RADIO UND FERNSEHEN - FOREIGN LANGUAGE

• Document Type: CREST
• Collection: General CIA Records
• Document Number (FOIA) /ESDN (CREST): CIA-RDP80T00246A038600250001-6
• Release Decision: RIFPUB
• Original Classification: K
• Document Page Count: 36
• Document Creation Date: December 22, 2016
• Document Release Date: April 28, 2010
• Sequence Number: 1
• Publication Date: June 12, 1957
• Content Type: MISC

J I
Approved For Release 2010/04/28: CIA-RDP80T00246AO38600250001-6
JFERNSEHE
HOVKIHNOR (POE G?3G DOQ FEENNHEN, C ECKVI Ma MMUa Mao GdEMI(OHM
V E Ilk L A ' G D I EW1.RTSCHAF
I Approved For Release 2010/04/28: CIA-RDP80T00246AO38600250001-6
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11 AUS DEM INHALT
Zuni Internationalen Geophysikaliechen
Jahr1957/58
Diedrich Wattenberg
Aufgaben des Internationalen
Geophysikalisdren Jahres 1987/58 362
Fritz Filrstenberg
Die Radiostrahlung der Sonne 364
H. Prinzler und F. FUrstenberg
Empfanger und Antennen der
Radioastronomie
Helmut Prinzler
Eigenschaften einiger Rauschquellen 375
Jens, Taubenhelm
Dielonosphore
Hans Volland
Das Magnetfeld der Erde
Helmut Stadlmann
Aufbau and Wirkungsweise eines
Durchdrehsenders
Udo Kohler
Atmosphiirische end kosmische Ein-
wirkungen auf den Menschen .P - 391
Unser Bild zeigt den seiner Vollendung entgegen-
gehenden 36-m-Parabolspiegel des Heinrich-Hertz-
Institutes, der houptsachlich our Durchmusterung des
Himmels benutzt werden soil. Der Spiegel 1st In der
Ost-West-Achse drehbar oaf zwei TUrmen gelagert.
disdten. E-Schlcht. Mittelwert .der,.'
eurdpalschen Stationer Linddu,
Sdtw%arzenburg and ? Slough fOr
1953 undA954. fEs < 7 MHz
Verlag DIE WIRTSCHAFT
Berlin NO 18, Am Frfedrichshoin 22
Telefon 530871, Fernsdvelber 1448
Verlagsdirektor: Walter Franze
Radio und Fernsehen
Chefredakteur: Peter Schaffer
Verantw.Farhredakteur: Ing. Giselher Kuckelt
Lizenznummer : 41 02
Anzeigenannahme r Verlag DIE WIRTSCHAFT und
alle Fillalen der DEWAG, z.Z. glltige Preisliste Nr. 1
Drudt i TrlbUne Druckerei III, Leipzig 111/18/36
Nadtdrudt und AuszUge nur mit Genehmigung des
Verlages. Ails welteren Redtte vorbehalten.
Erscheint zweimal im Monat, Einzelheft 2,- DM
Arr,_18. unr1:19. Mai 1957. warden im Goblet der DDR vielfach'Falle von Fernseh-und UKW-Gberreid,welte festge-'
'stellt. Die zahlreid,en Briefe uuserer Leser, denen sum Teil.gate Sd,irmbildfotos beilagen, konneowir leidernid,t im
-efnzelnen wiedergeben. So bedchtet G: Lindner ass Rodebeul Ober den Emplong von 12 bis 15 italienischen UKW-
Sendern, ondere Loser stellten Fernsehempfong italienisd,er, sowjetisd,er and englischer Sender lest (slefie Bilder).
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i hn vom Betriebslb fO Rudlkd Fh e
.aorrnun anernseen, zugeben. ?
Fernousbreitung von Meterwellen fiber die Ionosphere
Die normale '-Reichweite eines UKW-Sere- Superreichweiten sired offensichtlich- auf
ders -wird - 100 ,km kaum dberschreiten. ? solche Refiexionen . zuruckzufiih-ren.' Als
Dieser Wect ist. jedoch von- der Sender- - Es-Schicht wird , das 'Auftreten einer
leistung; der Hohe'derSende- bzw. Emp- -auf3erordentlich kraftigen Erhohung der
-
fangsantenne und der Empfindlichkeit der Tragerdichte in' einer Hdhe von etwa
'Ernpfangsanlage abhangig: Neben diesen . 100 km bezeichnet. Die En-Schichtist sehr
dauernd 'gewahrleisteten Einpfangsmog- unregelmaliigen Veranderungen unter-
lichkeiten -treten unter gtinstigen iatmo- worfen , and , zeigt eine entsprechende
f
a
turner gestalten,, unw-Senaer ursacne -besteht nosh keine einheitliche
auc1f bis zu Entfernungen : von 400 his Meinung. Vermutlich kommt eine
Meteor-500-km. zu',empfangen. - Weiter'hin ist . be ? ? ionisation in Betracht, die allerdings den
kannt, da13 aul3er diesen nur zeitweise auf--' ausgepragten taglichen Gang nicht er-
tretenderi?tYberreichweiten durch t r o p o - - klaren konnte, oder ens 'handelt sich um
s p h a r is t h e St r e u a u,sb'r e i t u,n g eine , Molekdlrekombination. des Sauer-
(tropospheric scatter) unter. Verwendung stoffs. -Bei diesem Vorgang wurde' die bei
von Antennen ? mit hohein-' Gew.vinn und der Rekombination freiwerdende Energie
:starker' Biindelung .Ubertraguhgsstrecken ausreichend sein, das neue Molekul zu.
arbeiten, die einen d a u, a, r, n d e n .' Be- ionisieren. .
trieb uber derartige' Entfernungen ge_ 1 Die . Es-Schicht besitzt einen ausgespro-
statt n'. chenen jahrlichen Gang and tritt vorwie- ?
Aufier diesen in der Troposphere auftre- gend im. Sommer auf. Im Winter wird die
tenden -Ausbreitungsmechanismen ist eine Es-Schicht kaum beobachtet, wie auch aus
UKW-Ausbreitung 'fiber - die -I o n o - Bild 1 hervorgeht.
s'pp h.a r e bekannt, wobei 'Ionisationswol- Neben dem'ausgepragten jah'rlichen Gang
ken einevor..wartsstre-uung'der.Feldstarken flndet sich' auch ein taglicher Gang mit
hervorbringen (ionospheric scatter) , und einem Maxiniuni gegen Mittag? und einem
damit?eine'zu einem relativhohenProz'ent- - Nebenmaximum am spaten Nachmittag'
satz der Zeit vorhandene tTbertragungs- (Bild 2).
moglichkeit- schaffen. Kleinere ubertrag- Auf3erhaib des eigentlichen' Versorgungs-
bare Bandbreite 'und geringere Betriebs- gebietes eines Fernseh- oderUKW-Senders
sicherheit ais bei den tropospharischen nehmen die Empfangsmoglichkeiten lau-
-Streustrecken sindftir dieseAusbreitungs- fend ab, and in',grof3eren Entfernungen
-art ,chara_kteristisch. Alden, Ausbreittingen -,korinen nui_doeh Uberreichweiten_in der
-'uber die Tonosphare ist die.Beschrankung, .T-roposphare'ein'ausreichendes Signal her-
- die unteren.Bereiche der Meterwellen _ -vorbringen.'-Auch die Ausbreitung durch ,
gemeinsam; wobei normalerweise . 60 bis abdormale ionospharische lZustande 'be-
70 MHz,-bei Ausbreitung ube,K die spora-.eLsschrankt':sich:atif eihen bestimmten Ent-
dische'E-Schicht 100 MHz kaum,tiiberschrit- - fernungsbereich. vom Sender..Im Bild 3 ist
ten .warden. Neben diesen Ausbreitungs- die relative ?Hauflgkeit von' Weitempfang
arten gibe es noch' eine Ausbreitung uber dutch abnorinale . Ausbreitungsbedingun-
die" F;=Schicht, un.d Reflexionen .an' Ionisa- gen -reach in -den- USA durchgefiihrten
tionswollcen; die anl5f3lich :ausgepragter Empfangsbeobachtungen.' wiedergegeben.
6rdlichterscheinungen auftreten; beson- Man erkennt` deut
N licfi einen Anstieg der
ders 'im,'Zeitraum starker Sonnenflecken- - , Hauflgkeit ab etwa 700 Meilen, und nach-
tatigkeit. - Erreichen' einer maximalen Hauflgkeit in
-
Eine weitere gelegentlich'auftretende Aus- - einer Entfernizng von 1000 Meilen ?geht die
breitungsmdgiichkeit' fur Meterwellen bis Empfangsmbglichkeit sehr schnell zurtick.
etwa 100 MHz besteht uber die._sporadische. Es deirfte aus den Ausfk1hrungen hervor-
'
E-Schicht, im'folgenden _mit Es bezeichnet. gehen, dali
die am 18. und 19. Mai 1957 be-
.Die am '18. und 19. Mai' 1957 beobachteten obachteten ' Fernausbreitungen uber die
0. -4 8 12 ? '16 20 0' ' ? 200 400 600 800 1000 1200 1400
Offsreit - - - - Meilen
. ?Bild 2: Tagliche Verdnderlfd,keit,' Bald' 3: Relative Haufigk'elt des
'der Es-Sa,kht fir,1953 and 1954,,. Empfangs Vol abnormalen Ausbrel-
Mittelwert aus den Statlonen Lin- tungsbedingungen Im Frequenzbe.
dau, Schwarzenburg und' Slough.' retch 54 bis 88MHZ nach Fernseh-
fEs < 7.MHz empfangsbeobadvungen ' In USA
far die Deutsche Demo k rat is c he iRepu bilk: Samtllche Postainte'r, -der artllche' Buchhandel und'
der Verlag
fUr'die Deutsche Bu ndes'r'epublik: Samtlld,e Postamter, der'ortllche Buchhandel und"der Verlag.
Auslleferung fiber HELIOS Llteratu`r-Vertriebs-GmbH, Berlin-Borslgwolde, Eldsborndamm 141-167 '
Fur das Aosland:
V o l k s r e p u b l ik A l b a n i o n: Ndert,arrja Shtetnore -Botlmeve, Tirana
Volksrepublik Bulgarien:'Petschatni proizvedenla, Sofia, L6gub 6
Volksrepublik`China:. Guozl Shudian, Peking, P.O. B,-50 und-Hsin Flue Bookstore, Peking, P.O. B. 329
Volksrepublik Polen: P. P.K. Ruch, Warszawa, Wlloza 46 - -
Rumanische To lksrepublik: C. L. D.C.-Bozo Carte; Bukarest, Cal Mosilor 62-68 ' - -
Postovy urad 2 _ .
UdSSR: Dle+stadtisd,en Abtelluogen.-Sojuspedtatj-, Postamter and Bezlrkspoststellen
-Ungarlsche Vol ksrepu bl'fk:'-Allami;konyvterjesrto?vallalat, Budapest, Deck-Ferenc-U. 15
FOr'alle anderen Lander: Verlag: DIE WIRTSCHAFT,Beilin.NO 18, Am'Frledrlchshain22
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RADIO UND
FERNSEHEN
2.'JUNIHEFT
6.JAHRGANG
12,
ZE.ITSCHRIFT FOR RADIO.- FERN SEHEN ? ELEKTROAKUSTIK? E.LEKTRONIK
Zum Internationalen Geophysikalischen Jahr 1957/58
Wahrend die Naturwissenschaft vergangener Jahrhunderte eine vorwiegend spezialisierte - und mehr noch als
das - eine voneinander i s o l i e r t e Forschung in den einzelnen Wissensgebieten betrieb, hat sich die Methode in
der Neuzeit grundlegend gewandelt. Die Analyse der Naturerscheinungen und ihre theoretische Betrachtung
ergaben Parallelen und Zusammenhange, deren Auswertung zu unserem heutigen Weltbild fiihrt, einem Weltbild,
das in sich geschlossen ist, also keine Trennung mehr kennt zwischen Mechanik, Optik, Elektrizitatslehre,
Chemie, Biologie ... Dem Hochfrequenztechniker und Elektroniker sind these Tatsachen nicht unbekannt.
Er weiB, daB der Ausschlag- seines- Spannungsmessers hervorgerufen wird durch die magnetische* Wirkung
bewegter elektrischer Ladungen, er kennt das Leuchten des Bildschirmes am Fernsehempfanger, die Leucht-
erscheinung des Magischen Auges und ihr Zustandekommen durch das Eindringen energiereicher Elektronen in
die Atomhiille der Leuchtstoffatome, er beobachtet taglich die vielfaltigen Zusammenhange zwischen Wetter
bzw. Tageszeit und Empfangsqualitat auf den verschiedenen Wellenbereichen.
Wir haben, um einmal die Kenntnis von den grol3en Zusammenhengen noch mehr zu vertiefen und um zum
anderen- zu zeigen, in welchen vollig ,abseitigen" Wissensgebieten die elektronische Technik ein unentbehrliches
Hilfsmittel geworden ist, das Internationale Geophysikalische Jahr 1957/58 zum AnlaB genommen, den Inhalt
des vorliegenden Heftes auf einige dieser Forschungsaufgaben auszurichten.
Um dabei eine gewisse Systematik zu wahren, beschranken wir uns auf folgende Komplexe:
1. Die Radiostrahlung der Sonne, ihre Messung, McBmethoden und Gerate.
2. Die Ionosphere und. ihre Erforschung, das Magnetfeld der Erde.
3. Elektronische Hilfsmittel der Meteorologie, Methoden und Vorrichtungen zur Erforschung der Hochatmo-
splhare (Raketen und Satelliten).
Die Errichtung und Inbetriebnahme des Radioteleskops der Universitat Bonn riickte bereits vor einiger Zeit
die Radioastronomie in den Blickpunkt der Hochfrequenzfachleute. Es erschien uns daher an der Zeit, die
bereits seit Ende 1951 im Heinrich-Hertz-Institut der Deutschen Akademie der Wissenschaften in Berlin
laufenden Arbeiten einer breiteren Offentlichkeit bekanntzugeben. Das Institut befaBt sich auf radioastrono-
mischem Gebiet vorwiegend mit Beobachtungen der Radiostrahlung der Sonne und hat im Rahmen der inter-
nationalen Zusammenarbeit im Geophysikalischen Jahr wesentliche Aufgabenkomplexe ubernommen. Ebenso
sollen unsere Veroffentlichungen auf andere Forschungen hinweisen, die nur im internationalen Mal3stab erfolg-
reich sein kSnnen und an...denen die'Institute der Deutschen Demokratischen Republik maBgeblich beteiligt sind,
so z. B. Beobachtungen der lonosphare, Ausbreitungsmessungen der elektromagnetischen Wellen und die ge-
samte Wetterkunde, deren popularstes Ergebnis, namlich die Wettervorhersage, stets nur auf Grund der Mes-
sungen und Beobachtungen vieler Observatorien moglich ist.
Als Mitarbeiter an diesem Heft und als Autoren der Arbeiten des Komplexes 3, die wir im Heft 14 veroffentlichen,
haben sich dankenswerterweise folgende Herren zur Verfugung gestellt:
Dr. Paul Beelitz, Leiter des Radiosondendienst beim Meteorologischen-und Hydrologischen Dienst der Deutschen
Demokratischen Republik, Berlin
Dipl.-Ing. Fritz Furstenberg, Heinrich-Hertz-Institut fur Schwingungsforschung der Deutschen Akademie der
Wissenschaften, Berlin
Ing. Martin Gorsdorf, Observatorium Lindenberg des Meteorologischen und Hydrologischen- Dienstes der
Deutschen Demokratischen Republik
Ing. Erich Huttmann, VEB Wissenschaftlich-technisches Buro fur Geratebau, Berlin
Dozent Dr. med. habil. Lido Kohler, Oberarzt an der 2. Medizinischen Klinik der Martin-Luther-Universitat,
Halle (Saale)
Ing. Hans-Jochen Linke, VEB Wissenschaftlich-technisches Buro fur Geratebau, Berlin
Dipl.-Ing. Dankwart Obst, Observatorium Lindenberg des Meteorologischen und Hydrologischen Dienstes der
Deutschen Demokratischen Republik
Ing. Helmut Prinzler, Heinrich-Hertz-Institut fur Schwingungsforschung der Deutschen Akademie der Wissen-
schaften, Berlin
Ing. Helmut Stadlmann, Heinrich-Hertz-Institut fur Schwingungsforschung der Deutschen Akademie der
Wissenschaften, Berlin
Dr. Jens Taubenheim, Heinrich-Hertz-Institut fur Schwingungsforschung der Deutschen Akademie der Wissen-
schaften, Berlin
Dr. Hans Volland, Heinrich-Hertz-Institut fur Schwingungsforschung der Deutschen Akademie der Wissen-
schaften, Berlin
Diedrich Wattenberg, Leiter der Archenhold-Sternwarte, Berlin-Treptow
Weiterhin sind wir zu Dank verpflichtet Herrn Prof. Dr. Hachenberg, Direktor des Heinrich-Hertz-Instituts, und
Herrn Ing. Willi Thielicke, Leiter der Abt. Hochfrequenz im VEB Wissenschaftlich-technisches Bum for
Geratebau, die der Redaktion beratend zur Seite standen. Die Redaktion
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DIED?RICH 1NATTE'NBERG
Aufgaben des ; Internationalen
- Geophysikalischen Jahres ' 1957/58
.
(= 1 Uhr MEZbegirint in, der ganzen bis zum 31 ; 'Jiuli? 1.933 durchgefuhrt wer- Zweck sind. in den. beteiligten .Staaten
Welt, das ,.Internationale Geophysika den: Diesmal verteilten sich.. die' anzu-. Nationalkomitees oder Lan'desausschiisse
tm 1: Juli 1957, um?.0 -Uhr Weltzeit' '(ohne Deutschland) vom 1. August 1932 Durchfuhrung kommen soll
' Zu diesem
lische Jahr, abgekurzt'= AGJ von Annee `stelenden, , Beobachtungen uber, . weite. gebildet worden. So wird das National-?
Geophysique Internationalel), das bisher`, , Gebiete der? gesamten, Erdkugel._ Zwar - komitee der Deutschen Demokfatischen
groBte und bedeutendste Forschungs- waren 'in, der Arktis nicht' weniger als Republik von dem Vizeprasidenten 'der
untermen der Wissenschaft. In - 55;.?;-4'3 Beobachtungsstationen errichtet wor Deutschen Akademie der Wissenschaften,-
Landern werden rung 10 000 ?Forscher, . den .'und sechs Expeditionen 'in der Prof...Dr. H. Ertel, geleitet; wahrend im
und Helfer die Arbeiten an einem um-' Antarktis, tatig;'allein - das weitraumige westdeutschen Land esausschuB'der Direk-
fangreichen Beobachtungsprogramm auf Fo.rschungsprogramm dieses Jahres.um tor? des Geophysikalischen Instituts der
nehmen; das sick auf fast ells. physika faBte praktisch alle Fragen der modernen. 'Universitat Gottingen, Prof. Dr . ,J..Bar-
lischen Erscheinungen der Erde als,Planet G.eophysik, wie sie- Bich in den magnet tels,% den Vorsitz fiihrt.
einschliel3lich ihrer Wasser- und Luft- tischen,meteorologischen;hydroIogisehen,?. ? .Des; jetzt beginnende IGJ erhalt seine
hulie beziehenwird. Da indiesen Fragen- ozeanographiseheh und elektrischen 'Er- besondere Note'durch die Tatsache, daB
`komplex auch-! kosmische Beziehungen scheinungen widerspiegelten, '. zu. den'en'- es nahezu mit einem Sonnenflecken-
eingreifen;;werden neben den Erforschern ferner geodatische'Langenbestimmungen maximum zusammenfalita?Zur Zeit des
abr. Erde (Geodaten, Geologe,n,'.. Geo- und. bioiogische ; Beobachtungen hinzu Polarjahres 1932/33 hatte die; Sonnen
graphen,. Magnetiker,. Meteorologen, kamen. Auf- jedenFall gelang es, ein'; aktivitat gerade ?ihr Minimum erreickt,?-
Hochfrequenztechniker,~ Ozeanographen ausgedehntes - Beobachtungsmateriai ' zu so daB-? es angesichts dessen,. daB durch
und Polarforsch er) auch Astronomen und ,,gewinnen, -das,in jahrelanger muhevoller die.Entwicklung der Radioastronomie
Astrophysiker tatig sein, um den 'zahi-. Kleinarbeit ausgewertet werden muBte. und Ionospharenforschung zahireiche
reichen' Fragen: uhd Problemen nachzu Seither hat die moderne Naturforschung neue Beziehungen zwischen den- physika
gehen, die sich auf? die Wechselwirkungen. auf?allen Gebieten ungeahnte Fortschritte lischen Prozessen auf der Sonne und der
.zwischen Erdgeschehen und, den Vor-, gemacht, an denen auch die Entwicklung Erde bekannt wurden, wunschenswert
gangen auf der'Sonne beziehen. der Technik einen : wesentlichen _ Anteil erschien, diesmal alle Fragen der Geo-'
Wenn es in der Vergangenheit auch For= besitzt. Zu den an sich gebliebenen geo- physik vor dem Hintergrund der sich
schungsvorhaben in dem j6tzt 'bevor- physikalischen Einzelfragen haben sich .steigernden Sonnenaktivitat zu'unter-
stehenden AusmaB nicht gegeben;hat, so neue hinzugesellt, die sich in der Haupt ; suchen.
ist in den letzten '120 Jahren doch dreimal sache aus' den Fortschritten der Sonned- -..'Ein Sonnenfleckenmaximum war zuletzt
der ?-Versuch 'gemacht:worden, 'Teiifragen -physik - und den Metlioden der. elektro- irn" Jahre 1948- erreicht worden. Unter.
der Geophysik durch zwischenstaatliche : physikalischen Forschung ergeben haben,' Berucksichtigun~. der mittleren Sonnen-
Zusammenarbeit einer Losung zuzufuh- wie sie von der Hochfrequenztechnik vor fleckenperiode von etwa 11 Jahren um
ren. An erster Stelle sind die Bemuhungen allem in der 'Radioastronomie zur An 1958/59 konnte daher ein neues Maximum
,von- K'. F. Gaul und-W. Weber-in Got- wendung .gekommenysind...und ,in der erwartet werden. -Nach dem letzten
tingen zu erwahnen, die im.Rahmen der Radarpraxis der Meteorologie Fug gefaBt Fleckenminimuni im So mmer 1954 setzte
Arbeiten 'des von, ?ihnen gegrundeten haben. Es war deshalb naheliegend, den '- abet sehr bald ein sehr steiler Aufstieg der
Magnetischen-Vereins in den Jahren 1836 bisher 50 jahrigen Turnus der internatio- . ' Sonnenaktivitat.. ein, . so daB schon . im
his 1841. an rued 40 Punkten der Erd- nal organisierten geophysikalischein for- 'Sommer 1956 feststand, daB sich das neue '
? oberfiache magnetische ; Messungen an- schungen zu verlassen und schon nael Fleckenmaximum 'erheblich verfruhen
stellen liel3en.. Die' dazuherangezogenen - 25 Jahren ein neues Forschungsjahr und etwa im. Fruhjahr 1957 einstellen
oder eingerichteten Stationen waren von durchzufuhren, an dem 'sich moglichst wurde: Soweit sich ? aber gegenwartig
'Europa his nach Kanada und Sibirie'n. viele :Lander und Forscher der ganzen ? sagen IaBt, ist.das Maximum der.Sonnen-
sowlenach Siidafrika und an die''Grenze Welt beteiligen sollten, um, d16 verblie- aktivitat bereitsim November 1956 er-
der Antarktis verteilt. Sie hat ten den benen Probleme der Geophysik ;einer reicht -worden, da in diesem. Monet die
Auftrag, ' an ' vorher genau ; festgelegten :, moglichst raschen und -urnfassendemi Lo- bisher hochste Sonnenfleckenrelativzahl
Kalendertagen in Zeitintervallen von je-? sung zuzufuhren. (Monatsmittel) ermittelt werden konnte.
weils funf-Minuten magnetische Beobach- Der entscheidende Schritt wurde 1951 Das?Programm des IGJ' gliedert sichlin
tungen. durchzufuhren. Die dabei be- getan.Damals faBte die UNESCO,auf seinen Hauptzugen in 'drei groBe Teil-
nutzten Instruments waren durchweg.- ? Grund.von Anregungen und Vorschlagen, gebiete, die sichmit khappen Stichworten
dieselben und zurneist aus:.Gottinger die von der Meteorologischen Weltorgani--?wie folgt umschreiben lassen:
Werksfatten hervorgegangen. - sation.(MWO), der Internationalen Union.
Wahrend des ersten Internationalen'. der Geodasie (IUG), der. Internationalen 1. Astrophysi.k: Uberwachung der Son-
Polarjahres,1882/83 wurden die von GauB, Union Mir Radiologische Wissenschaften nenaktivitat,` Messung der kosmischen
und Weber begonnenen Arbeiten auf eine (URSI), der Internationalen 'Geogra= Strahlung. (Sonne und ' interstellarer
wesentlich, breitere- Grundlage gestellt. phischen Union (IGU) und der Inter- Raum), Radioastronomie (Sonne und
Von .11 Staaten wurden .insgesamt 13- natiorialen Astronomischen Union (IAU) : MilchstraBe), . Zodiakallicht, Haufigkeit
arktische -und zwei antarktische. Expe-- ausgegangen waren; -den. Beschlu3, vom der Meteore (Radarbeobachtungen)
ditionen ausgerustet;? denen"neben, der 1. Juli- 1957 bis 'zum 31 . Dezember 1958 2. Physik der festen Erdkugel: Ge
berfi hme .
Messung magnetuscher.- Aumerungen der em IGJ durchzufuhren, so daB zu dessen , -stalt Erde vor alien Dingen die - Erforschung -.Vorbereitung ein SonderausschuB berufen der Erd'eebiete gravimetrische
:uner nerforschter Gebiete der Eache;
der. Welt des ewigen Eises- ubertragen wurde (Comite Special. de 1?Annee Geo- Struktur der Erdrinde,-Seismologie, Erd-
war, von'der man bereits wuBte, daB.von physique Internationale), als:dessen Pra
magnetismus, Glaziologie, Ozeanographie
ihr maBgebliche:Wirkungen auf die Witte- sident der englische Geophysiker Profes und Polarforschung.
rungsyorgange 'in, den mittleren geogra- sor S. Chapman (Oxford), seither fungier.t.
phischen Breiten der Erde .ausgingen.- Auf insgesamt vier Tagungen des''Sonder- 3. Physik der Erdatmosphare: Me-
Hinzu kamen andere geophysikalische,, : ausschusses in Briissel (1953. und 1955), teorologie (Troposphere, Stratosphare),
geographische, astronomische und such -in Rom(054) und Barcelona (1956)'wurde ? Ozbnschicht, Ionosphere, Polarlichter,
biologische Forschungsergebnisse, die,un- das Forschungsprogramm in groBenZiigen . leuchtende Nachtwolken und ' Nacht-
ser Wissen von den ?Polarre'gionen syste= : festgelegt, das in den teilnehmenden Lan- himmelslicht. ?
matisch erweiterten. Bern moglichst nach 'einheitlichen . Ge- - -
Ein zweite`s .Polarjahr konnte - 50 Jahre sichtspunkten, jedoch unter Wahrung der 1)\ In-?den -folgenden Ausfuhrungen verwenden_.
spater -minter Beteiligung von 48 Landern - -jeweils gegebenen Moglichkeiten. zur , wir die deutsche Abknrzung IGJ.
362 ? ' 12 ?'1957. RADIO UND FERNSEHEN
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Die praktische Durchfiihrung der erfor-
derlichen Beobachtungen erfolgt nach
einem besonderen Zeitplan, der neben den
reguleren Terminbeobachtungen noch so-
genannte Welttage vorsieht, die mit be-
stimmten Ereignissen, wie z. B. mit Tagen
starker Sternschnuppenfalle zusammen-
treffen konnen oder " auch nach einem
gewissen? Alarmsystem dann spontan an-
gesetzt werden, sobald besondere Vor-
gange, die sich zumeist auf die Sonne
beziehen durften, dies als geboten er-
scheinen lassen.
In das Beobachtungssystem selbst sind
alle stationeren Observatorien der betei-
ligten Lander einbezogen. Zu ihrer Er-
ganzung werden in der ganzen Welt
zahlreiche Hilfsstationen errichtet, die
sich auf dem Festland, auf dem Meere
(Inseln and Schiffe), in der Arktis and
Antarktis sowie in der Troposphere and
Stratosphere (Flugzeuge, Radiosonden)
befinden werden. Hinzu kommen Raketen
and kunstliche Satelliten, die an der
Grenze zwischen irdischer Hochatmo-
sphare and Weltraum vollig neue For-
schungsmoglichkeiten erschlieBen sollen.
Ein ungeheurer technischer Aufwand
wird somit in den Dienst eines wissen-
schaftlichen Forschungsvorhabens ge-
stellt, das in hohem MaBe dazu angetan
ist, die friedliche Zusammenarbeit der
Wissenschaft in der ganzen Welt zu
fordern and dem menschlichen Fort-
schritt nutzbar zu machen.
Obwohl sich die Beobachtungen fiber die
ganze Erde ausdehnen werden, sind doch
insgesamt sechs Zonen ausgewahlt wor-
den, in denen die Stationen moglichst
dichte Folgen erreichen sollen. Da sind
an erster Stelle die Polargebiete zu
nennen. Beiderseits zum Erdaquator ver-
lauft eine je 10? breite Zone, die von vielen
Expeditionen aufgesucht werden wird,
wahrend entlang von drei Langengraden
uber die Kontinente hinweg weitere Be-
obachtungszonen gewonnen werden sol-
len, in denen die Beobachtungen mog-
lichst intensiv wahrzunehmen sind. So
verlauft die Zone parallel zum 10. Langen-
grad ostlich von Greenwich von Spitz-
bergen fiber Skandinavien, West and
Mitteleuropa nach Sudafrika; entlang
dem 140. Langengrad ostlich von Green-
wich sind die Sowjetunion, China, Indo-
nesien and Australien miteinander ver-
bunden, wahrend vom 70. and 80. Grad,
westlich von Greenwich Nord- and
Sudamerika iiberquert werden.
Die vielseitigen geophysikalischen Er-
scheinungen, die an alien Stationen and
Observatorien beobachtet werden sollen,
haben ihren Ursprung, zumeist in solaren
Vorgangen, die in verschiedenen Strah-
lungsarten Wechselwirkungen auf der
Erde and in ihrer Atmosphere auslosen.
Cline die Sonnenstrahlung wurde es kein
Wetter geben! Sie ist der groBe Motor,
der die Zirkulation in der irdischen Luft
hulie bewirkt, ihre Thermodynamik ' be-
stimmt and ihr durch die Verdunstung
ungeheurer Wassermassen einen standi-
gen Kreislauf ermoglicht. Hier gewinnen
daher die vorgesehenen Strahlungsmes-
sungen an ausschlaggebender Bedeutung,
wobei besonders untersucht werden soil,
inwieweit sich die mit der Sonnenaktivi-
tat verbundenen Erscheinungen im Ab-
laut des Wettergeschehens wiederfinden
lassen. Es ist unzweifelhaft, dal) zwischen
bestimmten Vorgangen, die sich im
Sonnenfleckenmaximum haufen, Be-
ziehungen zu meteorologischen Pheno-
menen bestehen, die bisher nur statistisch
festzustellen waren, in ihren physikali-
schen Zusammenhangen aber noch wenig
durchschaut sind. Hinzu kommen Be-
obachtungen der' Lufttemperaturen, die
in herkommlicher Weise an der Erdober-
flache, aber auch taglich bis in Hohen von
30 km hinauf durch Radiosondenaufstiege
gemessen werden sollen. Dasselbe gilt fur
Luftstromungen, Wolkenbildungen, Luft-
druck, Luftfeuchtigkeit and dem Ozon-
gehalt der Atmosphere.
SchlieBlich mogen neuere Beobachtungs-
methoden genanrit sein, die auf die Ent-
wicklung der Radartechnik zuruckgehen
and zum Ziele haben, besonders solche
atmospharischen Vorgange, die mit elek-
trisch,en Entladungen verbunden sind,
durch Peilungen festzustellen and in ihrer
Bewegung zu verfolgen. Dies kann heute
uber einige tausend Kilometer hinweg
geschehen, wobei as gleichgi ltig ist, ob
sich solche Ereignisse fiber dem Meere
oder fiber weiten Wiistengebieten ab-
spielen.
Die Vorgange an der Sonnenoberflache
sind auBerlich durch das wechselnde Bild
der Sonnenflecken gekennzeichnet, die
einzeln and in ausgedehnten Gruppen
auftreten, denen zuweilen fiber hundert
Einzelflecken angehoren. Mit den Flecken,
die ihrerseits gewaltige Wirbelzonen dar-
stellen und' mit starken Magnetfeldern
(bis zu 5000 Gaul)) verbunden sind, treten
ausgedehnte Fackelgebiete auf, die Licht-
adern gleichen and Temperaturen von
etwa 7000? besitzen, wahrend die eigent-
lichb Sonnenoberflache, die Photo-
sphere, nur rund 6000? heiB ist. Die
Fackeln senden vermehrt Ultraviolett-
strahlung aus. Weiter beobachtet man
besonders zur Zeit des Sonnenflecken-
maximums in der Nahe aktiver Flecken-
gebiete sogenannte chromospharische
Eruptionen, die spontane Ausbrilche von
grol3en Strahlungs- and Energiemengen
darstellen and womit gleichzeitig eine
starke Steigerung partikularer Strah-
lungen einhergeht, die an sich auch von
den Fleckenwirbeln ausstromen and mehr
oder weniger stark gebundelt in die Erd-
atmosphare eindringen. In der solaren
Partikelstrahlung wird also eine unmittel-
bare Ubertragung von Sonnenmaterie zur
Erde sichtbar, woran vermutlich auch
Wasserstoff beteiligt ist.
Die Ruckwirkungen in der Atmosphere
and an der Oberflache der Erde sind ver-
schiedener Natur. Am wirkungsvollsten
pragt sich der EinfluB der solaren Sto-
rungen in den Vorgangen innerhalb der
Ionosphere mit ihren verschiedenen
,,Stockwerken" aus. Zum anderen fiihrt
das Einstromen der Partikel in die Hoch-
atmosphere zu magnetischen Sturmen,
die optisch im Auftreten der Polarlichter
ihren Ausdruck finden. An den Leucht-
vorgangen der Polarlichter, die in ihrer
groBten Haufigkeit auf die sogenannte
Polarlichtzone beschrankt sind, gelegent-
lich aber auch his Mittel- and Sildeuropa
sichtbar werden, sind vor allem atmo:
spharische Atome and Molekille des
Sauerstoffs and Stickstoffs beteiligt, zti
denen sich auch Wasserstoff hinzugesellt.
Im IGJ soil besonders das gleichzeitige
Auftreten der Polarlichter in der Arktis
and Antarktis sowie ihre Verbindung mit
den magnetischen Kraftlinien der Erd-
kugel erforscht werden.
An der Erdoberflache machen sich die
magnetischen Sturme in ausgedehnten
Storungen des Magnetfeldes bemerkbar.
Dabei werden haufig elektrische Span-
nungen erzeugt, die sich ? namentlich in
Skandinavien and Kanada durch storende
Strome in den Fernsprechleitungen be-
merkbar machen and gelegentlich auch
zu groBen Schaden in diesen Anlagen
fuhren konnen.
Weiter wird im Zusammenhang mit den
Ausbriichen auf der Sonne ein starker
Ansteigen der kosmischen Strahlang be-
merkt, der ebenfalls Partikel (Atome and
Atomteilchen) zugrunde liegen, die zu
einem wesentlichen Teil der Sonne ent-
stromen, in einer zweiten Komponente
caber auch aus dem interstellaren Raum
kommen.
Andere kosmische Einbruche in die Hoch-
atmosphare stellen die Meteore and der
lhnen verwandte kosmische Staub dar.
Die Erforschung der Meteore ist heute
weitgehend zur Aufgabe der Radarastro-
nomie geworden, so daB sich dadurch
unser Wissen von der Haufigkeit and der
Bewegung der Meteorstrome erheblich
erweitert hat. Der Einbruch kosmischen
Staubes fiihrt zur Herausbildung der so-
genannten ?leuchtenden Nachtwolken",
wahrend dari ber hinaus Wechselwir-
kungen zwischen jenen Teilchen and der
Elemente der Hochatmospare weitere
Leuchterscheinungen verursachen, die im
IGJ erhohte Aufmerksamkeit bean-
spruchen. Im Zusammenhang hiermit
moge ferner das Zodiakallicht erwahnt
sein, das zwar dem aul3erirdischen Raum
angehort, aber gleichfalls eine Erschei-
nung kosmischen Staubes darstellt, der
sich in zwei groBen Ringen im Sonnen-
system anordnet and his in die auBeren
Bereiche der Sonnenkorona hineinreicht,
die dadurch ebenfalls in diesen For-
schungskomplex einbezogen werden
wird.
Die Forschungen im Antlitz der Erde
konzentrieren sich in der Hauptsache auf
die Polargebiete. In der Arktis unterhelt
die Sowjetunion seit Jahren Beobach-
tungsstationen, die auf driftenden Eis-
schollen arbeiten and in den nachsten
Monaten durch zahlreiche andere Sta-
tionen am Rande der Arktis erganzt
werden sollen. Insgesamt wird allein die
Sowjetunion 100 arktische Stationen
besetzt halten. Hier sollen erstmalig (von
vier Stationen) Beobachtungen der Erd-
strome durchgefiihrt werden. AuBerdem
ist vorgesehen, mit Spezialkameras das
Polarlicht spektrografisch and kinemato-
grafisch zu erforschen.
In der Antarktis werden Expeditionen
von zwolf Staaten (Argentinien, Austra-
lien, Belgien, Chile, Frankreich, Grog-
britannien, Japan, Neuseeland, Norwegen
Spanien, Sowjetunion and USA) aus-
gedehnte Untersuchungen anstellen, die
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sich"aui-ilieteorologische, seismologische der Weltmeere, um rund' 55:'Meter an- es z. B. um die Feststellung gehen, in
und. andere Probleme,- wie -das . Vorkom steigen,l welcher Weise und in welcher Zei das
men von: Bodenschatzen und .sonstige, Schliellich ist noch. von'Interesse, ob der Tiefenwasser. einen Kreislauf von der
Rohstoffquellen,. beziehen. ?.Erstmalig soI1 Mensch in der Lage.sein wird, das Klima Antarktis bis zum A.quator vollendet und
len in"der Antarktisgravimetrische Mes-, durch eine fortschreitende Industrialisie- welche GesetzrnaBigkeiten den Wasser-
sungen (Schwerkraftbestimmungen usw.) rung zu, verandern. Diese ? Moglichkeit .austausch ganz aligemein bestimmen..
durchgefiihrt werden, -so da13-sich ""auch.' hangt-weitgehend'von derZunahme des Allesdas sind Fragen, die fur dieMeteoro
bier eine Aufgabe 'abzeichnet; die 'niche atmospharischen Kohlendioxyds ab, wie loge und Klimatologie von grofter-
allein Forscherneugier,bedeutet, sondern sie durch die 'standige Zufuhrung: von;. Bedeutung geworden sind:
auch von volkswirtschaftlichem Interesse: Kohlenruckstanden, Erdol Ind natur- " SchlieBlich aber. greift die Wissenschaft
sein wird. lichen Gasen an die Atmosphere erfolgt. ; ubei' den irdischen Erfahrungsraum und
Den Geodaten. interessieren.. Fragen der So ist?errechnet worden,.daB im Laufe der '-die, bisherigen Beobachtungsverfahr, n
Veranderlichkeit (Deformation) der -Erd- nachsten 50 Jahre die aus industriellen.* weit hinaus, indem sie in groBen Hohen
kugel' durch die Gezeitenwirkung 'von Abgangen.- stamme""nden Kbhlendioxyd-: der Erdatmosphare i'Forin kiinstlicher
Sonne und Mond, ferner die Versehiebung mengen der ?Lufthiille der. Erde 1700'. Monde dahineilende Laboratorien schafft,
der Koritinente. Die 'Seismologie unter- Billione'n Tonnen ?(das sind. `70% -des 'die`an der. Schwelle des Weltalls Beobach
sucht dagegendie.Bebentatigkeit in wenig gegenwartigen =' Kohlendioxydanteils der, tungen ausfuhren, sollen, um Gewil3heit
erforschten- Gebieten' unseres ?Planeten. ? LOP). erreichen. werden, so daB darin daruber. zu; erlangen, inwieweit uilsere
In Verbindung. damit stehen Fragen nach Moglichkeiten fur eine Veranderung 'des. Atmosphere die primare kosmische Strah
der Tiefenstruktur?de'r Erdrinde und_"der allg'emeinen?_ -Klirnas bestehen k6nnten:... lung-verandert oder ausloscht:
Erschutterung . des 'Erdbodens. durch Von groBer : Bedeutung sind ferner-. die Insgesamt werden. diese, umfangreichen,
Sturme und -Flu'tew ~an: fernen Kusten. -ozeanografischen Forschungen, die sich Arbeiten in der ganzen Welt, mehr als
'Desgleichen .fallt ;deco Glaziologen die auf,' weite .. Gebiete der Weltmeere er- 1. Milliarde DM an Kosten verschlingen,
Aufgabe.zu, die Gletscherverhaltnisse. der strecken sollen.. Von den K-urilen his nach. worm die Aufwendungen fur das Raketen
Erde eingehend zu prufen; das Anwachsen Neuguinea von den'Azoren his Gronland und Satellitenprojekt nicht eingeschlossen
oder.Abnehmeh der -Veigletscherung der und von Siidafrika his zum antarktischeri sind.'Aber diese Ausgaben fur einen fried
Erdoberflache;und deren.Beziehung zum 'K6ntirient werden etwa 140. Forschungs-. lichen :? Wettstreit der Wissenschaftler
Klima und /d-en irdischen Lebensvor- schiffe tatig sein; - die neben der- Erfor- werden sich mit"Zins und Zinseszins. be
gangen'. zu erforschen,' um dadurch neue . schung biologischer Fragen (Fischgrunde zahlt-machen, da-gie nicht nur die Wissen-
Einblicke -in ?eine m6gliche Zukunft be- usw.) -spezielle ozeanografische Fragen zu schaft.bereichern, sondern in?hohem MaBe
stimmter Gebiete der Erde zu gewinnen. losen haben werden, die sich- auf \Str6-. dazu beitragen werden, die menschlichen
' Wurde beispielsweise das in allen Glet- mungen,und den Wasseraustausch zwi- und zwischenstaatlichen Beziehungen in
schern der Erde gebundene Wasser.pl6tz7 . schen ?den einzelnen Breiten und den. der ganzen Welt auf eine neue Ebene zu
lich frei*werden,-muBte der Wasserspiegel polaren.Gewassern beziehen. Dabei wind- erheben.
Die ;Radiostrahlun'g dei Sonne
Im Jahre 1932 stellte? Jansky anlaBlich fangsgerate ,"liegt hier noch wesentlich
einer Arbeit - fiber die Storquellen des fibber,, so daB die Empfindlichkeit.r der
Funkempfanges fest,daB in, bestimmten Empfanger geringer ist..
Frequenzbereichen' Storungen_ auftreten, ---,Die unserer Erde am nachsten. gelegene
deren- Intensitat mit der. Rotation -der intensive Strahlungsquelle ist die Sonne.
Erde im Weltenraum korreliert. Er kam Von ihr sind Radiostrahlungen von 3,mm
schon. damals zu dem SchluI, daB die his 20 ?m Wellenlange gemessen worden.
Quellen dieser Strahlung auf3erhalb der Im Gegensatz zu den optischen Wellen-
Erde liegen mussen. Aber diese:Feststel-- - langen ist diese Strahlung zeitlich nicht
lung blieb viele Jahre hindurch unbeach- konstant, sondern weist ? versehieden-
tet. Erst" als man im zweiten Weltkrieg" artige Variationen auf. Man-unterscheidet
entdeckte, daB ? auch von : der Sonne :,drei ? Kompgnenteri der solaren Radio-.
Radiostrahlung ausgeht, befaBte man strahlung:
sich naher mit diesen Problemen. Man 1. Die ungestorte Strahlung. Diese_ Kom-
erkannte, d'aB uns nicht nur' Lichtsignale ponente ist? der zeitlich- konstante Anteil
aus? dem Weltenraum erreichen, sondern . der Gesamtstrahlung. Er tritt -nur in-
auch. die langeren elektromagnetischen Zeiten der Sonnenfleckenminima: ohne
Wellen als Boten von fernen Welten -zu die anderen Komponenten auf..,
uns 'gelangen. Heut'e ist bekannt, daB 2:".Die gestorte Strahlung. Diese Strah-
'Hochfrequenzstrahlung aus dem Gebiet Iungskomponente ist, fast -immer, der
von .. den Millimeterwellen . his zu den ersteri Komponente iiberlagert. Sic st'eht
Meterwellen'aus demWeltenraum auf die je nach'dem betrachteten Wellenbereich
Erdoberflache gelangt. Die langeren Wel- in mehr oder minder engem Zusammen-
len (Kurzwellen) erreichen "uns nicht, da hang?mit den Sonnenflecken..Ihre Varia-
sie'von der Ionosphere in der hohen Erd- tion ist Behr ?langsam und nur fiber meh-.
atmosphere reflektiert, bzw. absorbiert rere Stunden bzw. Tage meBbar. -
werden. Bei den. unteren Millimeterwellen -3. Strahlun'gsausbri1che. Diese. Kompo-
und noch kleiner6n Wellenlangen ver- nente hat vielfaltige Erscheinungsformen.
hindert die Absorption des, -Sauerstoffs Sic steht in engem Zusammenhang mit
'und des Wasserdampfes, der unteren - Sonneneruptionen. Ihre- Variation -ist
?-Atmosphere eine Messung der. extrater- schriell.. Man kann groBe Veranderungen
.restrischen Strahlung: Auch ist hier die der Intensitat innerhalb weniger Minuten
Geratetechnik n(och nicht so- weit .ent- oder Sekunden feststellen. Die' Dauer. der
wickelt wie 'in den anderen Frequenz gesamten Erscheinung schwankt zwischen
gebieten. Das Eigenrauschen der Emp- - 'wenigen Sekunden-und einigen Stunden.
364
.12- 1957 RADIO UND FERNSEHEN
Die Ursachen dei ungestonten' Strahlung
.der Sonne sind? heute weitgehend bekannt..
Theoretisch Wurde diese Radiostrahlung
ven der Sonne bereits seit Langer Zeit ver-
mutet. Auf; Grund der hohen Tempe-
raturen auf 'der Sonnenoberflach'e nahm
man seit langem an, daB die Sonne als
schwarzer Korper') Energien im Hoch-
frequenzbereich ausstrahlen muBte. Nach
?dem Rayleigh-Jeanschen Strahlungsge-
setz' muBte'die ?Intensitat der Strahlung .
2f2k -
E = 2 T sein.
c
(k'= Boltzrrrannsche Konstante, c =
Lich tgeschwindigkeit,-T = absolute Tem-
peratur, f =Frequenz) -
Tatsachlich treten'aber bei den Messungen
der ungest6rten Sonne im, Radiowellen-
gebiet wesentlich hohere ? Temperaturen
.auf, als aus den-optischen Messungen der
Sonnenoberflache bekannt sind. Die: ge-
messenen Temperaturen im Wellengebiet
von 1 cm-iiegen bei 60000? K und stim-?
men gut.. mit den _optischen- Messungen
uberein. Fur die langeren Wellen steigen
die Temperaturen an und erreichen im
Meterwellengebiet his. zu -2000000? K.
Auf Grund von Messungen bestimmten
Emissionslinien derSonnenkorona nahm
man an, daB in den oberen Schichten der
1) Siehe Beitrag ,Eigenschaften einiger Rausch-
quellen" auf S. 375.
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2m
fm
im
2m
Sm
10m
O,Sm
0,2 m
ser GroBenordnung herrschen. Die radio-
astronomischen Messungen im Meter-
wellerigebiet bestatigten dies. Die Strah-
lungsquellen fair, die Meterwellen liegen
in den Gebieten der Korona (ungefahr 1,2
bis 1,8 Sonnenradien vom -Mittelpunkt
entfernt). Fair dieses Wellengebiet ist die
Korona als schwarzer Korper anzusehen.
-Meterwellen konnen nicht tiefer in die
Sonne eindringen, bzw. aus tieferen Ge-
bieten der Sonne austreten.
Der Brechungsindex eines ionisierten
Gases ist nach der Elektronentheorie:
V e2 Ne
n . 1 zzmf2
1,6 1,6 2,0
p
0
?eile der einzelnen Seh-
strahlen der Sonne in
Abhdngigkeit von der
Entfernung des Sonnen-
.randes (o= 1,entspricht
dem optischen Sonnen-
rand). Parameter: Wel-
lenlange (nach Wald-
meier)
BiId2: Bedeckungskurve
der Sonnenstrahiung
rend der Sonnenfinster-
nis am 30. Ju.ni 1954. Die
Messungen erfolgten bei
einer Wellenlange von
11?? 1130
(e = Ladung des Elektrons, in = Masse
des Elektrons, Ne = Elektronendichte,
f = Frequenz).
Da aus dem Helligkeitsverlauf der Korona
die Elektronendichte in Abhangigkeit von
der Hohe auf der Sonne annihernd be-
kannt ist, ist es moglich, die untere Grenz-
schicht naherungsweise zu bestimmen,
bis zu der die Strahlen einer bestimmten
Frequenz in die Sonnenatmosphare ein-
dringen konnen. Diese Grenzschicht liegt
fair jede Wellenlange verschieden hoch
and nahert sich mit kiirzeren Wellen im-
mer mehr der sichtbaren Sonnenober-
flache, der Photosphere. Aus den Be-
ziehungen,iiber Elektronendichte, Ionen-
dichte and Temperatur ist es moglich, die
Vorgange der Absorption bzw. Emission
in den einzelnen Hohenschichten and fair
die verschiedenen Wellenlangen zu be-
rechnen. Betrachtet man nun einen Strahl
irgendeiner bestimmten Wellenlange, der
von der Grenzschicht ausgehend die Erde
erreicht, so lassen sich die Strahlungs-
anteile der. einzelnen Hohenschichten
summieren. Diese sind unterschiedlich, je
nachdem, ob der Strahl z. B. 'aus der
Richtung des Sonnenzentrums oder vom
Rande der Sonne kommt. Der Weg durch
die Korona ist im letzteren Falle wesent-
lich linger; da der Strahl die Schichten
nicht. mehr senkrecht schneidet, werden
die Strahlungsanteile der . einzelnen
Schichten groBer. Auch der Anteil der
einzelnen Schichten, relativ zur Grenz-
schich't betrachtet, ist je nach dem Wellen-
gebiet verschieden. Wahrend der Haupt-
beitrag der Meterwellenstrahiung aus dem
Gebiet unmittelbar oberhalb der betref-
fenden Grenzschicht kommt, treten bei
den Dezimeter- and Zentimeterwellen in
der Nahe ihrer Grenzschichten hohe Ab-
sorptionen auf, so daB der Beitrag
dariiberliegender Schichten wirksamer ist.
Bald 1 zeigt den berechneten Helligkeits-
verlauf fair die Strahlen aus den Gebieten
der Sonne his zum Rand, wobei der op-
tische Sonnenrand gleich 1 ist. Fair die
Meterwellen ist die Helligkeit vom Zen-
20 cm in Glowe/Riigen (HHI).. Gestrichelte Kurve: optische Bedeckungskurve, ausgezogene
Kurve: Bedeckungskurve eines Modells dhnl. Bald 3
trum der Sonne bis zur Grenzschicht der
betreffenden Wellenlange konstant. Das
ist in diesem Falle weit fiber den optischen
Rand hinaus. Die Korona strahlt fair dieses
Wellengebiet als schwarzer Korper and
deckt damit alle tiefer liegenden Schich-
ten ab. Da die Grenzschichten fair langere
Meterwellen hoher liegen, wachst der
Durchmesser der Sonne mit der Wellen-
lange. Etwas anders sind die Verhaltnisse
im Bereich der Dezimeterwellen: Fair
these Strahlung ist die Korona nicht mehr
undurchsichtig, and es strahit in der
Richtung vom Sonnenzentrum die wesent-
lich kiihlere Chroxnosphare mit geringerer
Intensitat. Zum' Sonnenrande steigt die
Intensitat an, da der Weg durch die
Korona linger and der Strahlungsanteil
derselben damit groBer wird. Diese Weg-
vertingerung nimmt im Bereich des
Sonnenrandes nahezu sprunghaft zu, da
hier auch die Gebiete der Korona. der von
uns abgewandten Sonnenseite wirksam
werden. Noch weiter auBen nimmt die
Intensitat der Strahlung wieder ab, da
die Schichten fair die Wellenlange immer.
Bald 3: Konstruktion des Sonnenbildes bei
,i= 20 cm. Die Darstellung erfolgte auf Grund
der Messungen wdhrend einer Sonnenfinster-
nis.am 30. Juni 1954 (HHI). Die Grautdne
geben die Strahlungsintensitat an
weniger wirksam and die Wege immer
kiirzer werden.
Nach dieser Theorie ergibt sich nun fol-
gendes Erscheiriungsbild der Sonne bei
den Dezimeterwellen: Das Sonnenzen-
trum strahlt weniger intensiv als ein
better Ring in der Nahe des Sonnen-
rarides. Der Durchmesser der Sonne ist
im Dezimetergebiet wenig groBer als der
optische. Bei noch kiirzeren Wellen
nahert sich das Erscheinungsbild der
Sonne immer mehr dem optischen. Beide
Bilder stimmen im Gebiet unterhalb 1 cm
Wellenlange iiberein.
Die experimentelle Bestimmung des Er-
scheinungsbildes der Sonne bei Radio-
wellen ist infolge der geringen Auflosung
der "Antennen schwierig. Es sind' zwei
Methoden der Bestimmung des Sonnen-
bildes im Radiowellengebiet bekannt. Aus
Intensititsabnahme und -anstieg der
Radiostrahlung bei Sonnerifinsternissen
ist eine Bestimmung moglich. Da die Bahn
des Mondes bekannt ist, kann die gemes-
sene Intensitatsverinderung bestimmten
Flachenelementen zugeordnet werden,
Bald 4: Die Sonnenkorona. Diese Aufnahme
wurde bei der gleichen Sonnenfinsternis in der
Totalitdtszone gemacht (Aufnahme: Willer)
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X0
320
3Cn
Bild 5: Die Tagesmittelwerte der Radiostrahlung der Sonne bei A = 20 cm and A.= 3 'cm (HHI) and die Sonnenfleckenrelativzahlen (Zurich)
fur den Zeitraum September-Dezember 1956
aus denen das Bild der Sonne konstruiert
wird. Bild 2 zeigt eine derartige Finster-
niskurve bei A = 20 cm. Diese Kurve
wurde bei der Sonnenfinsternis am
30. Juni 1954 aufgenommen. Das aus
diesen Messungen konstrhierte Erschei-
nungsbild ist im . Bild 3 zu sehen. Im
Gegensatz zur Theorie ist das Erschei-
nungsbild der Sonne nicht kreissymme-
trisch, sondern zu den Polen hin stark
abgeplattet. Wahrscheinlich sind ' Elek-
tronendichte and Temperaturverteilung
auf der Sonne nicht kreissymmetrisch,
wie es die Theorie annimmt. Dies zeigt
auch das optische Bild der Korona, das
bei der gleichen Sonnenfinsternis aufge-
.nommen wurde (Bild 4). Die andere
Methode zur Bestimmung des Erschei-
nungsbildes der Sonne ist die'Messung mit
Interferometerantennen.
Die ungestorte Komponente der Sonne
ist in den meisten Fallen von 'der Strah-
lung der gestorten Sonne iiberlagert. Die
gestorte Komponente variiert in Zeit-
spannen-von Tagen, so daB ihre Beobach-
tung i:agliche Sonnenmessungen notwen-
dig macht. Im Dezimetergebiet ist die
starke Korrelation dieser Strahlungs-
12 ? 1957 RADIO UND FERNSEHEN
komponente mit den Sonnenfleckenrela-
tivzahlen sehr auffallig. Im Bild 5 sind
die durchschnittlichen Tageswerte der
Radiostrahlung der Sonne fur die Monate
September bis Dezember 1956 fur 20 cm
and 3 cm Wellenlange aufgetragen., Die
schraffierte Flache gibt die Sonnen-
fleckenrelativzahlen fiir den gleichen
Zeitraum an. Auch Interferometerunter-
suchungen lassen den Zusammenhang
Sild 6: Ortlicher Zu-
sammenhang zwi-
schen Radiostrahlung
and Sonnenflecken
bei A = 20 cm. Auf
der linken Seite sind
die Positionen der
Sonnenflecken auf
der Sonnenscheibe
fureinigeTageeinge-
zeichnet. Rechts die
entsprechenden In-
terferometerregi-
strierungen (nach
Christiansen and J.A.
Warburton)'
dieser Strahlungsquellen mit den Sonnen-
flecken erkennen (Bild 6). Taucht eine
Sonnenfleckengruppe am Rande auf, so
tritt in dem gleichen Gebiet eine Strah-
lungserhohung ein, die mit der schein-
baren Bewegung der Flecken auf der
Sonnenscheibe mitwandert.
Es wird allgemein angenommen, daB
Bild 7: Ein typischer
Registrierstreifen der
Radiostrahlung der
Sonne bei 7 = 20 cm
Strahlung
der gestorten
Some
diese Strahlung im Dezimeterwellenbe-
reich ebenfalls thermischen Ursprungs ist.
Aus optischen Beobachtungen ist be-
kannt, daB die Korona fiber den Flecken
verdichtet ist. Die Elektronendichte
steigt in diesen Gebieten um etwa eine
GroBenordnung an. Darnit nimmt auch
die Intensitat der Emission der Dezi- and
Zentimeterwellen zu..Auch die Tatsache,
daB diese Strahlung nur sehr langsam vari-
iert and kaum polarisiert ist, verstarkt die
Annahme ihres thermischen Ursprungs.
Bild 7 zeigt eine typische Registrierung
der gestorten Sonne bei A = 20 cm. Die
Zeit lauft von rechts nach links. Eine
Intensitatsanderung der Strahlung ist in
einer so kurzen Zeitspanne nicht festzu-
stellen. Ein Zeitmarkengeber gibt alle
10 Minuten einen kurzen Impuls in.nega-
?tiyer Richtung. Ebenfalls in 10-Minuten-
Abstand wird mit einem Rauschgenerator
fur etwa zwei Minuten eine konstante
Rauschleistung erzeugt. Diese MaBnahme
dient zur IDberpriifung der Funktion des
Empfanges and zur Kontrolle der Ver-
starkungskonstanz der Anlage. Aul3erdem
wird in groBeren Zeitabstanden der Null-
punkt der Anlage i berpriift. Dies ge-
schieht durch Auslenkung der Antenne
auf einen bestimmten neutralen Punkt
des Himmels. Die Strahlung, die jetzt
noch die Antenne erreicht, ist bei den
Dezi- and Zentimeterwellen gegenuber
der Sonnenstrahlung vernachlassigbar
klein. -
Im Meterwellengebiet ist der Zusammen-
hang zwischen der gestorten Strahlungs-
komponente and den Sonnenflecken in
der Erscheinungsform anders. Die Inten-
sitat der Strahlung variiert zwar eben-
falls mit den auftretenden Sonnenflecken,
zeltmarkel
I - - U-----U ---U --- -U -
U - fchmorke I I
0 ____
Nullpunkt Nulhn,e
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/11'__J~
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steigt aber erst stark an, wenn sich der
Fleck in der Nahe des Zentralmeridians
befindet. Der Anstieg ist auch, auf die
ungestorte Strahlung bezogen, wesent-
lich h6her. Wahrend bei A = 20 cm die
Strahlung dieser Komponente his zum
sechsfachen Wert der ungestorten Sonne
ansteigt, kann sie im Meterwellengebiet
das 103fache der ungestorten Sonne er-
reichen. Bild 8 zeigt die scheinbare Wan-
derung eines Flecks auf der Sonnen-
scheibe and die gemessene Radiostrah-
lung. Der Ostrand der Sonne ist mit -1,
der Zentralmeridian mit 0 and der West-
rand der Scheibe mit -{-1 bezeichnet. Es
ist deutlich der Anstieg der Strahlung
beim Durchwandern des Zentralmeridians
zu erkennen. Die Strahlung der gestorten
Sonne ist im Meterwellengebiet gebundelt.
Die Scharfe der Bundelung steigt mit der
Wellenlange. AuBerdem ist eine derartige
Periode erhohter Strahlung meistens von
kurzzeitigen StrahlungsstoBen begleitet,
die nur wenige Sekunden dauern. Die
Bandbreite dieser StrahlungsstoBe be=
tragt nur wenige MHz.
i[ 16 18 20
Juni 1950
Bild 8: Zusam-
menhang von Ra-
diostrahlung and
der Position der
Sonnenflecken im
Meterwellen-
gebiet. Unten die
Position einer
Fleckengruppe
auf der Sonne.
-1 = Ostrand
der Sonne; 0 =
Zentralmeridian;
+1 = Westrand
der Sonne. Oben
die zur jeweiligen
Position gemesse-
ne In tens Wit(nach
Schklowskij)
1.
11
700
Cm
i I
500
500
Nut nk0ronhal1e
Ek
Nnorke
200
EIdenar
ke
700
n
i0
12 IF
1[p 1[00 I3 130 1370 10 138 1300 1250 12
- OMT
A- 3cm
Z=Zejtmalke Un
d
Eichmarke
Nullpunktkontrolle
Z
Z
Z
1 Z
Z
n
-30 ill
t 500
1350 1340 1300
_. GMT
Erscheinungen treten nicht unbedingt bei
alien Wellenlangen gleichzeitig auf. Sie
beschranken sich mitunter auf ein be-
stimmtes Frequenzband. Haufig werden
zur Zeit dieser Strahlungsausbriiche Erup-
tionen auf der Sonne in der Ha-Linie des
optischen Spektrums beobachtet. Bild 9
zeigt einen grol3en Strahlungsausbruch,
der wahrend der heftigen Sonneneruption
am 30. August 1956 gemessen wurde. Hier
ist der Ausbruch bei 20 cm Wellenlange
unruhiger als bei A = 3 cm. Ein Ausbruch
mittlerer GroBe wurde am 16. April 1957
registriert (Bild 10). Der Beginn des Aus-
bruches liegt bei A = 20 cm etwas spater
als bei den kiirzeren Wellenlangen. Bei
den Meterwellen treten die Strahlungs-
ausbriiche wesentlich haufiger als bei den
Dezimeterwellen auf. Auch sind ihre
Intensitaten wesentlich groBer. Als Ur-
sache der Strahlungsilberhohung werden
ebenfalls Plasmaschwingungen in den mit
Sonneneruptionen verbundenen Partikel-
stromen vermutet. -
Die radioastronomische Beobachtung hat
einen grol3en Vorteil gegenuber der op-
tischen. Die Beobachtungsmoglichkeit
der Sonne bei sichtbaren Wellenlangen
ist Behr stark von der Witterung abhan-
gig. Wolken, Dunstschleier, Nebel beein-
flussen die McBgenauigkeit oder machen
die Messung ganz unmoglich. Bei den
Radiowellen ist dieserEinfluB um GroBen-
ordnungen geringer.
Wie bereits erwahnt, besteht ein Zu-
sammenhang zwischen Strahlungsaus-
brilchen and Eruptionen auf der Sonne.
Bild 9: Der groBe
Strahlungsausbruch
derSonne vom 30.Au-
gust1956.Radioastro-
nomische Registrle-
rung bei d = 20 cm
and b=3cm.(HHI)
Die Sonne wird tagsiiber auf diesen Fre-
quenzen standig beobachtet, and die
Strahlungswerte werden registriert. Eine
Fern schreibverbindung mit den anderen
geophysikalischen Stationen ermoglicht
einen raschen Austausch der MeBergeb-
nisse fiber besondere Erscheinungen auf
der Sonne.
v
------------
Stundenmittelwert der Sonnenstrahung
Diese Erscheinungsformen schlieBen die
Moglichkeit aus, daB es sich hier ebenfalls
um thermische, Strahlung handelt. Es
wird angenommen, daB these Strahlungs-
komponenten durch Plasmaschwingungen
entstehen. Im Meterwellengebiet erreicht
uns ein Teil der Strahlung aus dem Ge-
biet ihrer Grenzschicht. Da aber nun die
Wellenlange der Plasmaschwingungen in
diesem Gebiet mit 'der betrachteten
Wellenlange identisch ist, ist es wahr-
scheinlich, daB auftretende Plasma- Auch Beziehungen zwischen den Strah-
schwingungen von der Sonne abgestrahlt
werden konnen. Aus dem Innern der
Sonne kommende Partikelstrome strahlen
beim Erreichen der Grenzschicht elektro-
magnetische Energie dieser Wellenlange
a b.
AuBer diesen beiden Komponenten radio-
astronomischer Strahlung tritt mitunter
noch eine weitere Komponente auf. Be-
sonders in der Zeit, in der die gestorte
Strahlung einen hohen Wert hat, treten
starkere Strahlungen von Bruchteilen
einer Minute his zu mehreren Stunden
Dauer auf. Die maximale'Intensitat der-
artiger Ausbrilche ist auch sehr unter-
schiedlich. Sic schwankt z. B. bei A =
20 cm zwischen wenigen Prozent and dem
50fachen des Tagesmittelwertes. Diese
lungsausbrilchen der Sonne and terre-
strischen Erscheinungen wie Mogel-Del-
linger-Effekte, magnetische Storungen,
ionospharische Erhohung bei der Langst-
wellenausbreitung. sind bekannt. Zur ge-
nauen Klarung der Zusammenhange die-
ser Erscheinungen ist eine standige
Beobachtung der Sonne sowohl radio-
astronomisch als optisch erforderlich.
Das Heinrich-Hertz-Institut ist im ?Inter-
nationalen Geophysikalischen Jahr" mit
der radioastronomischen Beobachtung
der Sonne bei folgenden vier Wellen-
langen heauftragt:
A=20cm
A=15 cm
A=10cm
A= 3cm
1200 50 40 30 20 to 1100 50 40 30
- GMT
Bild 10: Ein mittlerer Strahlungsausbruch der
Sonne (16. April 1957). Radioastronomische
Registrierung bei A = 20 cm, 10 cm and 3 cm
(HHI)
Approved For Release 2010/04/28: CIA-RDP80T00246AO38600250001-6
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H: PRI NZLER and F. FORS.TENBERG
Empfanger
Am Vergleich zu den Leistungen, die in
der `Runktechnik den Empfangern zur
Verfiigung stehen, ist `die. Energie der
radiofrequenten... Strahlung der',: S.onne
auBerordentlich klein. Die Strahlungs-
dichte der 'ungestorten Sonne betragt
bei R = 20 cm-?2 . 10-21 WHz-im-2. Ver
:wendet man zum Empfang einen Parabol-
spiegel von 8 in Durchmesser, der eine
wirksame Antennenflache von etwa 30m2
hat, urid. beriicksichtigt weiterhin, daB mil
einer normalen Antenne nur eine.Polari-
sationarichtung zu empfangen ist, so kann
nur die Halfte der Strahlungsdichte fiir
'den ?Empfang ausggenutzt werden. Die
Antenne bietet dem Empfanger eine' Lei-
1 W
stung von 2 ? 30 m2 2 10 _21 Hz'~m2
=.3 10-20 H an. Das sind etwa 7,5 kT0
Oder 2250? K Antennentemperatur. Das
Eigenrauschen eines guten 20-cm-Emp-
fangers, betragt etwa 15..kTo, also bereits
Empfanger 'und Antennen- der Radioastronomie
Die radioastronomische Mel3technik stellt an Empfanger and Antennen neuartige, hohe'Anforderungen
Es,milssen Signale einwandfrei gemessen werden, deren'Energie'unter Umstanden nur einige Promille
des Eigenrauschens-.betragen. Zur Lokalisierung'derQuellen mul3ten Richtantennen mit hoherer Bunde-
'lungsscharfe entwickelt"werden. Im vorliegenden Beitrag werden technische Fragen des Empfangs radio-
astronomischer Quellen gestreift and eine im. Hein rich-Hertz- Institut entwickelte Anlage beschrieben.
zahlenmbBige Auswertung. des ' Eigeb-
nisses ist jedoch nicht =moglich. ?
g
Einen Schritt'weiter, kommt man, wenm galvanometers begrenzt. ,Die. McBspule
die von dem Eigenrauschpegel des.Emp- ? ? des Galvanometers wird dabei durch .Zu-
flingers herriihrende'Gleichspannung Ur' samrnenstoBe mit den Luftmolekblen in
durch eine gleich grol3e Spannung .Uk ' zitternde Bewegung'versetzt, die ein Ab-
kompensiert _wird', (Bild '2). Erhoht sich lese'n kleinster Zeigerausschlage verhin-
jetzt die Rauschleistung durch. VergroBe-
rung der Antennentemperaturl), so treten
am Ausgang drei Gleichspannungskom-
ponenten auf. Neben den beiden Kompo-
nenten Ur and : Uk erscheint jetzt die
durch die Erhohung'der Antennentempe-
ratur, entstehende zusatzliche Kompo=
nente 4 U..Da sich nun Ur and Uk gerade
kompensieren, verbleibt nur AU, die
das Doppelte der von der ungestorten
Sonne erhaltenen Energie. Nun ist die'
Sonne schon die starkste radioastrono
mische Quelle, viele andere Quellen geben
eine" um Grol3enordnungen. geringere
Energie ab. Beschrankt man sich nur auf
die Messung dei ?Sonnenstrahlung urid
fordert 'fiir diese. Messung eine Genauig'
keit von ?2%, so steht man bereits vor
dem Problem, En6rgien zu ihessen, die
nur einige Prozent des Eigenrauschens
betragen.
,
-UnerlaBlich ist 'also' die Forderung nach so erzielte Empfindlichkeit lediglich eine'
moglichst ?geringem Eigenrauschen des' Trade der Verstarkung der S
A U
annun
p
g
.
Empfangers, die jedoch noch nicht Fur in Tatsachlich ist dies nicht der Fall; sondern
auswertbares McBeigebnis geniigt. Bild 1 es" gibt auch hier? eine Grenze der Emp-
zeigt einen Registrierstreifen eines im findlichkeit, die durch die GroBe der
Jahre 1953 durchgefiihrten.'Versuches. inneren Schwankungen der Mel3apparatur
Hier ist ein gewohnlicher Dezimeteremp= . bedingt ist." Diese inneren Schwankungen
fanger an einen 8-m-Parabolspiegel anger - entstehen nicht etwa' durch Unvollkom-
schldssen worden. menheiten der McBapparaturen,.sondern
Some Sonne Sonne
_.I~ L. L' . ...+ . . .+
Empfdnger=
rauschen
L-L
Zeit
Bild 1 Registrierung der `Sonnenstrahlen bei
2= 20 cm miteinem kommerziellen Empfanger
kleinster Strome mittels eines Spie
el-
Bert..; "
Bei den EEmpfiingern 15M sich these
Schwankungskomponente durch Erhohe'n
der ?hochfrequenten Bandbreite ve*rrin
gern; die GroBe dieser inneren Schwan-,
kungen.:verhalt sich umgekehrt propor-
tional zur Wurzel aus der Bandbreite des
Empfangers: Im Gegensatz zum Empfang '
iiblicher Signale auf nur -einer Frequenz
wird'bier der Empfang:bei grol3er Band-
breite'',giinstiger als bei kleiner. ?Eine. ?
weitere Verringerung dieser Schwan-
kungen wird durch Einschalten eines
Siebgliedes :hinter die Gleichrichterdiode
erreicht. Hier besteht dann Proportionali-
tat zwischen dem mittleren Schwankungs-
quadrat.und dem Kehrwert der Wurzel
aus der' Zeitkonstante des Siebgliedes. Je
groBer. ,die Zeitkonstante, desto geringer
die Schwankungskomponente - der Mes=
sung. .
Leider ist die Nullpunktstabilitat einer
solchen Kompensationsanlage nicht 'so .
groB, wie es zu.r,'Messung kleinster Ener-
gien erforderlich ist. Jede kleine Ver-
starkungsanderung stort das Kompen-
dann entsprechend weiter verstarkt wet-.
den kann.
Es'hat zunachst den Anschein als sei die
sationsgleichgewicht and hat ein Wan-
dern des Nullpunktes zur' Folge. Eiji
Beseitigen dieses sehr storenden Effektes
erreicht' _ein anderes McBverfahren, das
Modulationsverfahren.
Beim Modulationsverfahren werden' zwei
synchron 'arbeitende Sch'alter' verwendet.
(Bild 3).. Ein Umschalter wird in die Lei-
tung zwischen Antenne and Hoehfre-
quenzeingang' des einfachen Empfangers
(ohne Kompensationsspannung) einge
fiigt. Der zweite Umschalter liegt hinter
der ?Gleichrichterdiode. An das offene
sie sind grundsatzlich immer vorhanden,. Ende des.. HF-Schalters wird ein Ver-
also'..auch bei vollig "stabil arbeitehdeh ' ' .
Apparaturen.- Sie sind vergleichbar mit'
Eigenschaften einiger.Rausch-
demAuftreten der Brownschen Molekular- quellen 1 llen" B S. 375.
'
5.
Antenne
D?as Biid zeigt irn wesentlichen das gleich
gerichtete and geglattete Eigenrauschen
der 'Anlage. An den mit einem. Pfeil be-
zeicfineten Stellen is t das Richtdiagramm.
des ?Parabolspiegels durch die, Sonne,hin-
d"urchgeschwenkV~ worden. Man kann
zwar deutlich am Empfangerausgang eine
Errhhohung, des Rauschens feststellen, eine
368 12 ?. 1957' ,RADIO UND FERNSEHEN'
Bild 3: , Schema des Modu-
Iationsverfahrens
Rausch-
generator
1.0szillator
1. Mischstute
Nieder-
frequenz
l-Zwischen- 2Mischstu/e
Irequenz
Sie6glied
2 Zwischen-p
`frequenz
Registrier-
Schreiber ?
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gleichsnormal zum Erzeugen einer defi-
nierten Rauschleistung angeschlossen.
Der zweite Umschalter schaltet die gleich-
gerichtete Rauschspannung abwechselnd
auf zwei gleichartige Siebglieder.
Ist der HF-Umschalter auf Antenne ge-
schaltet, so erhalt man am Ausgang des
ersten Siebgliedes eine Spannung UA.
Beim Umschalten auf das Vergleichs-
normal erhalt man am zweiten Siebglied
eine Spannung UR. Werden nun in
gleichmaBigen Zeitabstanden Antenne
and Normal eingeschaltet and die Sieb-
glieder so dimensioniert, daB ihre Zeit-
konstanten sehr groB gegenuber dem
Reziprokwert der Umschaltfrequenz sind,
so entsteht an den Siebkettenausgangen
eine Spannungsdifferenz, die der Diffe-
renz der Rauschtemperaturen zwischen
' Antenne and Normal proportional ist.
Diese McBspannung ist nahezu unab-
hangig vom Eigenrauschen der Anlage,
auBerdem ist dies McBverfahren unemp-
findlicher gegen kleine Verstarkungs-
schwankungen. Reicht die entstehende
McBspannung noch nicht zum Betrieb
eines Registrierschreibers aus, so kann
zwischen Gleichrichterdiode and zweitem
Umschalter noch ein zusatzlicher NF-
Verstarker eingeschaltet werden.
Bei der technischen Ausfiihrung der dm-
Anlagen wird weitgehend von der Ko-
axialtechnik Gebrauch gemacht. Bei den
cm-Anlagen werden als Verbindungs-
leitungen dagegen Hohileiter verwendet.
Im allgemeirien sind die Verbindungs-
leitungen viel Langer als eine Wellenlange.
Eine vollstandige Leistungsubertragung
findet Ober eine solche Verbindung nur
dann statt, wenn sowohl Sender als auch
Empfanger sorgfaltig an den Wellen-.
widerstand der Verbindungsleitung ange-
pal3t sind. Ist ein Element fehlangepal3t,
so wird ein Teil der Leistung reflektiert
1,0 0,8 0,6 0,4 0,2
?~ Fehlanpassung in m
Bild 4: Leistungsubertragung bei Fehlanpas-
sung
and geht somit fur die Ubertragung ver-
loren. Es bilden sich stehende Wellen
aus, deren Verhaltnis der Extremwerte,
in = Umtn , ein eindeutiges MaB fur den
Umax
Ubertragungswirkungsgrad 27 ist.
Bild 4 zeigt t7 als Funktion der Wellig-
keit in. Um mbglichst viele Fehlerquellen
auszuschalten, die durch mangelhafte
Anpassung hervorgerufen werden konnen,
Antenne
Bild 5: Schnitt durch den
rotierenden Umschalter for
Z=20cm
Bild 6: Schematische Dar-
stellung des rotierenden
Umschalters
Ton q?', d'
Rausch -
generator
strebt man durchweg ein in besser als
0,9 an.
Ein wichtiges Bauelement moderner
radio astronomischer Empfangsgerate ist
der HF-Umschalter, der zur Modulation
des Rauschsignals.dient. An ihn werden
sehr hohe Anforderungen gestellt. Er muB
fiber viele Monate hinweg ohne Kontakt-
storungen arbeiten. Die Kontaktzeiten
fur beide Empfangswege mussen unter-
einander aul3erordentlich genau gleich
and Ober viele Mondte hinweg konstant
sein. Eine Schwankung der Kontakt-
zeiten zueinander wurde sich unmittelbar
auf das McBergebnis auswirken. AuBer-
dem muB der gesamte Schalter reflexions-
frei aufgebaut sein.
Um diesen aufgezahlten Gesichtspunkten
gerecht zu werden, wird ein kontakt-
loser, rotierender Umschalter verwendet
(Bild 5).
Eine ungefahr 40 cm groBe Aluminium-
scheibe wird von einem Elektromotor mit
etwa 1470 U/min angetrieben. Die Scheibe
enthalt an ihrem Umfang ein halbkreis-
formiges Segment S, das fur jeweils eine
halbe Umdrehung den beiden ,Schalt-
topfen" A and B gegeniibersteht. Im.
Bild 6 steht sie vor A. Die Kapazitat des
Segmentes S gegen die Leitung 1 ist so
groB, daB 1 an der Stelle S praktisch kurz-
geschlossen ist. Eine am Ende kurz-
geschlossene A/4 lange Leitung hat den
Eingangswiderstand on, so daB am
Punkt' a ungestort der Antennenwider-
stand 70 4 wirkt. Auch am Verzweigungs-
punkt c erscheint von links der Wider-
stand 70 12, da im Anpassungsfall keiner-
lei Transformationen durch die Leitung
stattfinden. Anders bei B. Hier ist die
Leitung 2 offen. Eine am Ende offene
? 2/4-Leitung hat den Eingangswiderstand
Null, d. h. sie wirkt am Verzweigungs-
punkt b als KurzschluB. Ein kurzschluB
am Punkt b reflektiert jede von rechts ein-
laufende Welle vollstandig. Es wird also
in der gezeichneten Schalterstellung kei-
nerlei Energie von der rechten Schalter-
seite durchgelassen.
Fur die von der linken Schalterseite ge-
lieferte Energie wirkt der KurzschluB bei
b nicht storend, weil er bei c als Wider-
stand oo erscheint.
Wird die Scheibe um 180? gedreht, so ist
der Leitungszug Rauschnormal-Emp-
fanger verbunden, wahrend die von der
Antenne gelieferte Energie nicht wirksam
wird. Rotiert die Scheibe mit 24 U/s, so
sind 24mal in der Sekunde jeweils fur
etwa 1/80 s Antenne oder Rauschnormal
alit dem Empfanger reflexionsfrei ver-
bunden.
Unvermeidliche Storungen im Leitungs-
zug machen zusatzliche Korrekturglieder
notwendig (vgl. Bild 5). Deshalb and
wegen der verwendeten d/4-Leitungen ist
der Schalter frequenzabhangig. Durch
zweckmaBigen Aufbau gelang es jedoch,
ein geniigend breites Frequenzband von
etwa 19 his 21 cm einwandfrei zu schalten.
Die Anpassung in ist dabei im Durchlal3-
bereich besser als 0,9, die Sperrdamp-
fung groBer als 20 dB.
RADIO UND FERNSEHEN 12 ? 1957 369
Z-70D
_I'_
\ Antriebswelle
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Etwas anders arbeitet der Umschalter bei
einer Wellenlange von 3 cm. Hier pflanzt
rich die Energie im Inneren des recht-
eckigen Hohlleiters fort. L58t man eine
Trolitulscheibe, die zur Halfte mit einem
geeigneten Widerstandsbelag bedampft
ist, in den Hohlleiter eintauchen, so wirkt
diese Apparatur als Sperrschalter (Bild 7).
Taucht nur der unbedampfte Teil in den
Querschnitt ein, so kann die von der
Antenne kommende Energie reflexions-
frei den Schalter passieren and zum Emp-
fanger gelangen. Taucht dagegen der
Widerstandsbelag ein, so wird die von der
erc
Bild 7: Modulationsschalter in Hohlrohrtech-
nik(,l=3cm)
Antenne kommende Energie vollstandig
absorbiert. Vom Empfanger aus gesehen
ist dann der Hohlleiter durch den Wider-
standsbelag ebenfalls abgeschlossen. Des-
halb wirkt dieser AbschluB zugleich als
Rauschnormal, welcher eine Leistung von
N = kT df an den Empfanger liefert
(vgl. den Beitrag ,Eigenschaften einiger
Rauschquellen" auf S. 375).
An den Ausgang des rotierenden Schal-
ters ist bei alien Anlagen der Empfanger
abgeschlossen. Beim 20- and Beim 3-cm-
Empfanger wird sofort mit einem Hilfs-
oszillator uberlagert and dann die ent-
stehende erste ZF von ungefahr 40 MHz
verstarkt. Mit Ausnahme der Mischstufe,
die hinsichtlich der bei 3 cm verwendeten
Hohlleitertechnik auBerlich etwas anders
aufgebaut ist als bei 20 cm, sind von bier
ab alle verwendeten Empfanger gleich.
Bei 3 cm wird als Mischstufe das soge-
nannte ,magische T" benutzt.
Im dm-Gebiet verwendet man zur Mi-
schung Siliziumdetektoren. Wesentlich
fir den MischprozeB ist ein nichtlineares
Schaltelement im Stromkreis. Als Arbeits-
punkt fiir den Mischvorgang wahlt man
etwa den Punkt grollter Krummung.
Den prinzipiellen Aufbau einer Misch-
stufe filr 20 cm zeigt Bild 8. In einem
geschlossenen zylindrischen Raum R ist
ein am Ende offenes Lechersystem L
Deireingang
?o n
Bild 8: Mischstufe in Ko-
axialtechnik
angebracht. Seine Lange 1 kann durch
einen Verstellmechanismus verandert
werden. Es ist fur die Empfangsfrequenz
in Resonanz, wenn 1 ungefahr A/4 ist.
Hierbei schwingt das Lechersystem im
Gegentakt. Durch den einen Leiter ist
eine Koppelschleife K hindurchgefiihrt,
die so eingestellt wird, daB im Resonanz-
fall der Eingangswiderstand 70 12 betragt.
Die Koppelschleife erfiillt hier zwei Auf-
gaben: Symmetrierung des unsymme-
trischen Eingangs and Anpassung an den
Resonanzwiderstand des Lechersystems.
Dadurch wird die gesamte vom Schalter
kommende Energie in den Mischkreis
eingekoppelt. Ober eine kleine Kapazitat
C wird auch die Oszillatorfrequenz fo ein-
gekoppelt. Fir sie schwingt das Lecher-
system gleichphasig gegen den Zylinder-
mantel. Durch die Detektoren Dl and D2
fliellen Strome sowohl von der Empfangs-
frequenz als auch von der Oszillatorfre-
quenz. Wegen ihrer gekriimmten Kenn-
linie bildet sich u. a. auch die Differenz-
frequenz, die an den Punkten a and b
abgenommen and dem Zwischenfrequenz-
verstarker zugefiihrt werden kann.
Bis zur Diode wird eine ZF-Verstarkung
von 107 bei einer Bandbreite von etwa
2 MHz benotigt. Um die Gefahr der
Selbsterregung zu vermeiden, werden
zwei Zwischenfrequenzen benutzt. Der
erste ZF-Verstarker arbeitet auf einer
Bandmittenfrequenz von etwa 40 MHz.
Er enthalt die E 88 CC in Kaskddeschal-
tung als Eingangsstufe; auBerdem vier
EF 80 in Sperrkreiskopplung. Den Aus-
gang bildet ein Katodenverstarker zur
Impedanzwandlung. Die Resonanzfre-
quenzen aller verwendeten Schwingkreise
sind gegeniiber der Bandmittenfrequenz
verstimmt. Dadurch wird die gewiinschte
rechteckige DurchlaBkurve erreicht. Die
Verstarkung ist etwa 3 ? 104, die Rausch-
zahl 1,6 bis 1,8 kTa.
Der zweite ZF-Verstarker ist raumlich
vom ersten getrennt and nur fiber ein
etwa 10 his 15 in langes Kabel mit
diesem verbunden. Er arbeitet auf einer
Bandmittenfrequenz von 3 MHz bei
2 MHz Bandbreite. Eine Mischrohre
ECH 81 bewirkt die' Frequenzumsetzung
von 40 auf 3 MHz, drei folgende Stufen
die Verstarkung von etwa 3 . 102, and die
letzte Stufe 6H6 dient zur Demodu-
lation.
Wie sehon erwahnt wurde, mull das ent-
stehende niederfrequente Signal, eine
maanderformige Wechselspannung (Bild
10c), noch weiter verstarkt werden. Dies
geschieht in einem gewohnlichen zwei-
stufigen NF-Verstarker. Danach wird das
Signal dem elektronisch gesteuerten Um-
schalter zugeleitet. Dieser besteht aus-
zwei Trioden, welche gitterseitig parallel
and ausgangsseitig gegeneinander ge-
schaltet sind (Bild 9, oben). Beide Steuer-
.gitter erhalten eine so hohe negative Vor-
V2 V2
-- - Kim -- -
---------------------------------
+250 V
ECC 92 T ECC 92
i i
a
-,7
strs mit DezizimeAmet
stair er-
umachaMw 9SAappSf
Somm.l lnse
spannung, daB sie im Ruhezustand ge-
sperrt sind (.== -200 V). Mechanisch ist
mit dem dm-Umschalter eine zweite
Scheibe gekoppelt, die synchron zum
HF-Teil zwei Fotozellen steuert. Jeweils
die der DurchlaBrichtung des HF-Schal-
ters entsprechende Fotozelle wird be-
leuchtet. Sie offnet damit eine ECC 92,
an deren Katode ein positives Steuer-
impuls entsteht, der einer monostabilen
Kippstufe zugefiihrt wird. Durch den
positiven Impuls wird die Rohre V, ge-
offnet and V2 gesperrt. Dadurch steigt
die Spannung an der Anode von V2 auf
die voile Anodenspannung an, and die
entsprechende Rohre der Schaltstufe
wird geoffnet.
An den Punkten a, b der Schaltstufe wird
so eine pulsierende Spannung abgenom-
men, deren GroBe von der Amplitude der
an den Gittern liegenden Maanderspan-
nung abhangt.
Das nachfolgende Siebglied erfilllt zwei
Aufgaben: In erster Linie muB es die pul-
sierende Spannung an a, b so weit glatten,
daB eine ruhige Anzeige des McBwertes
ermoglicht wird. Andererseits soil es die
inneren Schwankungen der Apparatur
geniigend klein halten. Wie schon ein-
gangs erwahnt wurde, ist die GroBe dieser
1
Schwankungsspannung proportional =.
Vr.
Ein Erhohen der Zeitkonstante t des Sieb-
gliedes von 1 s auf 100 s verringert die
Schwankung der Aufzeichnung auf 1/10
des urspriinglichen Wertes. Man kann
also durch entsprechend groBe Wahl der
Zeitkonstanten die Empfindlichkeit der
Anlage erhohen. Allerdings wird diese
Empfindlichkeit durch groBere Tragheit
in der Anzeige erkauft.
Will man mit einer gegebenen Anlage
schnelle Vorgange messen, z. B. Strah-
lungsausbriiche auf der Sonne, so dart die
Zeitkonstante fir diese Messung hoch-
stens einige Sekunden betragen. Demzu-
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folge ist die Empfindlichkeit begrenzt.
Fimpfangt man dagegen relativ konstante,
aber sehr schwache Quellen, z. B. die
thermische Strahlung des Mondes, so
kann die Zeitkonstante u. U. auf einige
Minuten erhoht werden; damit erhoht
sich zugleich die Empfindlichkeit der
Anlage. Um die McBapparatur den jeweils
herrschenden Verhaltnissen anpassen zu
konnen, sind die Kondensatoren um-
schaltbar angeordnet. Man kann so Zeit-
konstanten von 0,5 his 30 s zur Messung
verwenden. Die McBspannung hinter dem
Siebglied wird Ober eine Trennstufe dem
Schreiber zugeleitet and dort registriert.
Mit einer solchen radioastronomischen
Anlage kann man Antennentemperaturen
von etwa 3? - bei Zeitkonstanten von
einigen Sekunden auf etwa +50% genau
messen.
Der aufgezeichnete McBwert ist propor-
tional der Gesamtverstarkung der An-
lage. Die Verstarkung andert sich, wenn
_die Betriebsspannungen der Rohren
schwanken. Um diesen EinfluB moglichst
klein zu halten, werden sowohl Heizspan-
u
B
Rdfre A
mit Signatsparb1 ,9
Ovv~
Bild 10: Schematisierte Oszillogramme zur
Modulationsanloge.
a) am ZF-Verstarker, b) nach ZF-Gleichrich-
tung, c) am Ausgang des NF-Verstdrkers,
d) am. Ausgang der Schaltstufe
nung als auch alle Schirmgitter- and
Anodenspannungen elektronisch stabili-
siert. Dadurch gelingt es, die Verstar-
kungsschwankungen so klein zu halten,
daB sie die Messungen nicht mehr wesent-
lich beeinflussen.
Zur Erlauterung soll jetzt an einem -ganz
konkreten Beispiel nochmals die Wir-
kungsweise der Apparatur besprochen
werden.
Bild 10 zeigt schematisch die Oszillo-
gramme an verschiedenen Punkten des
Empfangers').
Von einer radioastronomischen Strah-
lungsquelle wird in der Antenne, eine
Rauschleistung erzeugt, die einer An-
tennentemperatur TA entspricht. Als Ver-
gleichsnormal wird ein Widerstand be
nutzt, der mit der Temperatur To rauscht.
Durch den Dezimeterumschalter wird nun
jeweils die Antennenleitung A im Bild 6
oder die Leitung vom Rauschnormal an
den Empfangereingang geschaltet. Der
Empfanger hat ein Eigenrauschen, das
viel groBer als das Widerstandsrauschen
bei der Umgebungstemperatur T. ist.
Bei einem Rauschfaktor F 20 kTe ist
die Rauschtemperatur des Empfangers
TR = F ? To .; 6000?~K.
Am Ausgang des Dezimeterempfangers
erhalt man nun Rauschleistungen, die
bei Schalterstellung 1 proportional zu
TR +TA, in Schalterstellung.2 proportional
zu TR + To sind. Das gesamte Rauschen
am Ausgang des Empfangers ist recht-
eckformig mit der Umschaltfrequenz
moduliert (Bild 10 a). Der zeitliche Mittel-
wert dieser Spannung ist 0. Das demodu-
lierte Signal hat die Form von Bild 10b.
Durch die Diode wurde eine Stromrich-
tung unterdriickt; auBerdem verhindert
ein*vorhandener kleiner Ladekondensator
das Absinken der Spannung auf den
Wert 0. Es tritt ein Gleichstrommittel-
wert auf, der hauptsachlich durch das
Eigenrauschen des Empfangers TR be-
stimmt wird.
Auf die Diode folgt der NF-Verstarker in
RC-Kopplung. Durch diesen wird jeder
Gleichstromwert, welcher der Maander
spannung Oberlagert ist, unterdriickt.
AuBerdem wird das Frequenzband auf
einige kHz eingeengt: Im Osiillogramm
der Maanderspannung macht sich diese
Frequenzbandbeschneidung dadurch be-
merkbar, daB-die scharfen Spitzen (im
Bild 10a noch vorhanden) wesentlich
starker abgerundet sind (Bild 10c). Es
erscheint hieraus ganz deutlich die Ma-
anderspannung von der Umschaltfre-
quenz.
Die Amplitude dieser Spannung ist pro-
portional zur Differenz zwischen An-
tennentemperatur and Rauschtemperatur
des Vergleichswiderstandes TA - To.
Hier tritt der grofe Vorteil des Modula-
tionsverfahrens -deutlich in Erscheinung:
Man erhalt eine McBspanniing, deren
Amplitude nahezu unabhangig. vom
Eigenrauschen des Empfangers ist.
Es wurde der,Fall angenommen, daB die
Antennentemperatur TA groBer als die
Temperatur des Vergleichsnormals Te ist.
Ist TA < To, so ist die Maanderspannung
hinter dem NF-Verstarker um 180 ? gegen-
Ober Bild 10c verschoben. Diese Span-
nung liegt am Gitter der Schaltstufe.
Durch den synchron mit dem Dezi-
umschalter angetriebenen Steuermecha-
nismus- wird dafiir gesorgt, daB in jeder
ersten Halbperiode der hier positive Im-
puls (Bild 10c) nur auf Rohre A wirkt,
da ja die Rohre B gesperrt ist. In jeder
zweiten Halbperiode jedoch wirkt der
negative Impuls nur auf Rohre B, wah-
rend A gesperrt ist. Liefert der NF-Ver-
starker keineMaanderspannung, so flieBt
nun bei geoffneten Rohren A bzw. B je-
weils der gleiche Strom; im Zeitmittel
Ober mehrere Umschaltungen liegen an
den Punkten a and b gegen 0 auch 'die
gleichen Spannungen (Bild 10d, oben).
Der Mittelwert wird in der Schaltung
automatisch durch das Siebglied erzeugt.
Die Differenzspannung U. - Ub zwischen
a and b ist somit Null ohne Maanderspan-
nung am Gitter, d. h. bei. Gleichheit von
Antennentemperatur and Temperatur des.
Vergleichswiderstandes TA T6...Beim
Anlegen der Maanderspannung wird der
Anodenstrom von A wahrend der Offnung
groBer als der Ruhestrom, von B kleiner
als der Ruhestrom. Zwischen a and b ent-
steht eine Gleichspannung, deren posi-
tiver Pol bei a liegt. Sie ist proportional
zur Differenz zwischen Antennentempera-
tur and Vergleichstemperatur TA - To.
Um das stabile Arbeiten von derartig
hochentwickelten MeBanlagen jederzeit
Oberwachen zu konnen, werden in kurzen
Zeitabstanden Kontrollen vorgenommen.
Neben der Beobachtung der Maander-
spannung im Oszillografen wird durch
eine Normalrauschquelle am Eingang-des
Dezimeterumschalters ein konstantes Si-
gnal erzeugt and die GroBe der dadurch
hervorgerufenen Eichmarke auf. dem
Registrierstreifen beobachtet. Schwanken
Empfindlichkeit oder Verstarkung oder
setzt gar ein Bauelement der Anlage ganz
aus, so kann man dies sofort an der GroBe
der Eichmarke erkennen. Die Normal-
rauschquelle wird an den AnschluB B des
Dezimeterumschalters geschaltet (siehe
Bild 6). Die Rauschtemperatur dieser
Normalquelle kann von T. auf TN erhoht
Werden. Wahrend der Registrierung ist
die Temperatur der Normalquelle To, der
Schreiber zejchnet als Melwert also
TA - To auf. Zur Eichung wird. die
Rauschtemperatur auf TN erhoht, bis der
Schreiberausschlag TA - TN = 0 ist.
Dann ist TA = TN. Auf diese Weise kann
man durch Eichmarken, die im Abstand
von zehn Minuten gegeben werden,
kleinere Empfindlichkeitsschwankungen
der Anlage eliminieren.
Als Normalrauschquellen werden gesat-
tigte Dioden (im Dezimetergehiet) and
Gasentladungsrohren ' (im? Zentimeterge-
biet) verwendet.
In Rauschgeneratoren, die mit einer ge-
sattigten Diode arbeiten, erzeugt der
Schroteffekt den Rauschstrom., Dem
Anodenstrom I der Diode ist ein Rausch-
stroni Oberlagert; laBt man diesen durch
einen Widerstand R flieBen, so kann man
bei Anpassung die Rauschleistung
N=1/2?e?I?R?df auf einen Ve'r-
braucher Obertragen. Verwendet man fur
R einen 70-S2-Widerstand, so errechnet
') Die GrOBenverhaltnisse sind gegenuber den
wirklich auftretenden Werten stark ubertrieben'
gezeichnet.
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Bild 11-:, Diodenra'uschgenerator im dm-Ge-
biet mit Ersatzschaltbild
sich dig Temperatur des Rauschgenera-
tors zu
TN To- 1- 406?I(MA).
Auch wenn durch die Diode -kein Anoden-
strom flieBt, ist immer noch ;das ther-
mische Rauschendes Widerstandes.vor-
handen, d. h., der Rauschgenerator wirkt
dann wie ein AbschluBwidersLand von
70 0. Bei 20 cm Wellenlange wird der
Aufbau 'eines Rauschgenerators mit ge-
-sattigter Diode schon sehr kritisch. Jeder
Zentimeter der Leitungslange besitzt In-
duktivitat und Kapazitat,` die nicht
mehr vernachlassigt werden konnen. Der
Rauschgenerator wird in Koaxialtechnik
aufgebaut, und es sind zusatzliche Ab-
st.immglieder notwendig, um ihn fiir das
Empfangsband brauchbar ? zu machen
(Bild 11). Diese Blindwiderstande er-
hohen durch Transformation die erzeugte
Rauschleistung gegeniiber dem nach,der
Rechnung erwarteten Wert etwa um das
Dreifache. AuBerdem wird durch die
Laufzeit der Elektronen in der Diode der
erzeugte Rauschstrom verkleinert. Dieser
?'EinfluB ist bei 20 cm Wellenlange noch
klein; er, betragt nur einige Prozent vom
Gesamtrabschen. - .
Bei noch kiirzeren Wellen ist der Rausch-
generator nicht mehr anwendbar; man
benutzt Gasentladungsrohren als.Rausch-
quellen.
In einem Leiter werden durch thermische
Bewegung' der Leitungselektronen elek-
trische Schwankungsspannungen erzeugt,
.deren Intensitat durch die Nyquist'sche
Rauschformel beschrieben wird. In einer
.Gasentladung.tritt ebenfalls neben.einer
Bild 12:.Rauschgenerator mit Gasentladungs-
rohee'in Hohlleitertechnik
. 372
geordneten Driftbewegung der Ladungs-
trager eine thermische Bewegung _ auf.
Dadurch entsteht eine Rauschspannung.
Als Rauschtemperatur hat man nicht die
thermodynamische Temperatur der Gas-
entladung einzusetzen, sondern eine im
allgemeinen viel hohere' Elektronentem-
peratur Tel.
Die Elektronentemperatur hangt von der, Gas-
art,.vom Gasdruck, von den Abmessungen des
EntladungsgefaBes sowie auch vom Entla-
Bild 13: Die ersten Stufen`des Empfdngers an
der Antenne montiert; oben: ZF-Verstdrker
mit Mischstufe, unten: dm-Umschalter und,
Rauschgenerator
Bild 14: Empfdngergestell der 'radioastrono- .
schreiber, Mitte: 2. ZF- und alle folgenden
Stufen, unten: Stromversorgung
dungsstrom ab.. Fiir eine neongefiillte Entla-
dungsrohre von etwa 25 Torr Gasdruck, etwa
0,8 cm Rohrdurchmesser und etwa 50 mA Ent-
ladungsstrom betragt die Elektronentemperatur.
210000 K.
Besonders bei den cm-Wellen hat sich der
Rauschgenerator mit . Gasentladungs-
rohre durchgesetzt: Man fiihrt dort ein-
fach ein Gasentladungsrohr schrag durch
einen - Hohlleiter (Bild 12) und hat so
bereits die Rauschleistung in das Hohl-
rohr eingekoppelt. Nachteilig ist bei die-
sem Rauschgenerator, dab seine Rausch-
leistung nicht regelbar und auBerdem in
manchen Fallen viel hoher . als die zu
messende Antennentemperatur ist. Man
hilft sich dann durch ein Dampfungsglied,
welches vor' die Entladungsr6hre ge-
schaltet wird.
Bei den ausgefiihrten Anlagen ist ein
Teil des Empfangers, namlich der dm-
Umschalter, der Rauschgenerator, die
Mischstufe, der erste ZF-Verstarker und
die Fotoiellen samt dem dazugehbrigen
Vorverstarker unmittelbar am Spiegel. _ ,_
angebracht (Bild' 13). Der zweite ZF-
Verstarker, die Schaltstufe, der Gleich-
stromverstarker, der Registrierschreiber,
die Kippstufen, der Dezimeteroszillator,
samtliche Oberwachungsinstrumente so-
wie die gesfkmte Stromversorgung sind in
einem gesonderten, Normgestell unter-
gehracht. Dieses 'steht im McBraum und
ist fiber Vielfachkabel mit dem in der
Antenne angebrachten Empfangerteil
verbunden (Bild 14).
Die Hauptaufgabe einer jeden Antenne
ist es; Strahlungsenergie in Leitungs
energie umzusetzen oder umgekehrt, die
vom? Sender erhaltene Leistung in den
Raum auszustrahlen.. In der Radio-
astronomic kommen zu diesen Aufgaben
noch zwei weitere hinzu:.
1. Die radio astronomischen Objekte sind
relativ zur Erde im Raume beweglich.
Es muB also die Antenne so mitgefuhrt
werden, daB das beobachtete. Objekt
standig im Richtdiagramm der An-
tenne ist.
2. Die 'Richtung der einfallenden Strah-
lungsquelle soll moglichst' genau be-
stimmt werden.
Das erste Problem ist ein mechanisches.
Der. Einfachheit lialber nehmen wir eine
Beobachtung 'eines'radioastronomischen
Objektes vom geografischen Nordpol aus
an. Der Antennenmast wiirde dann in der
gewohnten Weise senkrecht ?aufgestellt
werden konnen, nur mOBte er urn seine
eigene Achse drehbar sein und die An-
tenne schwenkbar an diesen Mast be-
festigt werden. Mit einer derartigen Vor-
richtung ist ? es dann moglich, jeden
beliebigen' Punkt des Himmels anzuvi-
sieren, und wenn man den Mast mit einer
Geschwindigkeit von etwa einer, ; Um-
drehung pro 24 Stunden entgegengesetzt
zurErdrbtationdreht,?kahnman diesesOb-
jekt immer im Richtdiagramm behalten.
Es ist also bei dieser Mitfiihrung fir ein
einmal'eingestelltes Objekt nur eine ein-
zige gleichmhBige.Veranderung der Rich-
tung in einer Dimension notig. Dieses
Nachfiihrungsverfahren ist nicht nur auf
dem Pol P - moglich, sondern kann auf
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Bild 15: Wirkungsweise der parallaktischen
Montierung. Aufstellung einer radioastrono-
mischen Antenne am Pol P and bei geogra-
fischer Breite rp (0)
jedem Punkt der Erde durchgefiihrt
werden. Verschiebt man das Antennen-
gestell parallel an irgendeinen beliebigen
Punkt 0 der Erdoberflache (Bild 15), so
bleibt die Funktion vollkommen erhalten.
Der Mast steht dann zwar nicht mehr
senkrecht auf der Erdoberflache, sondern
ist in der Nord-Siid-Ebene um den Winkel
der geografischen Breite des Aufstellungs-
ortes geneigt. Man bezeichnet eine der-
artige Montierung als parallaktisch.
Das zweite Problem ist die Lokalisierung
der empfangenen Strahlungsquelle. Urn
nun die Richtung genau bestimmen zu
konnen, aus der die untersuchte Strahlung
kommt, muB eine radioastronomische An-
tenne ein moglichst scharf gebOndeltes
Richtdiagramm haben. Die Halbwerts-
breite des Richtdiagramms einer Antenne
ist durch
A
R=60 d
gegeben.
R = Halbwertsbreite der Antenne in
Winkelgraden,
A = Wellenlange,
d = Ausdehnung der Antenne in der
entsprechenden Ebene.
Bei einem Parabolspiegel von 8 m Durch-
messer betragt fiir eine Wellenlange von
20 cm die Halbwertsbreite . V 1,5?. Aus der
Gleichung ist auch zu erkennen, daB ein
Erhohen der Richtscharfe bei gegebener
Wellenlange nur durch groBere Ausdeh-
nung der Antenne moglich ist. Aus diesem
Grunde erreichen die radioastronomi-
schen Antennen teilweise Dimensionen,
die weit fiber den bisher iiblichen liegen.
Auch noch aus einem anderen Grunde
sind sehr groBe Antennenflachen not-
wendig. Die Gleichung fiir die Strah-
lungsmessung lautet:
Go S2*
Urn eine moglichst genaue Messung durch-
zufiihren, ist es notwendig, die Antennen-
temperatur so groB wie irgend moglich
werden zu lassen. T s and 12* sind durch
die ferne Strahlungsquelle gegeben. Da
der Raumwinkel der Strahlungsquelle
gegeniiber dem Richtdiagramm in den
meisten Fallen sehr klein ist, ist es fiir
eine Messung giinstig, den Antennenge-
winn moglichst groB zu wahlen. Also sind
auch aus diesem Grunde groBe Antennen-
flachen erwi nicht.
Als Antennenform konnen grundsatzlich
alle bisher in der Fanktechnik benutzten
Antennenarten verwendet werden. In den
Anfangen der Radioastronomie wurde
auch mit Yagi-Antennen, Schlitzstrah-
lern, Hornstrahlern and anderen Formen
experimentiert. Fir den Dezimeterbe-
reich and noch kiirzere Wellenlangen hat
sich die Parabolantenne durchgesetzt.
Dabei wird im Ausland sehr viel die
Parabolspiegelahtenne des im letzten
Weltkrieg entwickelten FunkmeBgerates
,,Wiirzburg-Riese" benutzt. Der Parabol-
spiegel hat gegeniiber den anderen An-
tennen den Vorteil, daB er verhaltnis-
maBig einfach auf eine andere Empfangs-
frequenz umzustellen ist. Es braucht
lediglich die Erregerantenne ausgewech-
selt zu werden. Bild 16 zeigt ein Beispiel
fiir eine radioastronomische Antenne, die
parallaktisch montiert wurde. Die Pol-
achse, deren Antrieb fiber ein Schnecken-
rad and Getriebe durch einen uhrge-
steuerten Motor erfolgt, ist oberhalb and
unterhalb der Antenne drehbar gelagert.
Der Motor wird durch einen Impuls von
einer Pendeluhr auf konstante Drehzahl
geregelt. Das Getriebe mit dem Schnek-
kentrieb untersetzt die Motordrehung auf
eine Umdrehung pro 24 Stunden.
Schwenkbar ? urn die Polachse ist die
Spiegelhalterung gelagert. Diese laBt sich
durch eine mechanische Vorrichtung von
Hand verstellen. Der Spiegel ist ein Rota-
tionsparaboloid. Die Kurvenform ist fiir
optimale Ausleuchtung bei einern Dipol
mit Reflektor als Erregerantenne dimen-
sioniert, die Spiegelflaehe mit engmaschi-
gem Drahtgewebe ausgekleidet. Dieses
I)
Hierin ist:
TA = Antennentemperatur,
TS = Strahlungstemperatur des McBob-
jektes,
Go = Antennengewinn bezogen auf den
isotropen Strahler,
S2* = Raumwinkel des MeBobjektes.
Bild 16: 8-m-Para bolspiegeI fur) = 20 cm in
parallaktischer Montierung
Drahtgewebe wirkt praktisch als total
reflektierende Flache, solange die Ma-
schenweite kleiner als '/,Q der Wellen-
lange ist. Im Brennpunkt befindet sich
die eigentliche Antenne. Hier ist ein
A/2-Dipol mit Reflektor gewahlt worden,
der zurn Schutz gegen Witterungsein-
fliisse in eine Vinidurhaube eingeschlossen
ist. Die Antennenenergie wird Ober ein
Koaxialkabel in das an der Polachse
unterhalb des Spiegels befindliche Ge-
hause zum Schalter geleitet. her befinden
sich auch die ersten Stufen des Emp-
fangers. Das Aufstellen der ersten Emp-
fangerstufen an diesern Ort ist notwendig,
da sonst die hohen Kabelverluste die
schwache Energie noch wesentlich ver-
mindern wi rden. Um bei klarem Wetter
die Antenne optisch auf die MeBobjekte
einstellen zu konnen, ist ein Fernrohr
Starr mit dem Parabolspiegel verbunden.
Das Einrichten der Antenne erfolgt je
nach Witterungslage optisch oder mit
Hilfe des Empfangers.
Bild 17 zeigt einen kleineren Spiegel von
2,5 m Durchmesser. An dieser Antenne
arbeitet ein Empfanger auf einer Wellen-
lange von 3 cm. Der Vorteil dieser kleine-
ren Anlage liegt darin, daB sie sich ver-
haltnismaBig leicht in transportable Ein-
zelteile zerlegen IaBt and daher auf Ex-
peditionen mitgenommen werden kann.
Der Aufbau ist p" inzipiell der gleiche wie
bei der vorher beschriebenen Antenne.
Nur ist hier als Erregerantenne ein Horn-
strahler benutzt worden, da diese An-
tennenform fiir die Hohileitertechnik die
zweckm5Bigste ist. Alle diese Antennen
werden hauptsachlich zur Registrierung
der Sonne benutzt. Bild 18 zeigt ein
Gesamtbild der radioastronomischen
Sonnenbeobachtungsstation des Hein-
rich-Hertz-Institutes in Berlin-Adlers-
hof.
-) Siehe Beitrag ?Eigenschaften einiger Rausch-
quellen" auf S. 375.
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Bild 18: Gesamtbild der Station zur Sonnenmessung. Im Vordergrund zwei 4-m-Parabolspiegel fur A = 10 cm and 20 cm
Ober den 25-m-Spiegel der Radiostern-
warte Bonn (Bild 19.) ist bereits in RADIO
UND FERNSEHEN Nr. 22 (1956) be-
richtet worden. Eine'andere Losung,
um einen gro!en Spiegel moglichst
wirtschaftlich . herzustellen, zeigt die
Aufnahme eines auf der Krim (UdSSR)
aufgestellten - Spiegels (Bild 20). Hier
wurde eine Grube in der gewunschten
Parabelform ausgeschachtet - and mit
Drahtnetz ausgelegt. Um das Richtdia-
gramm dennoch beweglich zu erhalten,,
ist die Erregerantenne?schwenkbar aus-
gefiihrt worden. Dies ist aber. nur iriner-
halb geringer Grenzen sinnvoll. Der-Nach-
teil einer derartigen Antenne ist, daB hier
nur ein Teil des sichtbaren - Himmels-
gewolbes beobachtet werden kann.
Es ist aber auuch mit mehreren kleinen
Antennen moglich, durch das Interfero-
meter-Prinzip eine hohe Auflosung zu
erhalten. Die Wirkungsweise. eines der,-
artigen 'Antennensystems ist folgende:
Im Bild 21 sind zwei gleichartige An-
tennen.A and B an einen gemeinsamen
Empfanger angeschlossen.. Die elektrische
Lange der- Verbindungsleitungen von der
Antenne zum Empfanger muB in beiden
-Fallen' gleich lang sein. Tritt nun eine
ebene Wellenfront, deren. Ausbreitungs-
richtung senkrecht auf der Verbindungs-
linie a steht, an die Antennen heran, so
Bild 19: 25-rri-Spiegel der Radiosternwarte
Bonn
wird sich am Empfanger eine doppelt so
hohe Leistung zeigen, als wenn nur eine
Antenne angeschlossen ist. Ist die Aus-
breitungsrichtung nun aber. um den
Winkel a zur bisherigen Richtung geneigt,
so haben die von den beiden Antennen
am Empfanger ankommenden Wellen auf
Grund,des Gangunterschied es einen Pha-
senwinkel T. Die Leistung am Empfanger
ist je nach GroBe von qq das null- his
gild 20: Erdspiegel einer radioastronomischen
Station auf der Krim (UdSSR)
zweifache der Leistung einer Antenne.
Da aber die Phase bei gegebenem An-
- tennenabstand nur von der GroBe des
'Winkels a abhangig ist, ergibt sich ein
sehr scharfes Vielzipfelrichtdiagramm.
Bild 22 zeigt die Leistungskurve einer
derartigen Antenne.
Dieses Antennensystem hat zwar' einen
sehr scharf biindelnden Hauptzipfel, aber -
auch sehr viele gleichstarke Nebeniipfel
in benachbarter. Richtung. Dadurch wird
bei Messungen die Entscheidung, von.
welchem Zipfel die Strahlung empfangen
wird, sehr schwierig. Es, ist nun moglich,
die benachbarten Nebeniipfel vernach-
lassigbar klein. werden zu lassen, wenn
,man an Stelle von zwei Antennen sehr
viele Antennen benutzt. Ein praktisches
Beispiel is.t das in Australien entwickelte
32-Spiegel-Antenneninterferometer (Bild
23). Bild 24 zeigt das Schaltschema and
das. Richtdiagramm einer derartigen
Interferometerantenne. Die.Richtcharak-
teristik' eines derartigen Interferometers
ergibt sich aus
.12 ?.1957 RADIO UND FERNSEHEN
P (a) - die 'empfangene Leistung von
einer 'Punktquelle bezogen auf
die Leistung eines Elements,
N = Anzahl der Elemente im System,
d = Abstand zwischen den einzelnen
Elementen,
?. = Wellenlange:
Da ?das Interferometer eine Spannweite
von ungefahr 220 m hat, ergibt sick fiir
die benutzte Wellenlange von 20 cm eine
Halbwertsbreite von 3 Bogenminuten.
Im Bild 24 ist ebenfalls der Sonnendurch-
messer von etwa 30 Bogenminuten ein-
gezeichnet. Man kann mit einem der-
artigen System die Sonne in einzelne
Streifen von etwa 1/10 Sonnendurch-
messer auflosen and damit "Aufschliisse
uher die Orte. von Strahlungsquellen.auf.-
der Sonne geben. Der Nachteil einer der
artigen Antenne gegenuber einem Para-
bolspiegel von der Ausdehnung der ge-
samten Spannweite liegt im. verhaltnis-
mbBig geringen Antennengewinn der An-
lage. Das System hat auger den kleinen .
Antennenflachen der Einzelstrahler auch
noch erhebliche Verluste in den langen
Bild 21: Wirkungsweise eines Zweiantennen-
ferometers
sin2 1n1 T d
sin x) ..
N.sine (n sin a)
Winkel zur HauptelnA i1sr1dVU g ac -.-
Bild 22: Richtdiagramm der Leistung eines
Zweian ten nenferometers
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Leitungen, die bei dm-Wellen keinesfalls
zu vernachlassigen sind. Zum SchluB sei
noch ein 36-m-Parabolspiegel erwahnt,
der z. Z. im Heinrich-Hertz-Institut auf-
gebaut wird (siehe Titelbild). Diese An-
tenne, eine Ganzstahlkonstruktion, wird
hauptsachlich zur Durchmusterung des
Himmels benutzt werden. Der Spiegel ist
in der Ost-West-Achse drehbar auf zwei
Turmen aufgehangt. Da die Antenne
durch die Eigenbewegung der Erde den
Himmel in der Stundenrichtung abtastet,
ist es moglich, im Laufe der Zeit jeden
einzelnen Punkt des sichtbaren Himmels
durch diese Anderung in der einen Di-
mension zu untersuchen. Der Parabol-
spiegel ist auf einem Stahltragerring von
12 m Durchmesser aufgebaut. An diesern
Ring befinden sich die Lager. Die Spiegel-
flache wird his zu einem Durchmesser von
15 m mit Blech ausgekleidet, so daB man
sie hier noch his ins untere cm-Gebiet
benutzen kann. Der Rest der Spiegel-
flache wird mit sehr engem Maschendraht
ausgelegt, damit die volle SpiegelgroBe
fur das untere dm-Gebiet brauchbar ist.
Der ganze Spiegel, einschlieBlich Aus-
gleichgewichte, hat ein Gewicht von etwa
100 t. Als Antennentrager wird im Schei-
telpunkt des Spiegels ein Mast von 13 m
Hohe aufgebaut. Dieser Mast ist besteig-
Bild 24: Schaltschema and
Richtdiagramm der Leistung
des Interferometers nach
Bild 23
bar, um einen raschen Antennenwechsel der beiden Tragturme ruht auf vier Beton-
vornehmen zu konnen. fundamenten. Auf der Westseite der
Am FuBe des Antennentragers befindet Anlage wird ein kleines Gebaude er-
sich eine kleine Kabine zur Aufnahme der richtet, in dem die,Hauptteile des Emp-
Eingangsstufen des Empfangers. Jeder (angers untergebracht werden.
Die Antenne ist zur Zeit im Rohbau
fertiggestellt; die Empfangsanlagen sind
in der Erprobung, so daB in Kiirze der
Radioastronomie ein neues grol3es MeB-
gerat zur Verfugung steht.
Eigenschaften einiger Rauschquellen
Erlauterungen :ur Radioastronomie
Der Empfang radio astronomischer Strah-
lungen unterscheidet sich in einigen
wesentlichen Punkten vom Empfang ilb-
licher hochfrequenter Signale. Der auf-
fallendste ist die kontinuierliche Vertei-
lung der Strahlungsenergie auf ein ganz
breites Frequenzband mit allen daraus
resultierenden Besonderheiten. Zu diesen
rein sachlichen Unterschieden kommen
noch Abweichungen in der Darstellung
physikalischer GroBen, z. B. die Einfiih-
rdng des Temperaturbegriffes an Stolle
der Energie.
Diese veranderte Darstellungsweise ist
nicht willkurlich, sondern ergibt sich
zwangslaufig durch die enge Bindung der
Radioastronomie zur Astrophysik and
damit auch zur Optik.
Im folgenden Beitrag wird der Versuch
unternommen, zusammenfassend einige
Gesetze darzustellen, die zur Messung
radioastronomischer Strahlungsquellen
benotigt werden.
Die thermische Ausstrahlung des Schwar-
zen Idorpers and der Empfang thermischer
Strahlung im dm-Gebiet
Unsere wichtigste kunstliche Lichtquelle
ist die Gluhlampe. Das ausgestrahlte
Licht wird durch eine dunne Draht-
spirale erzeugt, die vom elektrischen
Strom durchflossen wird and Bich dahei
his zur WeiBglut erhitzt. Die Gliihbirne
ist ein thermischer Strahler im Gegensatz
zu den Leuchtstoffrohren, bei denen das
Licht nicht durch hohes Erhitzen eines
Metallfadens erzeugt wird, sondern durch
eine Gasentladung. Man spricht dann
gelegentlich wohl auch vom ,kalten
Licht".
Um die Erscheinung der thermischen
Strahlung besser beschreiben zu konnen,
gehen wir davon aus, daB sowohl Licht-
strahlung als auch Warmestrahlung elek-
tromagnetische Wellehvorgange sind and
im gesamten elektromagnetischen Spek-
trum nur kleine Ausschnitte einnehmen
(Bild 1). Nur der kleine Bereich von etwa
0,4 his 0,8 ?') wird vom Auge als sicht-
bares Licht wahrgenommen; dabei wer-
den die kiirzeren Wellen als ,blau" and
die langeren als ?rot" empfunden. Nach
noch langeren Wellen zu schlieBt sich
dann die Infrarotstrahlung' an, die his
etwa 0,1 mm Wellenlange reicht.
Fur diese Wellenlangen ist die Absorption
der Hautoberflache besonders groB, Ultra-
rotstrahlung wird unter der Hautober-
flache in Warmestrahlung umgesetzt. Fur
noch langere Wellen hart dann die Emp-
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findung unserer Sinnesorgane ganzlich
auf.
Untersucht man mit dazu geeigneten
Mel3geraten (Spektrometern) das Spek-
trum des Gluhlampenlichtes, also die
Abhangigkeit der Strahlungsenergie von
der Wellenlange, so beobachtet man
Energie in einem ganz breiten Frequenz-
band (Bild 2). Nur der kleine im Bild
schraffierte Bereich der Spektralkurve
wird vom Auge als Lichteindruck ge-
wertet. Fiihrt man die Untersuchung bei
etwas geringerer Fadentemperatur durch,
so verschiebt sich das Maximum der
Strahlung in Richtung langerer Wellen.
Ein sehr kleiner Anteil der Strahlung
fallt auch in das dm-Band and kann mit
dazu geeigneten Empfangern gemessen
werden.
Die theoretische Deutung der thermischen
Strahlung gelang Max Planck im Jahre
1900 durch Aufstellen seiner beruhmten
Strahlungsformel. Zu ihrer Ableitung
muBte eine der klassischen Physik vollig
wesensfremde Annahme gemacht werden:
die Energiequantenhypothese.
Existenz von Energiequanten beachtet
werden. Das ist im allgemeinen bei ato-
maren Prozessen der Fall.
Die Plancksche Strahlungsformel ist fur
den Schwarzen Korper abgeleitet. Die
technische Ausfuhrung eines Schwarzen
Korpers zeigt Bild 3.
Ein Graphithohlzylinder Z wird durch
eine urn ihn gelegte Heizwendel W elek-
trisch aufgeheizt. Zum besseren Warme-
ausgleich stecken Graphitzylinder and
Heizwendel in einem Metallklotz K and
der wiederum in einer warmedammenden
Hiille M. Durch eine kleine Offnung 0
kann die Strahlung austreten. Durch 0
sieht man auf die in der Mitte des Zylin-
ders sitzende Graphitplatte P. Die Tem-
peratur in dem davorliegenden kleinen
Hohlraum H wird dutch das Thermoele-
ment Th gemessen. Die Blenden B ver-
hindern, daB Strahlung von den Zylinder-
mantelflAchen direkt nach aul3en gelangt.
Im Endzustand bildet sich dann nach
Aufheizen des gesamten Hohlraumes auf
die Temperatur T elektromagnetische
Strahlung aus. Diese kann als ein Gemisch
einzelner, gedampfter Wellenzuge ver-
schiedener Amplitude, Frequenz, Phase
and Polarisationsrichtungl) aufgefaBt
werden. Die Plancksche Formel beschreibt
die spektrale Verteilung E der Leistung,
die ein Schwarzer Korper von 1 cm2
Oberflache in den Raumwinkel 12) aus-
strahlt, wenn aus dem Spektrum ein Band
von 1 Hz Breite herausgeschnitten wird.
E = 2h- 3. 1 (1)
L.2 h ?f
AtnU 6
Die Energieabstrahlung' eines Atoms
erfolgt nicht kontinuierlich, sondern
in Form kleinster ,Energieportionen"
h ? f. Diese sind jedoch so klein (bei
10000 MHz = 3 cm Wellenlange ist
h ? f. = 6,6 ? 10-24 Ws!), daB die dadurch
hervorgerufene Diskontinuitat im makro-
skopischen Bereich vernachlassigt werden
kann. Nur dann, wenn Ausstrahlung oder
Absorption kleinster Energien bei hohen
Frequenzen betrachtet wird, muB die
E in Hz~cm2 = ausgestrahlte Leistung
h = 6,62 ? 10-34 Ws2, Planck-
sches Wirkungsquantum
f = Frequenz
c = 3 ? 1010 ems-1 Lichtge-
schwindigkeit im Vakuum
k = 1,38 ? 10-23 Ws ? Grad-1,
Boltzmannsche Konstante
T = absolute Temperatur3)
Die Bezeichnung Schwarzer Korper ist
aus der Optik entlehnt and deutet die
einzige physikalisch wichtige Bedingung
an, die dieser erfiillen mul3: Ein idealer
Schwarzer Korper muB im gesamten Fre-
quenzgebiet auf ihn fallende elektro-
magnetische Energie restlos absorbieren.
Fur diesen Fall ist die von einem solchen
Korper ausgestrahlte Energie vollig unab-
rn
w
376
Bild 3: Technische Ausfuhrung
eines Schwarzen Korpers fur
Temperatures bin etwa 1500? K
hangig vom verwendeten Material. Die
im Bild 3 gezeigte Konstruktion hat den
einzigen Zweck, these Bedingungen mog-
lichst gut zu erfiillen.
Wirkliche thermische Strahler strahlen
nur naherungsweise schwarz, die Ab-
weichungen vom theoretisehen Wert sind
um so groBer, je geringer das Absorp-
tionsvermogen des Korpers int. Dienes ist
z. B. fur einen gluhenden Wolframfaden
viel groBer als etwa fur ein gluhenden
Stuck Porzellan.
Fur die Zwecke der Radioastronomie
kann man die G)eichung (1) noch verein-
fachen. Bei einer Wellenlange von 20 cm
ist der Exponent k:T in (1) schon bei T
etwa 100 Grad von der GroBenordnung
10-3, so daB man mit der Naherung
el ;~-_ 1 + x (x Tw, so wird ihm
so viel Energie zugefuhrt and in Warme
umgesetzt, his T. = Tw ist. Dann ist das
System im thermodynamischen Gleich-
gewicht and dem Widerstand wird fiber
die Antenne genausoviel Energie zuge-
strahlt, wie er durch sie wieder in den
Hohlraum zuruckstrahlt.
Wird an Stelle der isotropen Antenne eine
Antenne mit dern Gewinn Go verwendet,
so ist das System ebenfalls im Gleich-
gewicht, wenn TB = TA = Tw ist. Die
Antenne mit dem ausgepragten Richtdia-
gramm ist zwar in ihrer Hauptempfangs-
richtung empfindlicher, nimmt dafur aber
aus anderen Richtungen des Raumes
weniger Oder gar keine Energie auf. Auf
den Beweis daffir verzichten wir hier.
Die besprochenen Naturgesetze gehoren
sowohl der Elektrodynamik als auch der
Thermodynamik an. Besonders das letzte
Beispiel zeigt, wie eng doch diese beiden
Teilgebiete der Physik miteinander ver-
koppelt sind.
1) Gilt unter der Voraussetzung, daB der Ver-
lustwiderstand der Antennen klein gegen den
Strahlungswiderstand ist; trifft im dm-Bereich
etwa zu.
Ein Ingenieur
stelit sick zur Wahl
Carl HolzweiBig, geb. am 9. 5. 1930, Ingenieur im VEB
Werk fur Fernmeldewesen WF, Kandidat der Bezirks-
verordnetenversammlung von Kopenick.
Wir besuchen Ing. HolzweiBig an seinem Ar-
beitsplatzim Buro fur Erfindungswesen des WF.
Hier stellt sich uns Carl HolzweiBig als Sach-
bearbeiter im Patentwesen vor. Schnell kommen
wir mit ihm ins Gesprach. Uber den Weg der
Berufsausbildung des jungen Ingenieurs er-
fahren wir: 1947 lernte er Elektromechaniker,
lernte gut and konnte seine Lehre bereits nach
zweieinhalb Jahren abschlieBen. Spacer hatte
er die Moglichkeit, seine Fahigkeiten durch ein
Ingenieurstudium noch weiterzuentwickeln.
Als Jungingenieur von der Fachschule fur
Elektrotechnik, Mittweida, kommend, begann
seine Ingenieurlaufbahn 1953 im WF, wo er
nach zwei Jahren als Nachwuchsingenieur in
das Buro fur Erfindungswesen ging. Dort er-
wartete ihn eine interessante, hochst verant-
wortliche neue Tatigkeit. Die Bearbeitung der
von Ingenieuren and Technikern des Werkes
vorgelegten Erfindungen his zum Ausarbeiten
der Patentschrift verlangt neben umfassender
Fach- and Sachkenntnis auch ein besonderes
psychologisches Einfuhlungsvermogen im Um-
gang mit Menschen. Und wie uns der Leiter
des BfE, Kollege Wendland, gern bestatigt,
verfugt Kollege HolzweiBig fiber diese unerlaB-
lichen Voraussetzungen and leistet bereits heute
eine vorbildliche Arbeit. Um die Interessen sei-
ner Kollegen aus der volkseigenen Wirtschaft
in Zukunft noch besser and qualifizierter ver-
treten zu konnen, will Carl HolzweiBig im
nachsten Jahr mit dem von unserer Regierung
neu eingerichteten Fernstudium auf dem Gebiet
des gewerblichen Rechtsschutzes mit dem Ab-
schluB als Patentingenieur beginnen. Sein wei-
teres Ziel ist dann spater einmal der Patent-
anwalt.
Als Mensch, der unserer Zeit aufgeschlossen
gegenubersteht, beschrankt sich Carl Holz-
weiBig nicht nur auf seine fachlichen Aufgaben.
Die FDJ-Kreisleitung Kopenick schlug ihn im
Mai 1956 als Nachfolgekandidat in die Kom-
mission fur Jugendfragen der Bezirksverord-
netenversammlung Kopenick vor. Heute steht
sein Name wiederum in der gemeinsamen Kan-
didatenliste der Natioralen Front zur Bezirks-
verordnetenversammlung von Kopenick. Carl
HolzweiBig will, wenn er gewahlt wird, in der
Kommission fur Jugendfragen mithelfen, die
jugendlichen ,Eckensteher" in Kopenick von
der StraBe weg einer Gemeinschaft zuzufuhren,
in der jeder, seinen Neigungen entsprechend,
sich mit Sport, Literatur and sonstigen ,,Hob-
bies" beschaftigen and am gesellschaftlichen
Leben unseres Arbeiter-und-Bauern-Staates
teilhaben kann. Viel Arbeit wird es weiterhin
bei der Betreuung der zahlreichen Jugendlichen
geben, die an dem vorgesehenen Wohnungs-
bauprogramm in Kopenick mitwirken werden.
Wir verabschieden uns von Carl HolzweiBig,
dem wir fur seine berufliche and ebenso ver-
antwortungsvolle Tatigkeit als Bezirkstags-
abgeordneter viel Erfolg wunschen, mit der
Bberzeugung, einen Menschen kennengelernt zu
haben, der seinen vielfachen Aufgaben uberall
gewachsen sein wird. Ein Mensch, jung, ver-
antwortungsbewuBt, sehr zielstrebig and aus-
dauernd, ist er ein gates Beispiel fur die Kandi-
daten der Nationalen Front, die sich am 23. Juni
unserer Wahl stellen.
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JENS TAUBENHEIM
DIE 1ONOSPHARE
Eine bedeutsame Stellung im Programm
des Internationalen Geophysikalischen
Jahres nimmt die Erforschung der Iono-
sphere ein. Diese ionisierten Schichten
der oberen Erdatmosphare, in denen die
? Reflexion and Absorption der Radiowel-
len stattfindet, umschlieBen,bekanntlich
die gesamte Erdkugel. Da der Zustand
der Ionosphere betrachtlichen raumlichen
and zeitlichen Schwankungen unterliegt,
ergibt sich die Notwendigkeit; zur stan-
digen 'Uberwachung der Ionosphere ein
Netz von Beobachtungsstationen, einzu-
setzen, das moglichst gleichmaBig fiber
die ganze Erde verteilt ist. Obwohl in den
rund dreiBig Jahren ?seit der Entdeckung
der Ionosphere durch Appleton and Bar-
nett (1925) eine groBe Anzahl von Iono-
spharenstationen eingerichtet wurde, be-
standen doch bisher noch ausgedehnte
Lilcken in ihrer geographischen Vertei-
lung. Das IGJ bietet nun die Moglichkeit, .
in einer gemeinsamen gleichzeitigen An-
strengung aller Lander der Erde das Netz
der Ionospharenstationen durch Einrich-
Lung neuer oder wenigstens voriiberge-
hend-hetriebener Stationen in einem sol-
chen MaBe zu verdichten, daB wichtige
neue Erkenntnisse fiber die Struktur and
die Veranderungen der Ionospharenschich-
teri gewonnen ?werden konnen (Bild 1):
Weiterhin wird in diesem Rahmen eine
internationale Vereinheitlichung der
?Beobachtungsmethoden.erreicht, die es
gestatten wird, die Ergebnisse aller Sta-
tionen unmittelbar miteinander zu ver-
gleichen. An diesem Programm beteiligt'
sich auch das Heinrich-Hertz-InstitiJt der
Deutschen. Akademie der Wissenschaften
zu Berlin mit seiner Ionospharenstation
in Juliusruh auf Rugen, deren Messungen technik. Das_,,,klassische" Verfahren, das
im Geophysikalischen Jahr erheblich er- 1926 von den Amerikanern Breit and
'weitert werden. Tuve eingefiihrt wurde, beruht auf dem
Die Ergebnisse der Ionospharenforschung Radarprinzip. Man sendet kurze Hoch-
kommen in erster Linie dem Kurzwellen- frequenzimpulse (deren Dauer etwa
funkverkehr zugute, der, um so sicherer 100 Mikrosekunden betragt) senkrecht
and wirtschaftlicher arbeiten kann, je bes- nach oben in die Atmosphere and milt
ser der Zustand der ,Ionosphere bekarint die Laufzeit, his der von der Ionosphere
ist and vorhergesagt werden kann [vgl.
die Beitrage von H. Lange in RADIO
UND FERNSEHEN Nr. 17 (1956) and
Nr. 2 (1957)]. Dari ber hinaus liefern die
Ionospharenbeobachtungen -aber auch
Aufschlusse fiber die physikalisch-meteo-
rologischen Veihaltnisse in den hoheren
Luftschichten, die vor allem mit der Ent-
wicklung der Raketenflugtechnik an Be-
deutung gewinnen. Schlib!lich zeigt die
Ionosphere Veranderungen and besondere
Erscheinungen. der Sonnenstrahlung an,
die uns fiber Vorgange auf der Sonne Aus-
kunft geben. So kommt der Ionospharen-
forschung pin gemeinsames Interesse von
Funktechnik, Geophysik and Astro-
Die Methoden der Ionospharenforschung
Radarprinzip
Die Tatsache, d613 Radiowellen von den
Ionospharenschichten reflektiert werden,
liefert uns die 'besten Verfahren zu ihrer.
Untersuchung, die auch durch den un-
mittelbaren VorstoB in die Ionosphere
mit Raketen [siehe auch H. Volland ?Die
Erforschung, der, Hochatmosphare mit
Hilfe von Raketen" in Nr. 13 (1957)] nie-
mals ersetzt werden konnen. Die MeB-
methodik :der Ionospharenforschung f illt
damit in das Gebiet der Hochfreque'nz-
Bild 1: Europdische
lonosphdrenstatio-
nen im Internationa-
len Geophysikali-
schen, `Jahr 1957/58
BE Belgrad
BI- Biserto
BU Budapest -
CA Casablanca
dB De But
FR Freiburg
GZ G-
IN Inverness -
JIM Jon Mayen
JU Jullusruh
KI Klruna
KO Kootwijk
KU Kuhtungsborn
LE Leningrad
LI Llndou
LD Leldschendam
LU Lulea
MO Moskau
MU Murmansk
MX Matotchkin Chart
NU. Nurmijarvi
OS Oslo
PO Poitiers
.PR Prag
RE Reykjavik
RO Rostow/Don
SB Schwarzenburg
SI Simferopol
SL Slough
SO Sodankyld
SP Spitzbergen
SW Swansea
TO Tortosa
TR Tromsu
UP Uppsala,
Mel) -
imPuls, Echos
Senae-
imouls
Bild 2: Echobild auf dem Oszillografenschirm
reflektierte Impuls (das ?Echo") wieder
am Erdboden eintrifft. Diese Laufzeit-
messung erfolgt mit einem Oszillografen,
and man findet dabei Laufzeiten von etwa
0,6 his 2 Millisekunden. Nimmt man an.
daB sich die.Impulse, mit Lichtgeschwin-
digkeit fortpflanzen, so folgt daraus, daB
die Reflexion in Hohen zwischen 90 and
300 km fiber der Erdoberflache stattfin-
det. Bild 2 zeigt pin solches Echobild auf
dem Oszillografenschirm, wobei der Oszil-
lograf gleichzeitig als McBinstrument fur
die empfangene Eingangsspannung'dient.
Links neben dem Sendeimpuls befindet?
sich hierzu ein geeichter MeBimpuls, mit
dem die Eingangsspannungen der einzel-
nen'Echos unmittelbar gemessen werden
konnen: Bei den Echos (rechts neben dem
Sendeimpuls) treten auch Mehrfach
reflexionen auf, wobei der Impuls mehr-
mals zwischen Erde and Ionosphere hin
and her gelaufen ist; erkenntlich daran,
daB die Echos konstante Abstande von-
einander haben.
Die Beobachtungen zeigen, daB sich die
Echolaufzeiten bei bestimmten Werten
haufen,. die Reflexionshohen von etwa
100, 200, and 250 bis 350 km entsprechen.
Das weist darauf hin, daB die Ionosphere
aus mehreren voneinander unterscheid-
baren Schichten 'aufgebaut ist, die stets
in den gleichen Hohenlagen auftreten.
Wir bezeichnen these Schichten mit den
Buchstaben E (in etwa 100 km Hohe, F,
(in etwa 200 bis 250 km Hohe) and F2 (in
250 'bis 350 km Hohe).
Durchdrehimpulsverfahren
Streng betrachtet, handelt 'es sich nicht
um eine Reflexion der- Wellen an den
Ionospharenschichten, sondern um eine
Brechung (Refraktion), die von der Starke
der Ionisation (Anzahl der freien Elek-
tronen im cm3 der. Ionospharenschicht)
and der benutzten Wellenlange abhangt.
Die freien Elektronen werden durch das
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elektrische Wechselfeld der Radiowelle
z'um Mitschwingen gezwungen. Dadurch
wird? die Dielektrizitatskonstante a der
ionisierten Luft verschieden von 1, ebenso
der Brechungsindex n gemaB der Glei-
chung n2 .= S.
Wird diese Brechung genugend stark, so
wird 'der vom Erdboden aus abgesandte
Funkstrahl so weit umgebogen, daB er zur
Erdoberflache zurilekkehrt. Der hochste
Punkt, den eine senkrecht nach, oben ge-
richtete Welle der Frequenz f (in MHz)
dabei erreichen kann - also der effektive
,,Reflexionspunkt" - liegt dort, wo die
Elektronendichte den Wert
N =1,24 ? 104 ? f= Elektronen pro cm3 (1)
hat. Da die Ionisation nicht in allen
Schichten gleich groB ist, wird es also von
der benutzten Frequenz abhangen, von
welcher Schicht wir ein Echo erhalten.
Schematisch sind diese Verhaltnisse (fur
einen Sommertag) im Bild 3 verdeutlicht.
Die hochste Frequenz, die noch von der
Schicht reflektiert werden kann -(die so-
genannte ,Grenzfrequenz") wird nach
der obigen Gleichung (1) durch den maxi-
malen Wert der Elektronendichte in der
Schicht bedingt.
Wenn wir also ein vollstendiges Bild fiber
den Zustand der Ionosphere and ihren
EinfluB auf die Radiowellen gewinnen
wollen, ist es erforderlich, die Impuls-
echolotung auf moglichst vielen Frequen-
zen vorzunehmen. Hierfiir benutzt man
fungsmessungen die beste Moglichkeit zur
F1-schichl Untersuchung des D-Gebietes and sullen
heute allgemein das sogenannte Durch-
drehimpulsverfahren, bei dem ein groBer
Frequenzbereich kontinuierlich durch-
laufen wird. Aufbau and Wirkungsweise
einer solchen Durchdrehanlage werden
von H. Stadlmann auf Seite 388 be-
schrieben. Die mit diesem Verfahren ge-
wonnenen ,Durchdrehaufnahmen", von
denen im Bild 4 ein Beispiel gezeigt ist,
stellen in fotografischer Registrierung die
Echolaufzeit als Funktion der Frequenz
dar. Sie liefern die Hohen and Grenz-
frequenzen der Schichten and bilden da-
mit die Grundlage der Ionospharenfor-
schung. Eine Durchdrehanlage gehort da-
her zur Standard ausrilstung einer Iono-
spharenstation; Die erhaltenen . Grenz-
frequenzen geben nicht nur den Betrag
der Ionisation in den Schichten an, son-
dern auch die oberen Grenzen des fur eine
500
400
300
200
loo
0
Senaeimpuls
III IV11q~IV IIIIII~ )Ufll VI ,Ijll~ 1 Frequenzmarken
1 7 3 4 5 6 7 8
Frequent in MHz
Kurzwellenilbertragung benutzbaren Fre-
quenzbereiches, die sich aus den bei senk-
rechtem Einfall gemessenen Grenzfre-
,quenzen nach der Gleichung ergeben:
Hdchste brauchbare Frequenz
Grenzfrequenz (senkrecht) (2)
cos
ist dabei. der Einfallswinkel des- Funk-
strahls in die Ionospharenschicht, der sich
aus den geometrischen Verhaltnissen des
Ubertragungsweges bestimmt.
Dam pfungsmessungen
Die Anwesenheit freier Elektronen in den
Ionospharenschichten bringt eine gewisse
Bild 3: Die Ionosphdren-
schichten and ihr Ein-
fluB auf Kurzwellen ver-
schiedener Frequenzen
elektrische Leitfahigkeit der Atmosphere
in diesen Hohen mit sich, die einen Ener-
gieverlust, d. h. eine Dampfung der Radio-
wellen, zur Folge hat. Beim Impulsecho-
verfahren bestimmt sich diese Dampfung
aus der Sendeleistung and der Feldstarke
der zuruckkommenden Echos (vgl. Bild 2).
MiBt man dabei auch die Amplituden der
mehrfachen Echos, so 1aBt sich die abge-
strahlte Sendeleistung, deren genaue Be-
stimmung meist auf Schwierigkeiten
stoBt, eliminieren. Mit solchen Messungen
erfaBt man zunachst die gesamte Damp-
fung in allen Schichten, die der Impuls
durchlaufen hat. Die Ergebnisse der Mes-
sungen weisen jedoch darauf hin, daB der
weitaus groBte Teil der Dampfung von'
-d'emjenigen ionisierten Gebiet ausgeilbt
wird,das noch unterhalb der E-Schicht
(etwa zwischen 70 and 100 km Hohe) liegt
and deshalb als
wird.
Bild 4: Ionosphdren-
durchdrehaufnahme
(Juliusruh/R0gen, Juni
1956 mittags)
Da die Luftdichte dort wesentlich groBer
ist als in-den hoher gelegenen Schichten, .
kommt es besonders haufig zu Zusammen-
stdBen zwischen den freien Elektronen
and den Luftmolekiilen, wobei die Elek-
tronen ihre Bewegungsenergie verlieren.
Diese Energie entziehen sie aber der
Radiowelle, die auf diese Weise gedampft
wird. Die Dampfung nimmt mit wachsen-
der Frequ_enz ab, and zwar nach der Be-
ziehung:
1
Dampfung in dB ^ (I } 1,3)2 (3)
f in MHz.
Daher wirkt sich die Dampfung vor allem
auf den langeren Wellen aus, so daB die
Mittelwellen (Rundfunkbereich) am Tage
praktisch nicht mehr fiber die Ionosphere
iibertragen werden konnen, wie es auch
im Bild 3 angedeutet ist.
Die Anzahl der freien Elektronen ist im
D-Gebiet andererseits nicht gro6 genug,
um eine Reflexion von Kurzwellen- bewir-
ken zu konnen. Daher bieten die Damp-
aus diesem Grunde im IGJ eine bedeu-
tende Erweiterung ihres bisherigen Urn-
fanges erfahren. .
Driftmessungen
Die Amplituden der Ionospharenechos er-
weisen sich nicht als konstant, sondern
sind mehr oder weniger raschen Schwan-
'kungen unterworfen, die bei der Kurz-
wellenubertragung als Fading bekannt
sind and nicht als Schwankungen der
Dampfung erklart werden konnen. Man
muB vielmehr schrieBen, daB die reflek-
tierenden Ionospharenschichten nicht
,,glatt" sind; sondern eine unregelmaeige,
wolkenartige oder wellige Struktur haben.
Ahnlich wie bei der Reflexion des'Lichtes
an einer unruhigen Wasseroberflache er-
halten wir Bann von der Ionosphere zahl-
reiche Reflexionen mit standig schwan-
kenden kleinen Phasendifferenzen, deren
Uberlagerung, zum - endgultigen Echo-
impuls die Fadings verursacht. Registriert
man diese Amplitudenschwankungen auf
mehreren Antennen, die in Abstenden
weniger Wellenlhngen voneinander auf-
gestellt sind, so'zeigt sich, daB die Maxima
and Minima der Amplitude nicht auf alien
Antennen gleichzeitig (oder auch regellos)
eintreten, sondern vielmehr deutliche sy-
stematische Wanderungserscheinungen
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aufweisen, die auf eine entsprechende
Wanderung der ionospharischen Struk-
turelemente hindeuten. Stellt man drei
Antennen so an den Ecken eines recht-
winkligen Dreiecks auf, daB man die
Nord-Siid- und die Ost-West-Komponen-
ten der Wanderung getrennt beobachtet,
so lassen sich aus den Zeitdifferenzen der
Extremwerte zwischen den Antennen so-
wohl die Geschwindigkeit als auch die
Richtung der Wanderung bestimmen, die
nach den bisherigen Erfahrungen offen-
sichtliche GesetzmaBigkeiten befolgen. Ob
es sich hierbei um . Stromungsvorgange
(Wind) oder urn Wellenbewegungen
(Plasmawellen) handelt, ist bisher noch
nicht geklart. Von der systematischen
Beobachtung im WeltmaBstab im Geo-
physikalischen Jahr erhofft man eine
Klarung dieser Probleme.
Sonne und Ionosphere
Die regelma/.iigen Veranderungen der Iono-
sphere
Wenden wir uns den Ergebnissen der
Ionospharenforschung zu und fragen nach
den Ursachen der Ionisation und ihrer
Anderungen, so werden. wir stets und
iiberall auf einen Zusammenhang mit der
Sonne gefiihrt. Die Elektronendichten
aller lonospharenschichten zeigen einen
eindeutigen Gang mit der Tageszeit. Urn
Sonnenaufgang setzt ein starker Anstieg
der Ionisation ein, der zu einem Maximum
um die Mittagszeit fiihrt, wahrend abends
bzw. nachts die Elektronendichte auf
niedrige Werte zuriickgeht oder sogar
ganz verschwindet.
Der physikalische Vorgang ist folgender: Wird
ein Luftmolekiil oder -atom von einem Licht-
quant hoher Energie (im allgemeinen ultra-
violettes Licht) getroffen, so wird aus dem
Atomverband ein Elektron herausgelost, wah-
rend das vorher neutrale Atom oder Molekul als
positiv geladenes Ion zuriickbleibt. Diesen Vor-
gang nennt man bekanntlich Ionisation; die
Lichtquanten dazu liefert die Sonnenstrahlung.
Das auf solche Weise frei gewordene Elektron
vereinigt sich nach einer gewissen Zeit (die von
der Luftdichte und -temperatur abhangt) wieder
mit einem positiven Ion zu einem neutralen
Teilchen (?Rekombination"). Da der Betrag, der
auf eine horizontale Flache fallenden Energie
vom Einfallswinkel der Strahlung abhangt, ist
die Ionisation proportional dem sin h, wobei h
die Hohe der Sonne fiber dem Horizont ist. Die
Anzahl N der freien Elektronen im cm, befolgt
hiernach die Differentialgleichung
dN_q?sinh-aN(4)
at
worin das erste 'Glied auf der rechten Seite die
Zunahme der freien Elektronen durch Ionisa-
tion, das ziveite Glied ihr Verschwinden durch
Rekombination ausdriickt. Die Konstante a
wird als Rekombinationskoeffizient bezeichnet.
Mit den jahreszeitlichen Anderungen der
Sonnenh6he kommt natiirlich auch ein
Jahresgang der Ionisation zustande, der
sich etwa in dern Betrag des mit.taglichen
Hochstwertes der Elektronendichte be-
merkbar macht.
Diese GesetzmaBigkeiten werden von den
Ionospharenschichten im allgemeinen gut
befolgt und bilden damit die Grundlage
fiir die Vorhersage des Ionospharenzu-
standes. Der Tagesgang der F2-Schicht
weicht jedoch im Sommer vorn einfachen
Sonnenstandsgesetz in einer charakteristi-
schen Weise ab, deren Erklarung bisher
noch nicht befriedigend gelungen.ist. In
den Sommermonaten erreicht die Elektro-
nendichte der F2-Schicht gegen Mittag
nur ein niedriges Nebenmaximum, ihr
wesentlich h6heres Hauptmaximum liegt
dagegen in den Abendstunden. Da diese
Form des Tagesganges sehr konstant ist
[sie ist dargestellt in dem Beitrag ?Die
Kurzwellenausbreitung durch Reflexion
an der Ionosphere" von H. Lange in
RADIO UND FERNSEHEN Nr.17
(1956)], last sie Bich der Vorhersage zu-
grunde legen. sobald ihre typische durch-
schnittliche Form durch Beobachtungen
auf der ganzen Erde genugend genau fest-
gestellt ist.
Anders steht es dagegen mit einer bisher
ebenfalls noch nicht erklerbaren iiber-
normalen Ionisation im Niveau der E-
Schicht, der sogenannten ,sporadischen
E-Ionisation", die so stark werden kann,
'0 20 t0 60 80 V9 120 90 16D 160
S=,,f&ckrreldMdw -
Bild 5: Abadngigkeit der Grenzfrequenzen
(Mittagswerte im Januar-Monatsmittel) von
der Sonnenaktivitdt (Monatsmittel der Sonnen-
fleckenrelativzahl) 1951 bis 1957
daB sehr hohe Frequenzen von ihr reflek-
tiert werden. Den Amateuren sind solche
Felle durch den gelegentlichen Empfang
sehr weit entfernter UKW- und Fernseh-
sender oder durch den ,short skip" auf
hoheren Kurzwellenbendern (z. B. 10-m-
Band) bekannt. Wie ihr Name sagt, ist
das Auftreten dieser Erscheinung spora-
disch, d. h. zeitlich und brtlich begrenzt
und vollig regellos, und entzieht sich da-
her der Vorhersage. Die Losung dieses
Problems gehort zu den wichtigsten Zu-
kunftsaufgaben der Ionospharenfor-
schung.
Sonnenaktivitat
Den regelmaBigen tages- und jahreszeit-
lichen Veranderungen der Ionisation und
damit der Grenzfrequenzen i.iberlagert
sich noch eine andere Erscheinung, die in
der Physik der Erde eine groBe Rolle
spielt, und zwar die Sonnenaktivitat, die
ihren sichtbaren Ausdruck in den Sonnen-
flecken findet. Die Haufigkeit der Sonnen-
flec.ken zeigt bekanntlich Schwankungen
in Zyklen von durchschnittlich elf Jahren.
Im gleichen Rhythmus finden sich auch
systematische Anderungen der ionospha-
rischen Elektronendichten (Grenzfre-
quenzen), wobei hohen Sonnenflecken-
zahlen auch h6here Grenzfrequenzen ent-
sprechen (Bild 5). Diese Parallelitat, deren
groBe Bedeutung fur die Funkprognose
auf der Hand liegt, weist darauf hin, daB
die Veranderungen auf der Sonne, die sich
in der Sonnenfleckenheufigkeit wider-
spiegeln, von entsprechenden Schwan-
kungen der Ultraviolettstrahlung der
Sonne begleitet sind. In ehnlicher Weise
ist auch die Intensitat der Radiostrah-
lung der Sonne mit der Sonnenaktivitat
verkniipft (vgl. den Beitrag von F. Fiir-
stenberg,,Die Radiostrahlung der Sonne"
auf Seite 364). Da der iiberwiegende Teil
des ultravioletten Bereiches der Sonnen-
strahlung nicht his zur Erdoberflache vor-
dringt, sondern nur aus seiner ionisieren-
den Wirkung in der Ionosphere erschlos-
sen werden kann, liefern die Ionospharen-
messungen wichtiges Material fur die
Sonnenforschung. Das IGJ findet in einer
Periode hoher Sonnenaktivitat statt.
Ionospharenstorungen
Eines der wichtigsten Arbeitsgebiete der
Ionospharenforschung, dem eine ent-
scheidende Bedeutung fbr die Beratung
des praktischen Funkverkehrs zukommt,
sind die Storungen des lonospharenzu-
standes, deren Ursachen ebenfalls in der
Sonne zu suchen sind. Zwei Typen sind
hier irn wesentlichen zu unterscheiden :
die anhaltenden St6rungen oder Iono-
spharenstiirme und der kurzzeitige Mogel-
Dellinger-Effekt oder Totalschwund (Fa-
de-out). Bei den anhaltenden (meist ein
his mehrere Tage dauernden) Ionospha-
renstorungen wird die Elektronendichte
der F2-Schicht stark vermindert, in schwe-
ren Fallen diese Schicht sogar vollig zer-
st6rt, so daB die Obertragung durch Re-
flexion an dieser Schicht, auf der der
Kurzwellenfunkverkehr hauptsachlich be-
ruht, mehr oder weniger stark behindert
wird. Ein eindrucksvolles Beispiel zeigt
Bild 6, in dern die F2-Grenzfrequenzen
von drei Tagen im Merz dieses Jahres
dargestellt sind. Gegeniiber den normalen
Tagesgangen am ersten und dritten Tag
ist der zweite Tag stark gestort; praktisch
ist die F2-Schicht wahrend des groBten
Teiles des Tages kaum noch als solche
vorhanden.
%
r.
a
U
0
1
I
6
e
~+'
I
6
6
01%
1.3.1957
%
2.3.1957
?
33.1957
2
Bild 6: Tagesgdnge der
Grenzfrequenz der F2-
Schicht im Mdrz 1957 mit
lonosphdrensturm (Julius-
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Diese Ionospharenstorungen kommen durch den
Einbruch von Teilchen (Atomen, Elektronen
oder lonen) in die Atmosphere zustande, die bei
explosiven Vorgangen auf der Sonne ausge-
schleudert worden sind. In einzelnen Fallen hat
man den Ausbruch auf der Sonne unmittelbar
im Fernrohr beobachten konnen, wobei die
Teilchen nach einer Wanderung von 24 his
36 Stunden die Erde erreichten and eine Iono-
spharenstorung hervorriefen. Da solche eindeu-
tigen Falle jedoch sehr selten sind, stdit die
rechtzeitige Vorhersage der Ionospharensto-
rungen auf grol3e Schwierigkeiten. Meistens sind
die Ionocpharenstarme auch mit Storungen des
Erdmagnetfeldes verbunden (siehe den folgen-
den Beitrag von H. Volland ?Das Magnetfeld
der Erde".
Die Mogel-Dellinger- Effekte dauern zwar
meistens nur kurze Zeit (im Durchschnitt
etwa eine Viertel- bis halbe Stunde),
fiihren dafiir aber in vielen Fallen zu einem
totalen Ausfall des gesamten Funkver-
kehrs wahrend dieser Zeit. Bei diesen
Effekten erzeugt ein plotzlicher Ausbruch
ultravioletter Strahlung auf der Sonne
eine mehrfach iiberhohte Ionisation im
D-Gebiet der Ionosphere, wodurch die
Dampfung der Radiowdllen so stark wird,
daB die Reflexion an der Ionosphere
unterbunden ist. Gleichzeitig ermoglicht
die erhohte D-Ionisation eine kraftigere
Reflexion von Langstwellen (Frequenzen
von einigen kHz), wie sie von den Gewit-
terentladungen auf der Erde ausgesandt
werden (,,Atmospherics"). So steigt mit
dem Verschwinden der Kurzwellenfeld-
starke die effektive Feldstarke der atmo-
spharischen Storungen auf Langstwellen
an. SchlieBlich ist in vielen Fallen auch
ein kurzer Ausschlag des Erdmagnetfel-
des sichtbar. Die Strahlungsausbriiche
der Sonne, - die zum Mogel-Dellinger-
Effekt fiihren, sind im allgemeinen auch
astronomisch als sogenannte chromo-
spharische Eruptionen sichtbar and in
vielen Fallen mit Bursts (Strahlungsaus-
briichen) der Radiostrahlung der Sonne
verbunden. Ein Beispiel aus letzter Zeit
ist' im Bild 7 dargestellt. Dieser Mogel-
Dellinger-Effekt vom 16. 4. 1957 gehort
zu dem Strahlungsausbruch, der auch
den Burst der Radiostrahlung hervorrief,
der im Beitrag von F. Fiirstenberg ?Die
Radiostrahlung der Sonne" auf Seite 364
gezeigt ist.
Die vorstehenden Betrachtungen zeigen,
daB die Erforschung der Ionospharen-
storungen - wie der ionospharischen
Veranderungen iiberhaupt -, vor allem
mit dem Ziel einer rechtzeitigen Voraus-
sage fiir den Funkverkehr, eine enge Zu-
sammenarbeit zwischen Ionospharenfor-
schung and Sonnenphysik erfordert. Die
gemeinsame Durchfiihrung ionosphari-
scher and radioastronomischer Forschun-
gen im Heinrich-Hertz-Institut ist darum
als ein besonders erfolgversprechender
Weg fur die Forderung unserer Erkennt-
nisse zu betrachten.
Literatur
K. Rawer, Die Ionosphere, Groningen, 1.953.
0. Hachenberg, Sonnentatigkeit and Ausbrei-
tung elektrischer Wellen in der Erdatmo-
sphare (Ges. z. Verbreitg. wiss. Kenntnisse,
Naturwissensch. Nr. 13), Leipzig/Jena, 1955.
B. Beckmann, Die Ausbreitung der elektro-
magnetischen Wellen, 2. Aufl. Leipzig, 1948.
Das Magnetfeld der Erde
Einleitung
Jeder, der einen KompaB in die Hand
nimmt, kann feststellen, daB wir an der
Erdoberflache von magnetischen Feldern
umgeben sind, welche die Magnetnadel in
die ungefahre Nord-Siid-Richtung zwin-
gen. Es ist seit langem hekannt, daB sich
die Erdkugel wie ein riesiger Magnet ver-
halt, dessen magnetische Pole in der Nehe
der geographischen Pole gelegen sind. Da.
der Pol der KompaBmagnetnadel, der
nach Norden zeigt, verabred ungsgemaB
Nordpol genannt wird, muB der magneti-
sche Pol der Erde, der im Norden liegt,
ein magnetischer Siidpol sein. Den Win-
kel, den die Achse der Kompal3nadel mit
der geographischen Nordrichtung em-
schliel3t, nennt man bekanntlich magneti-
sche MiBweisung oder Deklination. Dieser
Winkel ist nicht konstant, sondern andert
sich von Ort zu Ort and im Laufe der
Jahre ganz betrachtlich. Beispielsweise
hat sich die Deklination in Berlin in den
Jahren von 1900 bis 1950 von 10? West
auf 3? West geendert.
Neben solchen langsamen Anderungen des
erdmagnetischen Feldes gibt es aber auch
geringe tagliche periodische Anderungen
and plotzliche unperiodische. Storungen,
die von der KompaBnadel wegen ihrer ge-
ringen Empfindlichkeit nicht mehr ange-
zeigt werden. Heute weiB man, daB diese
kurzzeitigen Anderungen im Erdmagnet-
feld von elektrischen Stromsystemen ver-
ursacht werden, die in dem ?Ionosphere"
genannten Teil der Hochatmosphare
fliel3en. Da diese aber durch die Sonnen-
einstrahlung beeinfluBt wird, erweisen
sich die Variationen des Erdmagnetfeldes
als empfindlicher Indikator fiir die Vor-
gange in der Ionosphere and auf der
Sonne. Deshalb bilden erdmagnetische
Untersuchungen einen wichtigen Be-
standteil der Ionospharenforschung.
Die Tatsache, daB die Ursachen des Erd-
magnetismus sowohl innerhalb als auch
aul3erhalb der Erdoberflache zu suchen
sind, macht verstandlich, daB erdmagne-
tische Untersuchungen einen bedeutenden
Anteil an dem Aufgabenkomplex des
Internationalen Geophysikalischen Jah-
res bilden.
Meemethoden
Die erdmagnetische Feldstarke ist eine
gerichtete GrOBe, ein Vektor, der durch
die Ermittlung von. drei Komponenten
eindeutig bestimmbar ist. Es ist heute iib-
lich, die Horizontalkomponente H, die
Vertikalkomponente Z and die Deklina-
tion D oder die Inklination I des erd-
magnetischen Feldes zu messen (siehe
Bild 1). 1)ie bei den Erdmagnetikern ge-
brauchliche Einheit der magnetisehen
n ro
~-- Weltzeit
Bild 7: Mogel-Dellinger-Effekt infolge eines
Strahlungsausbruches auf der Sonne am
16. April 1957:
a) Feldstdrkeregistrierung eines Kurzwellen-
senders,
b) effektive Feldstdrke der atmosphdrischen
Storungen auf 20 kHz,
c) Horizontalintensitat des Erdmagnetfeldes
(Registrierungen des Heinrich-Hertz-Institutes,
Zeit lauft von rechts nach links!)
Zenith
}
Site
Nadir
Bild 1: Komponenten des Vektors der erd-
magnetischen Feldstarke
F = totale Intensitdt,
H = Horizontalkomponente,
X = Nordkomponente,
Y = Ostkomponente,
Z = Vertikalkomponente,
D = Deklination,
I = Inklination,
W = Westkomponente
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Feldstarke ist 1 y = 10-5 Oersted. Fiir',
das in der Umgebung Berlins gelegene
.erdmagnetische Observatorium in Nie-
megk galten fiir 1956 die?Daten:.
H = 18450 y, Z = 43950 y,
D=2? 15' W, I=67?15'.
Die an den erdmagnetischen Obser-
vatorien durchgefiihrten Messungen un-
terscheiden sich in Absolut- and Relativ-
messungen. Beide Messungen bedingen
sich gegenseitig.
Bei der Absolutmessung kommt es dar-
auf an, die absolute GroBe einer Kompo-
nente zu einem bestimmten Zeitpunkt zu
messen. Solche Messungen werden im all-
gemeinen fiir jede Komponente in regel-
maBigen Abstanden von einigen Tagen
durchgefiihrt. Aus ihnen ersieht man die
zeitlich langsamen Anderungen des Erd-
magnetfeldes (die. sogenannten Sakular-
variationen).
Relativmessungen sind laufende Regi-
strierungen der kurzperiodischen Varia-
tionen der einzelnen Komponenten.
Da infolge der betrachtlichen , Genauig-
keitsanforderungen'(es wird eine Genauig-
keit von 1 y angestrebt).- eine Absolut
groBe als Durchschnittswert einer sich his
zu einer Stunde erstreckendem McBreihe
ermittelt wird, mull jeder einzelne MeB-
wert von den in dieser Zeit erfolggten kurz-
periodischen Variationen befreit werden..
Die Relativmessungen dienen dazu, die
AbsolutmeBwerte auf einen Bezugswert,
den sogenannten Basiswert, zu reduzie-
ren. Andererseits ist der Basiswert eine
notwendige Ke'nngroBe fiir die Relativ-
messungen.
Das McBprinzip der Absolutbestimmung
von D entspricht dem des Kompasses.
Ein Stabmagnet~ wird an einem Metall-
faden horizontal and torsionslos aufge-
hangt,' and es wird der Winkel zwischen.
einer bekannten geographischen Rich-
tung und'der Richtung der magnetischen
Achse des Stabmagneten bestimmt. Bild 2
zeigt einen magnetischen Theodoliten zur
Bestimmung von D.
Zur Ermittlung von H sind zwei unab-,
hangige Messungen notwendig: _
Bei der Ablenkungsmessung nach der La-
montschen Methode wird auf einen' der
seitlichen Arme des Theodoliten nach
Bild 2 ein starker Stabmagnet gelegt and
der Arm des Theodoliten so weit gedreht, Bild 4: Erdinduktor
his die Nadel senkrecht auf der Achsen-
~1C
magnet
Bild 3: Ablenkungsmessung nach der Camont-
schen Methode
richtung des Ablenkungsmagneten steht
.(s. Bild 3). Jetzt wirken auf die Nadel
zwei Drehmomente: das Drehmoment-des
homogenen Erdmagnetfeldes and das Mo-
ment,des Ablenkungsmagneten.
Im Gieichgewichtszustand gilt:
2?m?M?k
(J ist das mechanische Tragheitsmoment
des Magneten).
Aus der Messung von T ist also bei be-
kanntem J die GroBe M - Hbestimmbar.
Aus beiden Messungen lassen sich jetzt M
and H eliminieren.
Die Inklination I millt man mit Hilfe des
Erdinduktors (Bild 4). Ein Erdinduktor
besteht aus einer kreisformigen Spule mit
vielen Windungen. Diese laBt man schnell
um eine Durchmesserachse rotieren. Die
Achse selbst wird von einer ringformigea
Aufhangevorrichtung getragen, die um
einen beliebigen meBbaren Winkel gedreht
werden kann. Solange die Achse nicht
parallel zur Richtung des Erdmagnetfel-
des liegt, wird in der rotierenden Spule
eine Wechselspannung induziert werden,
die durch ein empfindliche,s Galvanometer
zur Anzeige gebracht werden kann. Die
Aufhangevorrichtung wird nun bei rotie-
render Spule so lange gedreht,. his das.
Galvanometer keinen Strom mehr an-
zeigt. Dann liegt die Spulenachse parallel
zum Erdmagnetfeld, and der Winkel, den
die. Aufhangevorrichtung mit der Hori-
zontalen. einschlieBt, ist die gesuchte
Inklination.
Diese McBmethoden, obgleich im Prinzip
sehr einfach, bediirfen einer-aul3erordent-
m?H?sinip= r3
Hier bedeuten: .
m, das magnetische Moment der Nadel,
M das magnetische Moment. des Ablen-
kungsmagneten,
r den Abstand beider Magneten vonein-
.ander,
k -eine KorrekturgroBe, die von eins nicht
sehr verschieden ist.
Bei bekanntem r ?und cp ist aus dieser
M
Messungdie GroBe H.bestimmbar..
Bei der Schwingungsmessung wird der
gleiche Ablenkungsmagnet horizontal and
torsionslos ?aufgehangt and in. Schwin--
gungen versetzt. Die Eigenschwingungs-.
dauer des Magneten im Erdmagnetfeld ist.
T=2" M H
-Bild 2: Magnetischer Theodolit
1. Stativ, 2. Ful3schrauben, 3. Kreisteilung,
4. Ablesemikroskop, 5. Magnetgehduse, 6. Ab-
Ienkungsmagnet auf dern Ablenkungsarm,
7. Fernrbhr, 8. and 9. Arretierung and Fein-
justierschroube for die Bewegung urn die Ver-
tikalachse, 10. and 11. Arr.etierung and Fein-
justierschraube for das Fernrohr, 12. Gegen-
gewichte,13. and 14. Arretierungsvorrichtung
fora die Magnetnadel, 15. Suspensionsrohr, Bild 5: Variometer
16., 17. and 18. Torsionskopf mit Skala and anlage for H, D and
kasten, 21. Kasten for Magnetnadel vatoriums Niemegk
384
12 ?1957 RADIO UND FERNSEHEN
lichen Sorgfalt and erfordern noch man-
nigfache, Korrekturen, wenn sie die Ge-
nauigkeitsanspriiche von 1 y bzw. 0,1' ei-
fullers sollen. p
Die erdmagnetischen Variometer fiir die
.Relativmessungen entsprechen demTheo=
doliten 'des Bildes 2. Im Bild 5 ist ein
Variometersystem fur H, D and Z. mit
?Registrieranlage dargestellt. Ein Licht-
strahl'wiid von einem an der Magnetnadel
fest- angebrachten Spiegel reflektiert and
-auf eine mit Fotopapier belegte Walze ge-
worfen. Die Anderung des Erdmagnet-
feldes ist mit einer Anderung der Rich-
tung der Magnetnadel verbunden, die
vom Lichtstrahl aufgezeichnet wird.
Approved For Release 2010/04/28: CIA-RDP80T00246AO38600250001-6
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Wahrend fur die Messung von D die
Magnetnadel torsionslos aufgehangt wird,
muB bei der Messung von H dieAchse der
Magnetnadel durch Torsion des Auf-
hangefadens senkrecht zu H ausgerichtet
werden. Entsprechendes gilt fur die Mes-
sung von Z. Die im Bild 5 an den Theo-
doliten angebrachten Helmholtzspulen
dienen zur Empfindlichkeitseichung der
Anlage.
Eine von diesen Variometern aufgezeich-
nete Registrierung zeigt Bild 9.
Bei Relativmessungen erreicht man Emp-
findlichkeiten bis zu 0,1 y.
Nach einem McBprinzip ganz anderer Art
arbeitet die Forstersonde. Eine Zylinder-
spule mit zwei Wicklungen and einem
hochpermeablen Eisenkern (z. B. Perma-
loy) wird primarseitig mit niederfrequen-
tem Wechselstrom beschickt. Falls der
Kern nicht durch ein auBeres Magnetfeld
aufmagnetisiert ist, besteht die sekundar-
seitig induzierte Spannung nur aus unge-
raden Harmonischen der Grundwelle.
Liegt jedoch parallel zum Eisenkern em
schwaches Magnetfeld, so tauchen sekun-
darseitig auch gerade Harmonische auf.
Die Amplitude der zweiten geraden Har-
monischen ist in einem begrenztenBereich
direkt proportional dem angele ten Ma-
g
quenz f geliefert, and es
ziehung:
f
H T.
Es werden nun Wasserstoffkerne (Proto-
nen) in ein die Ausrichtung der Kern-
momente verursachendes homogenes Ma-
gnetfeld gebracht and senkrecht zu die-
sem das die Umklappvorgange bewir-
kende Hochfrequenzfeld erzeugt. Wird
die Frequenz kontinuierlich variiert,
dann sind die bei der Resonanzfrequenz f
erfolgenden Umklappvorgange mit einer
starken Energieentnahme aus dem Hoch-
frequenzfeld verbunden, and der Hoch-
frequenzkreis wird dadurch stark ge-
dampft.
Da das gyromagnetische Verhaltnis der
Protonen sehr genau bekannt ist, kann
man umgekehrt durch eine Frequenzmes-
sung ein unbekanntes Magnetfeld messen.
Die Anwendung dieser Methode auf die
Messung des Erdmagnetfeldes wird er-
schwert diirch die Tatsache, dae zur Er-
zielung meBbarer Signalspannungen das
angelegte Magnetfeld viel grbBer als das
Erdmagnetfeld sein muB. Es sind jedoch
Methoden entwickelt worden, die diese
Schwierigkeiten umgehen and deren Ge-
gnetfeld. Durch eine Spulen ete Zusammen- ? nauigkeit an die der klassischen Methoden
schaltung zweier Spulen Lassen sich die heranreicht.
ungeraden Harmonischen sekundarseitig
kompensieren, so daB nach selektiver Ver-
starkung and Gleichrichtung der ersten
Oberwelle eine der zu messenden Magnet-
feldkomponente aquivalente McBspan-
nung gewonnen worden ist.
Die Forstersonde ist den klassischen Me-
thoden durch ihre um fast eine GroBen-
ordnung groBere Empfindlichkeit and
durch ihre Tragheitslosigkeit bei der Re-
gistrierung sehr schneller Schwankungen
des Erdmagnetfeldes - den sogenannten
Mikropulsationen - i1berlegen, reicht je-
doch an Zuverlassigkeit and Betriebs-
sicherheit nicht an die alten Methoden
heran.
Eine andere Methode der Registrierung
schneller Pulsationen beruht auf dem
Prinzip des Erdinduktors. Eine Spule mit
grol3er Querschnittsflache and vielen
Windungen wird fest im Raum aufgestellt
and an ein Galvanometer angeschlossen.
Die zeitliche Anderung des magnetischen
Flusses durch die Windungsflache infolge
der Mikropulsationen induziert in der
Spule elektrische Strome, die durch das
Galvanometer angezeigt werden konnen.
In neuerer Zeit beginnt sich ein magneti-
sches McBverfahren durchzusetzen, das
unter dem Namen ,Magnetische Kern-
resonanz" bekannt ist.
Ein Atomkern besitzt ein magnetisches
Momenta and einen mechanischen Dreh-
impuls I. Der Quotient dieser beiden
GroBen
wird gyromagnetisches Ver-
Bild 6: Magnetfeldlinien einer homogen auf-
magnetisierten Kugel
Das Innenfeld der Erde
Das Erdmagnetfeld an der Erdoberflache
stammt zu mehr als 99% aus dem Erd-
inneren. Der Erdmagnet verhalt sich auBer-
halb des Erdinneren in erster Naherung
wie eine homogen aufmagnetisierte Kugel
(s. Bild 6.) Das Erdmagnetfeld laBt sich
auch durch das Feld eines im Erdmittel-
punkt gelegenen Dipols beschreiben. Das
magnetische Moment solch eines Dipols
betrug im Jahre 1945 8,06 ? 1025 GauB
cm3. Seine Achse durchstieB 1945 die
Erdoberflache mit dem siidmagnetischen
Ende im nordlichen Gronland bei 78,6? N,
70,1 ? W. Die Achse ist also gegeniiber
der geographischen Achse um 11,4? ge-
neigt. Es ist bernerkenswert, daB die
Punkte, an denen die Magnetnadel.senk-
haltnis r genannt. In einem auBeren vor- recht steht, nicht mit den DurchstoBungs-
gegebenen Magnetfeld H sind die Kern- punkten des Dipols iibereinstimmen.
momente nur diskreter (gequantelter) Diese lagen 1945 bei
Orientierungen fahig. Die Anderung des 72,8? N; 98,0? W and 68,2? S; 215,0? W.
gequantelten Zustandes eines Atomkernes Sie sind also nicht ganz antipodisch zu-
ist nur moglich durch Aufnahme einer einander.?
diskreten Energie, der sogenannten Urn- Das Magnetfeld an der Erdoberflache
klappenergie. Diese wird z. B. durch ein weicht in Gebieten von der GroBe eines
Kontinents ganz betrachtlich von dem
idealen Dipolfeld ab. Solche sogenannten
regionalen Anornalien andern ihre Lage im
Laufe von Jahrzehnten. Man spricht dann
von Sakularvariationen des Erdmagnet-
feldes. Heute hat es den Anschein, als ob
diese Anomalien vorzugsweise westwarts
driften. Die Anderung des Deklinations-
wertes in Berlin im Verlauf der letzten
50 Jahre, die in der Einleitung erwahnt
wurde, beruht auf solch einer Drift-
bewegung.
Die regionalen Anomalien hangen offen-
sichtlich mit dem Erzeugungsvorgang des
Erdinnenfeldes zusammen. Die Ursachen
des Hauptanteiles des Erdmagnetfeldes
sind noch weitgehend unerforscht.
Eine moderne Hypothese vom Ursprung
des Erdmagnetfeldes geht von der Vor-
aussetzung aus, daB sich?der Erdkern in
einem fliissigen metallischen Zustand be-
findet and von einer festen Gesteinskruste
umgeben ist. (Diese Vorstellung beruht
auf seismischen Untersuchungen des Erd-
innern.) Im Erdkern konnen sich nun
Fliissigkeitsstrome ausbilden (etwa in-
folge lokaler Warnreproduktion, die durch
Radioaktivitat verursacht wird). Da unter
dem EinfluB der im Erdinneren herrschen-
den enorm groBen Warme and Druckes
die Atome ionisiert sind, ist solch eine
Fliissigkeitsbewegung gleichbedeutend
mit dem Transport von elektrischen La-
dungen. Es flieBen also auch elektrische
Strome. Diese besitzen Magnetfelder, die
ihrerseits wieder elektrische Strome indu-
zieren. Durch solche gegenseitige Wech-
selwirkung elektrodynamischer und hy-
drodynamischer Krafte von der Art eines
sich selbst erregenden Dynamos wird irn
Endzustand das Erdmagnetfeld aufge-
baut. Durch verschiedene Rotations-
geschwindigkeit von Kern and Mantel
kann man sich die Sakularvariationen
erklaren.
Die Polaritat des auf diese Weise zustande
gekommenen Dipolmagnetfeldes ist von
der Umdrehungsrichtung der Erde unab-
hangig. Deshalb kann man sich vorstellen,
daB sich im Laufe der Zeit die Polaritat
des Erdmagnetfeldes umkehren konnte.
Tatsachlich glaubt man, aus Untersu-
chungen der Aufmagnetisierungsrichtung
erstarrter Lava and alter GefBBe aus
gebranntem Ton auf eine entgegen-
gesetzte Polaritat des Erdmagnetfeldes
vor einigen tausend Jahren schlieBen zu
konnen.
Neben den regionalen Anornalien gibt es
koch lokal begrenzte Anomalien, die
ihren Ursprung in magnetisierbarem Ge-
stein in der Erdkruste haben. Die bekann-
teste Anomalie dieser Art wurde bei
Kursk, einem Ort 400 km siidlich von
Moskau, gefunden. Dort befindet sich
wenige 100 m unter der Erdoberflache
ein schmaler Streifen magnetithaltigen
Gesteins mit 40% Eisenbeimengung. Die
Vertikalkomponente des Erdmagnetfel-
des fiber dieser Storzone ist his fiinfmal so
groB wie der Normalwert in der Umge-
bung der Storung.
Untersuchungen solcher lokalen Anoma-
lien erweisen sich heute als wertvolle
Stiitze bei der Erforschung von Boden-
lagerstatten.
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Bild 8: Die sonnentag-
lichen Variationen von
X,.Y:und Z in Potsdam
Der luDere Anteil des.Erdmagnetfeldes.
Viel besser bekannt ist das restliche 1'%
agn
11 hat tivzahle Null ull (rechts) sprung auBerhalb des. Erdinneren. Es 1le Null Aquinokrkn
. ursacht, d'ie in der Ionosphere flieBen_ rend lohreszeiten (oath rer
Luftmolekule ionisiert. AuBerdem erfolgt
aber auch noch eine vom -Sonnenstand.-,
schichten. Dadurch entstehen'Luftdruck-
urite rschiede.unddamit,periodische Wind-
systeme in der Ionosphere. Die. gleiche Er--
scheinung ist auch-'am Erdboden vor
Wind'systeme..wird dort. allerdings,durch
sphere ?verhinddrt.
Der` Transport' der' Luft , innerhalb der
Wind,systeme ist irifolge' der Ionisation
?konstanten 'Magnetfeld. der Erde erfolgt,
Aquinokfien.
Winter
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semen lsckervelativzahl 100 Sc rW1edrenrentivzan1:, 0
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Nom'kompaxnte x
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Ahn'lichkeit mit der Induktion von Stro= schale um. die Erde gelegt., fest mit der bemerkbar macht (s. Bild 7 auf S. 383).
men in den Spulen eines ?Dynamos' mit Sonne.verbundenist und die Erde; sick, Der,umgekehrte `Fall tritt liei.einer Son-
Permanentmagnet ist der Name , Dyna darunterhinwegdreht. Im Sonnenflecken nenfinsternis rein.. Hier. tritt der. Mond
motheorie" f,ur'diese Vorstellung.entstan- maximum steigt die Stromintensitat an.. zwischen Sonne und Erde und.erhindert
den. Diese elektrischen Strome,flieBeri.in Im Sommer dehn.t sich der'nordlicheWir ri seineni Schattenbereich die Aufladung
erster. Linie in der E-Schicht iri .100 km bel Hach Suden aus. der Ionosphare.t a Das elektrische Strom-'
Hohe. Das ist zunachst erstaunlich; da die: Das Magnetfeld dieser Stromsysteme in system und damit sein Magnetfeld win 300 km Hohe gelegene F-Schicht eine' - duziert im leitenden Erdinneren wiederum ' auf these Weise im Bereich des fell werden
e Mondschat-
groBere 'Elektronendichte,,als Strome;- deren Magnetfelder sich den tens geschwacht (Bil'd 9).
die E-Schicht'aufweist..' Fdr., die Ausbil-:- auBeren Magnetfeldern-uberlagern.. Die'
dung der Strome ist jedoch nicht die elek- am Erdboden registrierten' von AuBen-. Erdmagnetiache Stiirungen
trische -Ladungsdichte, sondern vielmehr und Innenanteil der Strome heiruhrenden
die Leitfahigkeit verantwortlich, und diese sogenannten sonnentaglichen erdinagneti= ' Die eben -beschriebenen "sonnentaglichen,
ist nicht nur von der Ladungsdichte,son- schen Variationen,ieigt Bild:8 fur das Ob erdmagnetischeh Variationen sind nur an
'derv auch von: der `Luftdichte~-abhangig.:" servatorium Potsdam "fir verachiedene wenigen Tagen auf den Registrierungen
deutlich ausgepragt, sichtbar. Normaler
Mit zimelfinender Hohe nimmt aber, die Jatireszeiten urid Sonnenflecke.nrelativ-:
Weise zeigen. die Registrierungen einen
Luftdichte und auch die Leitfahigkeit ab. .- zahlen. Auch der Mond macht sich durchseine . unregelmaBigen gestorten Verlauf. Die
Die. Leitfahrgkeit. der gesainten Iono sonnentaglichen. Variationen .lessen such
sphere ist ubrrgens nicht groBer als die, Gezeitenwirkung auf die Hochatmosphare daraus'nur durch Mittelbildung fiber meh
Leitfahigkeiteiner Kugelschale aus Kup in analoger Weise erdmagnetisch bemerk rere Tage eliminieren.
ferblech'von 1/1000.mm Dicke.. bar. Allerdings,ist dieser Anteil wegen
Der, enge Zusammenhang mit der Sonnefl seiner Kleinheit nur , schwer von den Die Registrierung einen stanken erdmagne-
einstrahlung: bewirkt naturlich; daB sicli 'sonnentaglichen Variationen zu trenn en. tischen:Storung zeigt Bild 10.-Die Ursache
eines solchen .Sturmes ist wieder in der
diese' Stromsysteme mit- der Jahreszeit Strahlt'die. Sonne bei einer Sonnenerup Sonnentatigkeit zu ' suchen.. 'Bei eider
und mitt' der Sonrienfleckenrelatly .ahl tion ' k urzzeitig ? starker als normal, so Sonneneruption werden von einem be
andern. Bild 7 stellt ein sole. es ionospha fuhrt die zusatzliche ,Ionisation der D-
h
grenzten " Storungsherd aus. zusatiliche
risches Stromsystem' wahrend `der Aqui= Schicht' zu.dem, bekannteh Mogel-Dellin- Wellenstrahlung und, in nahezu radialer
noktien ' und; wahrend eines Sonnenflel` -ger7Effekt, wahrend in der E Schicht des Richtung auch Partikel': - Ionen und
strahlung erreichtvdie Erde mit' Licht-'
geschwindigkeit und fiihrt zu dem bereits
viol langsamere'Partikelstrahlung ,breitet
ord hung, von 1000 km/s aus und erreicht
Ausbreitungsrichtung des Partikelstro- -
Bild 7: lonosphdrisches =Erde schon im Abstand von etwa 100 Erd-
-Stromsysteni wahrend'. der 4adie'n beeinflult. Es. entstehen in der' Aquinoktien., und wahrend., .' Stirnflache des Partikelstromes induzierte
eines Sonnenfleckenmini- Strorrie,, die sich auf der, -Erde als kurz-
mums, .das''die sonnentag- zeitige Verstarkung. der -Horizontalkom-
lichen erdmagnetischen Va- ., . ,
(oath J. Bartels) heim:l?DieMlonosphare auf Selte 3$0.
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ponente.des Erdmagnetfeldes bemerkbar
machen (sc im Bild 10). Die Korpuskeln
konnen die Erde nicht direkt erreichen,
sondern werden im Erdmagnetfeld abge-
lenkt and urn die Erde herumgefiihrt.
Gleichzeitig erfolgt eine Ladungstren-
nung, wodurch die Nachmittagsseite der
Erde negativ, die Vormittagsseite positiv
aufgeladen wird. Durch das dadurch ent-
stehende Feld bildet sich ein in der Aqua-
torebene fliel3ender Ringstrom in 5,5 Erd-
radien Abstand and init einem Durch-
messer von etwa zwei Erdradien aus. Das
Magnetfeld dieses Ringstromes schwacht
an der Erdoberflache die Horizontalkom-
ponente, and zwar am Aquator starker als
in hohen Breiten.
In den lokalen Feldern dieses Ringstromes
endlich werden die Korpuskeln beschleu-
nigt and erreichen auf Spiralbahnen Tangs
der Feldlinien des Erdmagneten die obere
Atmosphere in den Polarlichtzonen in
etwa 65? nordlicher and sildlicher Breite.
Dort ionisieren sie in ungefahr 100 km
HShe die Luftmolekiile and regen sie zum
Leuchten an. AuBerdem bildet sich Tangs
der Polarlichtzonen ein starker elektri-
scher Strom, der auf der Nordhalbkugel
vormittags von West nach Ost and nach-
mittags von Ost nach West flieBt and der
Starken his zu 1 Million Ampere erreichen
kann.
Die zusatzliche Ionisation durch die Kor-
puskeln and die damit verbundene Ande-
rung der Schichtstruktur der Ionosphere
fiihren dazu, daB auch die weitere Urn-
gebung der Polarlichtzonen in die Storung
mit einbegriffen wird. Es entstehen dort
turbulente Stromungen, die sick auf der
Registrierung des Bildes 10 in der Haupt-
phase des Sturmes magnetisch bemerkbar
machen.
Bei extrem starken Stiirmen dringt die
Polarlichtzone his in unsere Breiten vor,
wie dies am 21. 1. 1957 der Fall gewesen
ist. Da innerhalb der Polarlichtzone fast
taglich Polarlichter sichtbar sind, trifft
also eine mehr oder weniger starke Kor-
puskelstrahlung bestandig die Erdatmo-
sphare. Deshalb ist - in der Polarlicht-
zone besonders, in niederen Breiten weni-
ger stark - das Erdmagnetfeld fast immer
gestort.
Biid 9: Ausschnitt aus
der Registrierung des
Observatorlums Nie-
megk wahrend der
Sonnenfinsternis am
30. 6.54. Die gestri-
chelten Linien zeigen
den wahrscheinli-
chen ungesti rtenVer-
lauf (GMT=Mittlere
Greenwich-Zest =
We Itzeit)
Die Tatsache, daB das Herannahen des
Partikelstromes im Erdmagnetfeld schon
einige Stunden? friiher bemerkbar ist als
in der Ionosphere, macht eine rechtzeitige
Warnung der Funkstellen vor Ionospha-
renstorungeri moglich.
Starkere magnetische Storungen haben
die Neigung, nach 27 Tagen wiederzukeh,
ren. Das liegt daran, daB die Erde nach
einer vollstandigen Sonnenrotation von
27 Tagen wieder in den Bereich eines lang-
lebigen aktiven Storungsherdes der Sonne
gelangen kann.
Die Haufigkeit der erdmagnetischen Sto-
rungen nimmt mit wachsender Sonnen-
fleckenrelativzahl zu. Daraus folgt, daB
zwischen den Storungsherden and den
Sonnenflecken ein enger Zusammenhang
bestehen muB.
Eine typische kleinere Storung ist die
,,Bai". Darunter versteht man eineplotz-
liche starkere Ausbuchtung in den Re-
gistrierungen der Magnetfeldkomponen-
ten. Die Bai 1st eine Storung, die von Kor-
puskularstrahlung verursacht wird, die
nur einen Teil der Erde trifft and dort zur
Ausbildung lokaler wandernder Strom-
wirbel in der Ionosphere AnlaB gibt. Die
Untersuchung des im Erdinneren induzier-
ten Anteils der Magnetfeldkomponenten
einer Bai eignet sich besonders gut zur
Bestimmung von Inhomogenitaten der
Leitfahigkeit, in der Erdkruste. So hat
man z. B. aus dem Verhalten der Verti-
kalkomponente von Baistorungen, die an
den beiden erdmagnetischen Observato-
rien Niemegk (bei Berlin) and Wingst (bei
Cuxhaven) ein entgegengesetztes Verbal-
ten zeigt, auf eine sich durch Nord-
d.eutschland erstreckende Zone erhohter
Leitfahigkeit in 100 km Tiefe geschlossen.
Mikropulsationen, auch Elementarwellen
genannt, sind periodische Feldschwan-
kungen mit Perioden von wenigen Se-
kunden his zu einigen Minuten and Am-
plituden von einigen y (Bild 11). Einige
treten auf der ganzen Erde gleichzeitig,
gewohnlich in ganzen Gruppen, mit typi-
schen Schwebungsformen auf. Ihre Ur-
sachen sind noch weitgehend unerforscht.
Man vermutet, daB es sich um periodische
Storungen der Ionosphere oder des aqua-
torialen Ringstromes handelt.
Der Haup.tteil der durch die Magnetfelder
der aul3eren Stromsysteme im Erdinneren
induzierten Strome fliel3t in etwa 300 his
1000 km Tiefe. Die Leitfahigkeit in diesen
Tiefen ist ungefahr 108mal kleiner als die
von Kupfer. Die Eindringtiefe hangt
ahnlich wie beim Skineffekt von der Fre-
quent der magnetischen Storung ab.
Oberhalb 300 km Tiefe ist die Leitfahig-
keit - abgesehen von lokalen Zonen er-
hohter Leitfahigkeit - um eine GroBen-
ordnung kleiner. Die an der Erdoberflache
induzierten Spannungen sind jedoch meB-
bar and zeigen einen genauen parallelen
Gang mit den zeitlichen Anderungen des
Erdmagnetfeldes.
Bei raschen Anderungen des Erdmagnet-
feldes wahrend eines starken Sturmes
konnen elektrische Spannungen induziert
werden, die GrSBen von fiber 1 V/km an-
nehmen konnen. Die unter diesen Um-
standen in Kabeln and Telefonleitungen
!UV
100
-
0
zoo
300
6
sV
500 0
21..Jonua 1957
120 U- 16
- tR
? ~n
oo ~ooo ~.
~
22. JonuGr 1957
Bild 10: Registrierung der
H-Komponente in Juliusruh/
Riigen am 21./22.1.57 wah-
rend eines starken magne-
tischen Sturmes
Bild 11: Registrierung von
Mikropulsationen mit einer
Fi rstersonde in Neustrelitz
am 18. 3. 54
Approved For Release 2010/04/28: CIA-RDP80T00246AO38600250001-6
 Approved For Release 2010/04/28: CIA-RDP80T00246AO38600250001-6
flieBenden Ausgleichstrdme konnen dann
Dimensionen annehmen, die jeglichen
Telefonverkehr unmoglich machen.
Schlullbemerkung.
.Wie ' wir gesehen haben, ist die Unter~,
suchung des Erdmagnetfeldes nicht nur
bon wissenschaftlichem Interesse fur die
Erforschung des - Erdinneren and der
Sonne, sondern sie gewinnt auch eine un-
mittelbare praktische Bedeutung bei der
Suche nach Erzlagerstatten ~und liefert
einen entscheidenden. Beitrag bei der
Untersuchung der lonosphare, die fiir die
HELMUT STAD.LMANN'
Ausbreitungsvorgange der,Radiowellen so Internationalen Geophysikalischen Jahres,
wichtig ist. Da die einzelnen Bestandteile durch Aufstellung von . transportablen
,des Erdmagnetfeld'es fast ausschlieBlich McBstationen . an . den verschiedensten
!die Sekundarerscheinungen mehr oder Punkten der Erde soweit wie?moglich ge-
weniger' weltweiter elektrischer Strom- mildert werden. Das auf these Weise ent-
systerne sind, ist fiir eine erfolgreiche stehende dichte Netz von Beobachtungs-
Untersuchung eine internationale Zu- stationen wird zweifellos zu wertvollen
sammenarbeit, wie wohl kaum bei einem neuen Erkenptnissen fiber das .Erdma-
anderen Forschungsgebiet, von entschei- gnetfeld beitragen.
dender'Bedeutung.
Die ungleichmaBige Verteilung der erd-
magnetischen Observatorien, die . sich Literatur
?naturgemSB in den dichtbesiedelten Ge- S. Chapman, J. Bartels, ;,Geomagnetism", Ox-
bieten der Erde haiifen, soil wahrend des ford, 1940.
..Aufbau and Wirkungsweise eines Durchdrehsenders
.Impulssender mit kontinuierlich durch- ?20 MHz andert, strahlt Hochfrequenzim-
stimmbarer Frequenz, gekoppelt mit
einer Empfangsanlage,. werden in der
Fachsprache allgemein.,.als .Durchdreh-
'sender bezeichnet and gehoren heute zu
der Standardausriistung einer Ionospha-
renstation. Auch die Station des Hein-
rich- Herti-I nstituts in Juliusruh ist neben
anderein mit einem solchen Gerat ausge
ri stet. Der Sender weicht in verschiede- ,
nen Punkten von den bisher beschriebe-
nen Geraten dieser Art ab and enthalt
einige Neuerungen.
Die Aufgabe der' Anlage besteht darin,
die -Reflexionshdhe der von dem Sender
ausgehenden Impulse, in Abhangigkeit
von der Frequenz mit genauer Hohen-
und Frequenzskala zu registrieren. Bild 1
zeigt die Antennenanlage, Bild 2 den
Durchdrehsender.
Prinzip der Anlage.
Eine?Implilssendeanlage (Bild 8), die kon-
tinuierlich ihre Sendefrequenz :von 0,5 bis
388
12 ? 1957 RADIO UND FERNSEHEN
pulse mit der Imp.ulsfolgefrequenz' 50 Hz
and der Impulsdauer von`10-4 Sekunden
fiber ein Breitbandantennensystem ab.
Eine zum Impulssender synchron laufende
Empfangsanlage empfangt die von der Io-
nosphare reflektierten Impulse (Reflexio-
nen) fiber ein-zweites Breitbandantennen-
system. Der=direkt vom Sender in die
Empfangsanlage einstreuende Impuls
(Bodenimpuls) ist Ausgangspunkt fur die
Laufzeitmessung des Echoimpulses. Aus?
der Uaufzeit des Impulses kann direkt die.
scheinbare Hohe der reflektierenden
Schicht ermittelt werden. Zur Hohenbe;
Bild i : Antennenanlage auf der Ionosphdren-
stafion Juliusruh/Riigen _
stimmung' dienen McBimpulse im Ab-
stand von 0,66... ms, entsprechend einer
Reflexionsho-he von 100 km (Impulsweg
200 km). Eine., Punktreihe, auf dem
Ionogramm_unterhalb des Bodenimpulses
durch den Frequenzmarkengeber ausge
lost, kennzeichnet die Frequenz. In der
Registrierung werden die Impulse. durch
eine Oszillografenrohre mit einer Optik
auf 35 mm Kleinbildfilm zu einem Iono
gramm von. 10 cm Lange zusammenge
setzt. Die Aufnahmezeit eines Iono-
gramms von 0,5 his 20 MHz betragt 25 s
zuzuglich 6 s Filmwechsel. Eine Steuer=
uhr? lust die.Aufnahmen vollautoniatisch
nach; jeweils vorgegebenem vierundzwan-
zigstundigem Programm aus. Ein Beob-
achturigsteil gestattet eine dauernde Kon-
trolle der Anlage.'
Impulssteuertell ,
Aufgabe des Impulssteuerteiles ist es, die
in der. Arilage benotigten 'Steuerimpulse
in zeitlich richtiger Reihenfolge den ein-
zelnen Bausteinen der Anlage zuzufi hren.
Wirkungsweise des Impulssteuerteiles
(Bilder 4 and 5)
Eine aus dem Netz gewonnene 'Impuls-
kette (Bild 5a) mit der Impu'lsfolgefre-
quenz 50 Hz i bernimmt die gesamte Im-
pulssteuerung. Diese Impulskette regt
einen Univibrator an, der Rechteckim-
pulse mit einer Zeitdauer von 8,3 ms
(Bild 5b) abgibt. Durch einen gesperrten
Oszillator, der durch den Rechteckimpuls
fur die Zeit von 8,3 ms geoffnet ist, ent-
steht eine Sinusfrequenz von 1,5 kHz
(Bild 5c), die man zum Erzeugen der
Hohenmarken (Bild 5d) verwendet. Die
erste der 13 Hohenmarken wird nun je-
weils herausgehoben and als Steuerim-
puls fur das Impulskippgerat in der Re-
gistrierung benutzt. Den Steuerimpuls
fiir den Sender (Bild 5e) leitet man fiber
ein variables Verzogerungsglied von der
ersten herausgehobenen Hohenmarke ab.
Die zeitliche. Dimensionierung des Ver-
zogerungsgliedes gestattet es, die An-
stiegsflanke des im Niederfrequenzteil des
Empfangers auftretenden Bodenimpulses
mit der zweiten Hohenmarke abzudecken.
Ein Ableiten des Sendersteuerimpulses
direkt aus der zweiten Hohenmarke ist
nicht moglich, da der Steuerimpuls des
Senders dem tatsachfich aus. der Antenne
abgestrahlten Hochfrequenzimpuls etwas,
vorlauft. Weiterhin tritt im "Hochfre-
quenzteil des' Empfangers eine Verzoge
rung des Impulses auf. Deshalb mull die
Anstiegsflanke des Sendersteuerimpulses
vor der zweiten H6henmarke liegen. Der
Steuerimpuls fiir die Frequenzmarken
'(Bild 5f) beginnt mit der ersten Hohen- .
marke and endet bei der Anstiegsflanke
des Sendersteuerimpulses. Gleichzeitig
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lmp.e
zwn Sender
Izhzm urn R quenzmark-geber
mo
ism
EnWdnger
Trt~utskrm Imp.y
Austastimp. zwn Y'requenzmogeber Bild 4: Blockschaltbild
Bild 2: Ansicht der lonosphdren-Durchdreh-
Sende-Empfangsanlage
2Ur
SerdeaMennen
adage
Irrou&-
sende -
aMage
Regisbie-
rWV
van
EmpIangs-
Effptngs
addie
Bild 3: Blockschaltbild der lonosphdren-
Durchdreh-Sende-Empfangsan loge
dient dieser Impuls zur Sperrung des
Niederfrequenzkanales des Empfangers.,
Ein sagezahnformiger Impuls (Bild 5g),
der durch die herausgehobene erste Ho
henmarke ausgelost and zeitlinear his zur
Schlul3flanke. des Sendersteuerimpulses
ansteigt, hat die Aufgabe, den Niederfre-
quenzverstarker des Frequenzmarken-
gebers fiir die Dauer des Bodenimpulses
auszutasten. -Ober Abtrennstufen errei-
chen die Impulse die jeweiligen Bausteine
der Anlage.
Durchdrehoszillator 25,5 bis 45 MHz
Die Frequenz von 25,5 bis 45 MHz wird
mit einem kapazitiv abstimmbaren Ge-
gentaktoszillator erzeugt. Ober 70-a-
Koaxialkabel erreicht die Hochfrequenz
die Sendermischstufe and den Frequenz=
markengeber. Die Empfangermischstufe
ist unmittelbar neben dem Oszillator an-
geordnet. Die Frequenzanderung des
Oszillators bzw. das Durchdrehen des
frequenzgeraden Drehkondensators iiber-
nimmt ein Motor, der beim Vorlauf eine
Feder spannt, die nach Beendigung der
Durchdrehaufnahme den Drehkonden-
sator in. seine Anfangsstellung zuriick-
dreht. Der Motor wird wahrend des
Durchlaufs durch einen Fliehkraftregler
auf konstanter Tourenzahl gehalten.
Impulssendeanlage
Den grundsatzlichen Aufbau der Impuls-
sendeanlage' zeigt Bild 6. Die Sendefre-
quenz von. 0,5 his 20 MHz gewinnt man
durch die Mischung der z*ei UKW-Fre-
quenzen von 25 MHz and 25,5 his 45 MHz.
Die Festfrequenz (25 MHz) erzeugt ein
Quarz5szillator, der im Dauerstrich ar-
beitet. Ober zwei impulsgetastete'Trenn-
stufen erreicht die Festfrequenz im Gegen-
takt die Gegentaktsendermischung, die'
auBerdem mit der Frequenz 25,5 his
45 MHz von dem Durchdrehoszillator an-
gesteuert wird. Offnet nun der Sender-
steuerimpuls die'Trennstufen des Quarz-
oszillators, entsteht in der Mischstufe fiir
die Dauer des Steuerimpulses die Sende-
frequenz 0,5 his .20 MHz. Ober einen
Breitbandvorverstarker and zwei an-
schlieBend mit dem Sendersteuerimpuls
gittergetastete Treiberstufen erreicht
der Hochfrequenzimpuls im Gegentakt
aperiodisch verstarkt die Endstufe. Eine
Aussteuerbegrenzung verhindert die
Obersteuerung der Endstufe, die mit vier
gittergetasteten Impulssenderohren SRS
454 ausgeriistet ist. Ober einen Antennen-
umschalter erreicht der Hochfrequenz-
impuls von der Endstufe jeweils eine der
drei zur Verfiigung stehenden Sende-
antennen.
Empfangsanlage
Die Empfangsanlage bietet bei einem
nach dem vorher beschriebenen Prinzip
aufgebauten Durchdrehsender einige
Schwierigkeiten. Bei einem Durchlauf
wird im gesamten Band von 0,5 his
20 MHz lediglich der Durchdrehoszillator
abgestimmt. Es sind also im Antennen-
eingang his zur ersten Mischstufe keiner-
lei abstimmbare Elemente enthalten.
Aul3erdem arbeiten die Impulssendean-
lage and die Empfangsanlage immer auf
der gleichen Frequenz. Jedesmal, wenn
die Sendeanlage einen Hochfrequenz-
impuls mit mehreren Kilowatt Sende-
leistung fiber ihre Antenne abstrahlt, tritt
in der Empfangsanlage, deren Empfangs-
antenne im unmittelbaren Nahfeld der
Sendeantenne steht, eine restlose Ober-
steuerung auf. Die Empfangsanlage mu-13
jedoch in wenigen Mikrosekunden wieder
voll empfangsfahig sein, damit die Echos,
Bild 5: Zeitlicher Impulsverlauf im Impuls-
steuerteil
AMenm-
umsdraRa
Gegerdakt-
endstute
Gegentakt-
tre,berstufen
Gegentakt-
mischstufe
getastete
Aamstufen
(hmrmszN(atar
25MHz
von Ourchdehothtlate
25i :65MHz
von 6rpjlssteuerteit
SteuerinwI
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 die schon in etwa 300 ?s, eintreffeti' kon Bild 8: Prigzip der Re
nen, volt empfangen werden; Deshalb`mul3 gistrierung
lichen H-F-, ZF-..und NF-Stufen des Enip_.
Mangers mtiB besonders auf die Impuls
und..Ubersteuerungsfestigkeit: des Emp-
verwendeteri ' Verstark'errohren milss6n
Au bau der'EniPP~.. angsanlaga yam`
? f., _ '. _ , , :?. steuergemisch 'der
'
nen Impulse erreichen, durch einen Breit= In der Regisfrierung
O'szillatorfrequenz (25,5 bis45 MHz)lge-'
mischt,.ergeben`sie, eine Zwischenfrequenz.
reicut,man einemautomatischen Gleichlauf?
zwisclien Sender and Empfanger:'Ii deco .
legt, urn so`geringer' sind die Einfliisse.der'.
platten der Oszillografenrohre eine vom
storenden Sender' Man inuB jedoch eine Impulskippgerat: zugefuhrte sagezahn-
gewisse:Mindestbandbreite eirihalten;,um, formige, Spannung. Die Mefplatten ver
eine zu starke,.,Inipulsverformung zu ver- fUgen fiber keinerlei Ansteuerun Auf'
meiden. Durch? Transponierung der Zwi- g'
dem Bildschirm der, Oszillografenrohre
schenfrequ,enz auf 4,7 MHz konnte die., entsteht,- hervorgerufen durch die Im-
gewunschte". Bandbreite' der 'Empfangs- .,pulse,. eine `Punktreihe.' Ein lichtstarkes
anlage erreicht. werden. Nach der..Demo> Objektiv projiziert these Punktreihe auf
dulation sperrt,:ein Austastimpuls? von . einen Kleinbildfilm, der mittels sines Mo
Impulssteuerteil das' Empfangsgemiseh tors Ober ein *Wechselgetriebe gleichfor-
fur. die Dauer des Frequenzmarkenirnpul mig;, weiterbewegt wird, so daB Bich die
ses. Ober 'Abtrennstufen .erreicht..das Punkte zu einer Linid auseinanderzieheri.:
Empfangsgemisch .die Registrierung and r
D. nun der Durchdrehosziliator gleich-
das Beobachtungsteil. zeitig.mit der Weiterbewegung des Filmes
Registrierung _
Im Bild 8;ist das Grundprinzip'der?Film-
registrierung dargestellt:. Das von Emp- ?
fanger kommende Gemisch wird der'Hell,
taststufe,zugefiihrt. Gleichzeitig erreichen
diese Stufe Hohenmarken,.Frequenzmar-.
ken. and der'voin'Impulskippgerat -kom
monde Helltastimpuls. Die Helltaststufe, _
steuert nun mitt dem-gesamten Impuls= durch,. entsteht
gemisch die Katode einer,Oszillografen oramm
Katodengemisches der Oszillografenrohre: . -Frequenzmarkengeber
Man: sight; daB der Helltastimpuls die, . Der Frequenzmarkengeber (Bild `10) hat
Katode im . Ultraschwarz anhebt: ? Er die Aufgabe, 'das lonogramrn ?mit? einer
scheint jetzt ein.Impuls, lauft die Katode genauen Frequerizskala zu versehen.
uber den Schwaripegel;hinaus;:die Rohre,,, Eine unterhalb des Bodenimpulses auf
schreibt'fur die Dauer des Impulses. Vor gezeichnete Punktreihe. dient zur Fre-
dem Bodenimpuls, sieht man im- Bild 9.a ? quenzeichung des' Ionogramms. Bei"
im Stornebel eine Lucke, die,vom Austast- jedem. vollendeten `Megahertz; d. h. bei
impuls im"Empfangskaniil stammt. Im. ,1; 2, 3,.:..19,:20 MHz ? erscheint - ein
Fall b ist diese Lucke durch'eineii Impuls Punkt auf dem Ionogramm. Als Frequenz-
ausgefullt. Dei Frequenzmarkengeber. hat- normal. dient.? eine' ? Quarzfrequenz' von-:
hier den Frequenzmarkenimpuls fiir.zwei' . 1 MHz:. Uber . Verzerrerstufen geleitet,
>Perioden eingeschaltet. Die 'Rohre: hellt, werden die Oberwellen der .Quarzfrequenz.
dadurch 'an dieser -Stolle auf and schreibt mit der Durchdrehoszillatorfrequenz (25,5'.
'die Frequenzmarke.Wahrend der Dauer his 45 MHz) einer, Mischstufe. zugefuhrt,
des 'Helltastimpulses, erreichen die Zeit-' in .der .man Schwebungen zwischen den
BIId.7:.Blockschaltbild' des Empfangers
Approved For Release 2010/04/28: CIA-RDP80TOO246AO38600250001-6
Ausbrtrrtputs -
Katodenstrahlr&rAiMblenk. -
Qiazstuk
1 MHZ.
Vezerrer-
stute
von # irchdrehosz.
25,5...65MHZ,
Oberwellen .,der- Quarzfrequenz und' der
'-Grundwelle' der" Durchdrehoszillatorfre
Durchdrehoszillatois betragt 25 s. Die
Benden',