: Als Aufzeichnungsgeräte waren bis vor einiger Zeit Tonbandgeräte mit variabler Bandgeschwindigkeit (UHER Report) oder modifizierte Kassettenrecorder im Einsatz. Meistens wurde eine regelbare Motorsteuerung in den Kassettenrecorder eingesetzt, mit der die Geschwindigkeit des Bandlaufwerkes variieren werden konnte. LA5AK hat für diese Bandgeräte die Schaltung eines Up-Konverters beschrieben, der schon mehrfach nachgebaut und eingesetzt wurde. Trotz dieses Aufwandes ist mit diesem System lediglich ein Empfang bis ca. 2000 lpm möglich. [19] Digital Tape Recorder (DTR-MS): Das DTR-MS von Dithmar Daude, DF7KF ist ein digitales Aufzeichnungsgerät und findet sich immer öfter in den shacks der MS-Gemeinde. Die Elektronik dieser Einheit findet auf zwei Platinen im Europaformat Platz, die in einem Aluminiumgehäuse (170 x 100 x 45 mm) untergebracht sind. Sie wird mit +12V= versorgt. Auf der Oberseite befinden sich ein LED-Display und sieben Taster. Die ersten vier Tasten erinnern an einen Kassettenrecorder: RW, PLAY, FF, REC. Die anderen (MARK, SPEED, MOD.) sind für die Markierung von Bursts, zum Wählen des Teilungsfaktors und zur Einstellung des Up-Konverters zuständig. Auf der linken Seite sind Buchsen für Audioein- und Ausgang, Lautstärkeregler und ein Schalter mit dem man die Kanäle des Kopfhörers trennen kann. Mit dieser Funktion kann man auf dem rechten Kanal die Empfangs-NF und gleichzeitig auf dem linken Kanal die gespeicherte NF abhören. Mit etwas Übung kann man damit schon während der Empfangsperiode aufgezeichnete Bursts dekodieren. Auf der rechten Seite sind drei Schalter und eine 9-polige Sub-D-Buchse angebracht. An der Buchse werden der TRX, der Computer (Speichertaste) und bei Bedarf ein externer MARK-Taster angeschlossen. Mit den Schaltern kann die automatische Aufnahmesteuerung, die PTT-Leitung und der Ton zur NF-Tastung (500 Hz oder 2300 Hz) gewählt werden. Mit diesem Gerät können sehr einfach 5000 lpm und mehr ohne Verschleiß von Tonbändern verarbeitet werden. [19] JUDSP-3: DK6JU stellt mit dem JUDSP-3 ein Werkzeug zur Verfügung, das neben verschiedenen NF-Filter auch eine Möglichkeit bietet bis zu 10.000 lpm HSCW zu verarbeiten. Leider ist dieses Gerät nicht sehr verbreitet, sodass Erfahrungen und Berichte fehlen. [10]



Zusatzgeräte (TX) Die herkömmliche CW-Trägertastung (A1A) über den Morsetasteneingang ist für HSCW kaum möglich. Der Schaltkreis zur Zeichenformung (Abflachung der Flanken) verstümmelt die schnell getasteten Zeichenelemente ab ca. 400 - 500 lpm. Es wäre ein Eingriff in die Schaltung notwendig, um eine höhere Tastgeschwindigkeit unverzerrt aussenden zu können. Dann ist das Gerät aber nicht mehr für CW in normaler Geschwindigkeit einsetzbar. Deswegen sind die meisten Amateure dazu übergegangen, den Sender im SSB-Mode (USB) mit einem getasteten NF-Generator zu modulieren (J2A). Der NF-Generator wird von einer Speichertaste oder einer Computerschnittstelle angesteuert. Die NF kann über eine Potentialtrennung und Pegelanpassung direkt in die Mikrofonbuchse, in einen „data in“- oder AFSK-Eingang eingespeist werden. Das gleiche gilt auch, wenn über die Soundkarte des PCs moduliert wird. Am Transceiver sollte der Audiokompressor ausgeschaltet sein, um eine Verzerrung des Tasttones zu vermeiden. [21][17] Um den richtigen NF-Ansteuerpegel zu erhalten, kann man folgendermaßen vorgehen: [21] 1. Transceiver im CW-Mode hochtasten. Ausgangsleistung messen. 2. Transceiver im USB-Mode mit einem HSCW Testsignal (TEST DE DHNGCD) ansteuern. 3. Den NF-Pegel so einstellen, dass ungefähr 40 - 50% der in Punkt 1 gemessenen Leistung

erreicht wird. Speichertasten: Als Tastgenerator eignen sich nach wie vor modifizierte Speichertasten (z.B. ETM-Serie). [21] Software: Verbreiteter sind aber PCs mit entsprechender Software wie z.B. MS-Soft von Ilkka Yrjölä, OH5IY. Dieses Programm enthält neben der Tastroutine über die serielle Schnittstelle auch einen Sked-Manager und ein Programmteil mit dem unter anderem ZHR / HR, die Effizienz eines MS-Funkpfades, Azimut und Elevation zum Radianten berechnet und angezeigt werden kann. Ein anderer Programmteil enthält eine Datenbank mit den ZHR der wichtigsten Meteoroidenschauer der letzten Jahre. Sie lassen sich für eine statistische Auswertung grafisch darstellen. Die Daten werden regelmäßig vom Programmautor aktualisiert. Für dieses Programm eignen sich noch ältere PCs der '286er Reihe. [5] NF-Generator: Eine Stabilität von ungefähr ± 100 Hz ist für HSCW ausreichend. Wichtiger ist, dass er einen sauberen Sinus generiert, und dass er sicher anschwingt. Diese Kriterien müssen unbedingt erfüllt werden, um ein sauberes und lesbares Sendesignal zu erhalten. [21] Bandbreite der Aussendungen [21] Die Bandbreite der Aussendungen kann mit folgenden Formeln berechnet werden: Bn = B * k Bn - Bandbreite (Hz) B - Tastgeschwindigkeit in Baud (B = lpm / 6) k - Tasthärte (5 bei MS) Beispiel: Es wird mit 2500 Zeichen pro Minute getastet. Bn = (2500 lpm / 6) * 5 Bn = 2083 Hz Hier wird deutlich, dass man zum Empfang solcher CW-Aussendungen das SSB-Filter wählen muss.



Hohe Tastgeschwindigkeiten [22] An dieser Stelle sei noch erwähnt, dass ab 10.000 lpm das Signal-zu-Rauschverhältnis merkbar abnimmt. Die einzelnen Zeichenelemente „verschmieren“ und ein störendes „Klingeln“ ist hörbar. Vermutlich wird dieser Effekt durch die Filterbandbreite im Sender und Empfänger hervorgerufen. Bei solch hohen Tastgeschwindigkeiten muss ein hoher Tastton verwendet werden, damit die Länge eines Punktes noch mindestens der Dauer eines Sinus des Tasttones entspricht. Nur dann ist eine lesbare Modulation gewährleistet.

Tastgeschwindigkeit: Länge eines Punktes: Minimale Tasttonfrequenz:

10.000 lpm 600 ms 1666.67 Hz 15.000 lpm 400 ms 2500.00 Hz 20.000 lpm 300 ms 3333.33 Hz

Tabelle 5.4.1.: Tastton im Verhältnis zur Tastgeschwindigkeit

Zur Berechnung dieser Tabelle wurde folgende Formel verwendet: f = ((x / 5) * 50) / 60 f - Tasttonfrequenz in Hz x - Tastgeschwindigkeit in lpm Da die obere Filterflanke eines üblichen SSB-Filters bei 2700 Hz liegt, ist leicht ersichtlich, dass bei hohen Tastgeschwindigkeiten selbst diese Filter zu schmal sind.

(in Bearbeitung) 1. Generation: TRX, Speichertaste, Up-Konverter, Tonbandgerät 2. Generation: TRX, DTR-MS, PC, OH5IY-Software 3. Generation: TRX, PC, 9A4GL-Lösung

Bild 5.: Blockschaltbilder

5.4.2. Die Software WinMSDSP 2000 für HSCW [7] Neben diesen Systemlösungen hat Tihomar Heidelberg, 9A4GL eine PC-Software als DOS-Freewareprogramm entwickelt. Es ist auch eine Windows 95/98-Sharewareversion dieses Programms erhältlich. Die Vollversion erhält man nach Abgabe einer Registrierungsgebühr. Die Nutzung der unregistrierten Version dieses Programms ist zeitlich auf einige Minuten begrenzt. Die Pings und Bursts lassen sich in einem NF-Empfangsfenster visuell erkennen, markieren und auch als WAV-Datei abspeichern. Die stufenlose Einstellmöglichkeit von Geschwindigkeitsreduzierung und Up-Konverter und die Programmbedienung per Maus gestalten den MS-Betrieb sehr komfortabel. Mit diesem Programm kann mit über 10.000 lpm gesendet und empfangen werden. Neben dem Programm ist ein leistungsstarker PC (mind. '486er) und eine 100% SoundBlaster kompatible Soundkarte, die duplexfähig sein muss. Mit der werden die empfangenen Signale verarbeitet und die Sendesignale generiert. Die PTT wird über eine Schaltstufe an der seriellen Schnittstelle angesteuert. Sollte ein passender PC schon vorhanden sein, ist dieses Programm in Verbindung mit einer kleinen Adapterschaltung zur Pegelanpassung zwischen PC und TRX bestimmt die kostengünstigste Lösung.



Bild 5.4.2: WinMSDSP 2000 von 9A4GL

5.5. Interface für WSJT und WinMSDSP Für beide Programme genügt ein einfaches Interface, welches auch für PSK31, RTTY, SSTV usw. angewendet wird. Die Aufgaben dieses Interface sind Pegelanpassung, galvanische Trennung und Impedanzanpassung. Da die Mikrofoneingänge des TRX und der Soundkarte mitunter sehr empfindlich sind, darf der NF-Pegel des Eingangsignals nur sehr klein sein. Ist der Line-In-Eingang der Soundkarte noch frei, sollte dieser verwendet werden. Aber auch für den Line-In-Eingang ist der NF-Pegel des TRX meist zu hoch. Die Pegel lassen sich mit Potentiometer in weiten Bereichen den jeweiligen Bedürfnissen anpassen. Die galvanische Trennung verhindert störende Brummschleifen und Beschädigungen an TRX und Soundkarte, welche durch unterschiedliche Potentiale der Masseleitungen hervorgerufen werden können. Ein eventueller DC-Spannungsanteil am Mikrofoneingang, der für den Betrieb von Elektret-Mikrofonkapseln benötigt wird, wird abgeblockt. Oft wird in den Verbindungen zwischen Empfänger und Soundkarte bzw. Soundkarte und Sender ein kleiner Kondensator in die Signalleitung eingefügt. Neben einer gewünschten galvanischen Trennung und Pegelanpassung wirkt der Kondensator als Hochpass im NF-Bereich. Dies wirkt sich bei HSCW nicht störend aus, da nur ein einzelner Ton getastet wird. Die vier Töne von FSK441 werden hingegen ungleich abgeschwächt, was zu einem schlechten Sendesignal führt und deswegen die Dekodierung negativ beeinflusst. Deswegen sollte anstatt eines Kondensators ein NF-Übertrager, der im ganzen NF-Bereich einen konstanten Frequenzgang besitzt, verwendet werden. Die Verbindungsleitungen zwischen Transceiver, Zusatzgeräte und PC sind selbstverständlich geschirmte Ausführungen um HF-Einstrahlung zu vermeiden. Die PTT wird von der DTS- oder RTS-Leitung einer seriellen Schnittstelle getastet. Ein Optokoppler sorgt auch hier für eine galvanische Trennung zwischen PC und TRX. Viele neue Laptop-PCs habe bereits keine serielle Schnittstelle mehr. In dem Fall sei vor der Anschaffung eines Adapters gewarnt, denn oft machen Betriebssystem und Adapter Probleme bei der Ansteuerung der Steuerleitungen durch die Software. [21]



Bild 5.5.: Schaltbild, Interface für WinMSDSP und WSJT

6. Sonstiges 6.1. Das QSO-Protokoll Ein QSO-Protokoll hilft bei HSCW, den momentanen Stand des QSO zu verfolgen. Die empfangenen Bruchstücke des QSO-Textes und die Anzahl der Pings und Bursts sind stets im Überblick. Gerade dem Einsteiger ist deswegen das Führen eines Protokolls zu empfehlen. Es ist auch interessant zu erfahren, welche Zeichen beim QSO-Partner zu empfangen waren. Werden die QSL-Karten direkt gesandt, so kann man der Karte eine Kopie dieses Protokolls beilegen.

Bild 6.1.: Ausschnitt, QSO-Protokoll



6.2. Die QSL-Karte Auf der QSL-Karte wird üblicherweise bei FSK441 die längste Reflexion in Millisekunden und die maximale Feldstärke in dB über Rauschen angegeben. Beide Werte werden vom Programm ermittelt. Bei HSCW werden die Anzahl der Bursts und Pings, die Dauer der längsten Reflexion und die maximale Feldstärke aufgeführt. Beispiel: 13P 7B 5“ S7 (13 Pings, 7 Bursts, maximal 5 Sekunden und maximales Signal S7). Als Betriebsart kann FSK441 bzw. Highspeed-CW, HSCW, CWMS oder MSCW angegeben werden. Auch Bemerkungen über Namen des Schauers, sporadische Meteoroide, Sked- oder Random-QSO sind sinnvoll. 6.3. Geschichtlicher Rückblick 6.3.1. Kommerzielle Systeme Schon vor 1925 wurde von Heising, Eckersley, Appleton und Schaffner die Reflexion von Radiowellen an Meteoren entdeckt. Diese Pioniere untersuchten ein Phänomen großer Elektronenmassen, die in der oberen Atmosphäre kurzzeitig auftreten. 1931 vermutete Skellett Meteore als Grund für diese Erscheinung. Erste Echos von Meteoren erhalten Schaffner und Goodall 1931 während des Leonidenschauers mit einem 1.6 bis 6.4 MHz Pulsradars. 1932 führten Appleton, Naismith und Ingram Empfangsversuche mit Vorwärtsausbreitung von HF-Signale durch. Ein Jahr, bevor Beverage, Peterson und Hansell selbst auf 40 MHz reflektierte Signale beobachteten. 1933 empfing Jones Reflexionen im Frequenzbereich zwischen 42 und 84 MHz aus 200 Meilen Entfernung. 1942 bis 1944 führte das FCC Engineering Departement weitere Tests in diesem Frequenzbereich bis zu 340 Meilen Entfernung durch. Eine Verbindung mit sichtbaren Meteoren wurde im Jodrell Bank Test (Radioteleskop in der Nähe von Manchester, England) bestätigt. Meteorscatter wurde in den 60er Jahren intensiv erforscht und ist während den 70er Jahren mit dem Durchbruch der Satellitenkommunikation in Vergessenheit geraten, in den 80er Jahren aber als zuverlässige Datenverbindung für militärische und zivile Dienste mit geringem Datenaufkommen wieder entdeckt. Die nun verfügbare Computertechnologie zur Datenverarbeitung aber auch zur Steuerung und Kontrolle der Netzwerke war die Voraussetzung für eine solche Entwicklung. Anwendungen von Meteor-Burst-Kommunikation (so die kommerzielle Bezeichnung) sind in verschiedenen Bereichen zu finden. So nutzt das US Departement of Soil Agriculture seit 1970 über Solarzellen versorgte Sensoren und Meteor-Burst-Sender, um Schneefall und andere meteorologische Daten in den Bergen der westlichen US-Staaten zu sammeln. Am Vulkan St. Helen überwacht ein solches System das Schmelzen des Schnees, was ein Anzeichen für einen bevorstehenden Vulkanausbruch wäre. Die chinesische Armee erhält mit dem System Kenntnisse über Truppenbewegungen, die Regierung Ägyptens überwacht damit den Wasserstand des Nils, das nordamerikanische Luftverteidigungskommando nutzt das System als Ersatzsystem zur Absicherung der Datenübertragung. Sender, die in einer LKW-Kabine Platz finden, dienen zur Standortbestimmung des Lastzuges und damit zur Koordination der Warenlieferung. [5]



Tabelle 6.3.1.: Kommerzielle Meteorscatter Kommunikationssysteme [29]

6.3.2. Amateurfunk 1958 begannen mehrere Funkamateure in Europa sich intensiv mit Meteorscatter im Amateurfunk zu beschäftigen. OE6AP, Alois benutzte zum Geben vorgeschnittene Plexiglasscheiben mit vorbereiteten Anrufen und Rapporten, die er mit einem umgebauten Scheibenwischermotor betrieb. Die Geschwindigkeit war regelbar. Ein großes Problem damals war die Frequenztreffsicherheit. HB9RG, Hans, baute sich einen Röhrenoszillator mit Quarz, den er seinem Skedpartner SM6BTT zur Kontrolle schickte! Am 14. Dezember 1958 war es dann endlich soweit: In der Zeit zwischen 0000 MEZ und 0114 MEZ glückte dann das erste europäische Zweiweg-MS-QSO. Wie im kommerziellen Bereich, so hat auch im Amateurfunk erst die Digitaltechnik den breiteren Durchbruch gebracht. Speichermorsetasten wurden auf die hohen Tastgeschwindigkeiten modifiziert. Seit diese preisgünstig auf dem Markt verfügbar wurden, wuchs die Zahl der MS-Begeisterten ständig. Trotzdem war der Umgang mit dem Tonband recht umständlich und unkomfortabel. Die Verbreitung des DTR-MS brachte hier eine gewaltige Erleichterung. Viele Funkamateure wurden in dieser Betriebsart QRV und gleichzeitig stieg die Tastgeschwindigkeit auf ca. 2500 - 3000 lpm. Ein weiterer Schub kam in den letzten Jahren mit der Verbreitung der MS-Software von 9A4GL. Wieder wurde der Einstieg in die Betriebsart erleichtert. Eine maximale Tastgeschwindigkeit von 10.000 lpm stellt nun kein Problem mehr dar. [9]



7.1. Quellennachweise und Internet Links [1] Weinheimer UKW-Tagung 1996: Dieter Brendin, DF1SO, Meteorscatter für Einsteiger [2] Sonderheft „funk spezial“ 1997: Guido Jünkersfeld, DL8EBW, Funkbetrieb über

Sternschnuppen [3] IARU Region 1, Operating procedures for meteor scatter QSO´s, Davos 2005

http://www.iaru-r1.org/VHF_Handbook_V5_03.pdf [4] The VHF / UHF DX BOOK 1995: Editor Ian White, G3SEK, diverse Autoren und Beiträge [5] Compact MS-Soft: Ilkka Yrjölä, OH5IY, Programmdokumentation

http://www.kolumbus.fi/oh5iy/ [6] IARU Region 1, OH5IY, SRAL Finland, Definition for ping and burst for scientific analysis

of amateur radio meteor scatter, Lillehammer, September 1999 http://www.iaru-r1.org/VHF_Handbook_V5_03.pdf

[7] HSCW Programm WinMSDSP 2000 von 9A4GL http://www.qsl.net/kd4sai/mrscde.html

[8] Eckart K.W. Moltrecht, DJ4UF, Amateurfunk - Info, Wie funktioniert Meteorscatter? http://www.dj4uf.de/funktechnik/funktechnik.htm#Meteorscatter

[9] Clubzeitschrift des DARC „DL-QTC“ und „CQ-DL“: diverse Autoren und Beiträge ab 1963 [10] DK6JU, JUDSP-3

http://www.qsl.net/dk6ju [11] Dr. Lex Wennmacher, Der Kuiper Disk

http://www.uni-koeln.de/math-nat-fak/geomet/geo/forschung/pluto/kuiper-disk.html [12] Michael Wapp, Der Kuipergürtel und die Oortwolke

http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/kboc.html [13] Löbenberg-Rundspruch Nr. 10, 1. März 1996, Dieter Brendin, DF1SO, Die

Antennenrichtung bei Meteorscatter-QSOs [14] Löbenberg-Rundspruch Nr. 19, 1. November 1996, Dieter Brendin, DF1SO, Fragen und

Antworten zur Betriebsart Meteorscatter [15] Clubzeitschrift der ARRL „QST“: diverse Autoren und Beiträge ab 1940 [16] Daniel E. Warren vom Rome Laboratory und Robert Desourdis vom Science Application

Corporation, Meteor Burst Communication The Gap Filler [17] N1BUG, An Introduction to High Speed CW Meteor Scatter (HSMS) & WSJT

http://www.g1ogy.com/www.n1bug.net/operate/hsms.html [18] Palle Preben-Hansen, OZ1RH, Working DX on a Dead 50 MHz Band Using Meteor Scatter

http://www.uksmg.org/deadband.htm [19] Maarten Broess, W1FIG, Comparison of DTR-MS and MTR with MSDSP

http://www.nitehawk.com/rasmit/dtrfinal.doc [20] W8WN, FAQ on HSCW MS operation, Rev. 04/07/98, v.4

http://www.qsl.net/w8wn/hscw/hscw.html [21] W8WN, Semi-technical HSCW FAQ, Rev. 04/08/97, v.3

http://www.qsl.net/w8wn/hscw/hscw.html [22] W8WN, Archived MS and HSCW News

http://www.qsl.net/w8wn/hscw/hscw.html [23] International Meteor Organisation (IMO), Radio Observation

http://www.imo.net/radio [24] Doris Unbehaun, Meteore, Meteoroide und Meteorite, Februar 1998

http://www.astronomie.de/ [25] Arbeitskreis Meteore e.V. (AKM), diverse Seiten

www.informatik.rwth-aachen.de/16/colleagues/molau/meteore/akm.html [26] Christoph Bosshard, AstroInfo

http://www.calsky.de/ [27] Meteoroids from interstellar space, Professor Jack Baggaley, Department of Physics &

Astronomy, University of Centerbury, Christchurch, New Zealand http://www.phys.canterbury.ac.nz/people/baggaley.shtml



[28] Phil Gebhardt, Radio Detection of Meteors, ONTARIO DX ASSOCIATION http://www.odxa.on.ca/

[29] Roland Jugandi P.Eng., Heritage College-Electronics Department http://www.cegep-heritage.qc.ca/Programs/Electronics/faculty.htm

[30] WSJT: FSK441-Programm von Joseph H. Taylor, Jr., K1JT, Programmdokumentation http://physics.princeton.edu/pulsar/K1JT/

[31] The Bavarian Contest Club http://www.bavarian-contest-club.de

7.2. Andere Quellen Diese zwei Bücher bieten Informationen in sehr genauer, wissenschaftlicher Art. Sie sind nicht mehr so einfach zu beziehen und stehen auch leider dem Autor nicht zur Verfügung: • Beyond Line of Sight, ARRL, 1992, Emil Pocock, W3EP • Meteor Science and Engineering, McGraw-Hill, 1961, D.W.R. McKinley 8. Der Autor Christoph Dörle, DH9GCD Landsiedlung 1a D-79336 Herbolzheim i. Br. Email: dh9gcd at t-online dot de Packet Radio: DH9GCD@DB0LHR.#BW.DEU.EU Lizenziert seit 1995 QRV auf 2m in SSB, CW, HSCW, FSK441 via Tr, Ms, Es, Au



9. Notizen

Documents

MS Dokumentation 600 - darc.de · „Sternschnuppe“ genannte Erscheinung wird wissenschaftlich der oder das Meteor genannt (Mehrzahl Meteore). Dieser Begriff bezeichnet streng genommen