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Begriffserklärungen aus dem Bereich des ´Funkwetters´ und Ausbreitungsvorhersagen für Kurzwelle (Quelle: DL9KCE, DB2ZJ, DB4DL)
A-Index Neben dem geomagnetischen K, der eine quasi-logarithmische Einteilung hat und der ganze Zahlenwerte zwischen 0 und 9 annehmen kann, wird in den Funkwettermeldungen auch der A angegeben. Der A ist ein Tageswert für die geomagnetische Aktivität, gültig für einen bestimmten Messort. Der Tagesmittelwert A wird aus den acht K Werten über eine Zuordnungstabelle mit dem AK-Wert berechnet. Dabei entspricht beispielsweise K=1 einem AK =3, K=9 einem AK=400. A hat eine nach oben offene Skala. Am 4. Mai war A sehr hoch und betrug 96. Die geomagnetisch stürmischsten Tage seit 1932 waren der 18. September 1941 mit A=312, der 12. November 1960 mit A=293 und der 13. März 1989 mit A=285. Die Statistik ist nachzulesen unter http://www.ngdc.noaa.gov. Ein hoher A ist ein Indiz für mögliche Ausbreitungsphänomene, wie AURORA oder unerwartete Öffnungen auf 1,8 MHz. Im RSGB Funkwetterbericht wird erwähnt, dass am 3.5.98, A betrug 57, nach dem Protonenflare die Feldstärke auf 136 kHz um etwa zwei S-Stufen anstieg. DK3OI berichtete, dass am besagten Sonntag während des Rundspruches auf 3,6 MHz die Signalstärke um mehr als 30 dB absackte. Redaktion: DB4DL
Advanced Composition Explorer - kurz ACE Der ACE-Satellit gehört zu dem Satellitennetz, dass Echtzeitdaten über Vorgänge zwischen Sonne und Erde liefert. ACE ist ein Sonnenwinddetektor. Aufgrund seiner Position, L1-Orbitalpunkt, liefert er etwa eine Stunde, bevor eine Störung des Interplanetaren Magnetfeldes IMF die Erde erreicht, relevante Daten über die zu erwartende Intensität der geomagnetischen Störung. Im Internet findet man Informationen zum ACE unter der Adresse "http://sec.noaa.gov/ace/ACErtsw-home.html".
Aktiv im Sinne des Funkwetters Aktiv, bezogen auf die Sonne, bedeutet: veränderlich. Solare Aktivität, geht einher mit wahrnehmbaren Veränderungen auf der Sonne. Eine aktive Region auf der Sonne ist von der Erde aus wahrnehmbar oder klassifizierbar anhand ihrer Sonnenflecken, Gebiete und Filamente. Aktive Regionen sind gekoppelt an starke Magnetfelder, sie sind auch die Ursache von Flares.
Aktivitätsgebiete auf der Sonne Mit den Sonnenflecken, die uns wegen ihres direkten Einflusses auf unser Funkwetter besonders interessieren, sind verschiedene andere Erscheinungen der Sonnenaktivität, wie Protuberanzen und Flares, Fackeln, Plages und Filamente verbunden, die alle von den starken, lokalen Magnetfeldern erzeugt und gesteuert werden, die die Aktivitätsgebiete charakterisieren. Die Bildung eines Aktivitätsgebietes auf der Sonne ist im allgemeinen ein ziemlich rascher Vorgang und braucht etwa 10 Tage bis es seine volle Größe erreicht. Wenn der erste magnetische Fluss von unterhalb der Photosphäre aufzutauchen beginnt, erscheint ein kleines helles Gebiet, ein Plagegebiet, vom französischen Wort für Strand abgeleitet. Kurz danach beginnen sich meist Sonnenflecken zu bilden, deren Zahl und Größe in den folgenden Tagen rasch zunimmt. Protuberanzen und Flares können folgen, bis gewöhnlich nach zwei bis vier Wochen alle Flecken wieder verschwinden, es sei denn, es ist eine besonders große Gruppe.
Sichtbare Aurora oder Polarlicht entsteht, wenn sehr viele Elektronen des Sonnenwindes, die sich spiralförmig entlang der Erdmagnetfeldlinien bewegen, die neutralen Atome und Moleküle in der oberen Polaratmosphäre ionisieren. Dabei werden deren Hüllenelektronen, die sich um den Atomkern auf festen Energieniveaus befinden, auf ein höheres Energieniveau gehoben. Die Elektronen haben aber das Bestreben, in ihren stabilen Grundzustand zurückzuspringen und geben dabei die ihnen zuvor bei der Ionisation übertragene Energie in Form von Licht ab. Die Farbe des Polarlichtes richtet sich danach, welche Art von Atomen und Molekülen ionisiert wurden. Typische Auroras spielen sich in Höhen zwischen 100 und 250 km ab. Radio-Aurora ist der Scattereffekt, den wir ausnutzen, indem Funkwellen an den ionisierten Gebieten der oberen Polaratmosphäre gestreut werden. Typisch sind die rauhen, verzerrten Signale. Typisch ist auch, dass bei Radio-Aurora die meisten QSO's am späten Nachmittag und kurz vor Mitternacht möglich sind. VHF-DXer freuen sich stets über AURORA-Bedingungen , die wir in unseren Breiten nicht jede Woche erleben können. Auch bei relativ ruhigen geomagnetischen Bedingungen bildet sich um die Pole ein schwaches ringförmiges Aurora-Oval heraus, das durch Satelliten überwacht wird, wobei die im optischen Bereich sichtbaren Grenzen weit nördlich verlaufen. Die zeitliche und örtliche Lage sowie die Dichte des Aurora-Ovals sind sehr instabil. Schon eine geringe Erhöhung der Intensität des Sonnenwindes kann die Grenze des Ovals in wenigen Minuten um mehrere Hundert Kilometer nach Süden verschieben. Die stabile Ausbreitung unserer Funksignale auf allen Linien, die die Auroragebiete tangentieren oder durchqueren, hängt von der Dichte und Lage dieses labilen Aurora-Ovals ab. Die Dämpfung ist umso größer, je niedriger die benutzte Frequenz ist. Wegen der Nichtvorhersagbarkeit der Parameter des Auroraovals ist auch keine Ausbreitungsvorhersage für 160 Meter auf der Basis der Solardaten möglich. Verwandtes Thema: Aurorabake DK0WCY
Warum sind dieAURORA-Signale so verzerrt? Bei auftretender RADIO-AURORA klingen die CW-Signale zischend, SSB-Signale klingen heiser. Ursache sind die sich mit unterschiedlicher Richtung und Geschwindigkeit bewegenden AURORA-Gebiete, an denen die Funksignale rückgestreut werden. Neben diesem AURORA-Fading wird auch der Dopplereffekt beobachtet, indem beispielsweise die 2m-Signale mehrere 100 Hz verbreitert und verschoben rückgestreut werden. Ausbreitungscharakteristik auf dem 160 m Band In der Märzausgabe der Zeitschrift CQ beginnt eine interessante Artikelserie zu Ausbreitungsphänomenen auf dem 160 m Band, geschrieben von Cary Oler, Präsident des Solar Terrestrial Dispatch und Ted Cohen, N4XX. Im Artikel ist beispielsweise begründet, warum Angaben zur LUF, der niedrigsten brauchbaren Frequenz, für die Ausbreitungsvorhersage auf 160 Meter nicht geeignet sind und dass die Korrelation zwischen Sonnenfleckenrelativzahl und der Signalstärke für das 160 m Band nur etwa 5 Prozent so stark ist, wie das für höhere Frequenzen gilt. Bartelssche Rotationszahl Wenn in den Funkwettermeldungen davon die Rede ist, dass solare oder geophysikalische Ereignisse, beispielsweise wie heute berichtet, der Region 8100 oder 8103 zugeordnet werden, dann ist diese Zahl die Bartelssche Rotationszahl. Julius Bartels war einer der berühmtesten deutschen Geophysiker. Er hat im Januar 1833 damit begonnen, laufende Nummern den 27 Tage dauernden Rotationsperioden der solaren und geophysikalischen Parameter zuzuordnen. Präzisierung zur Bartelsschen Rotationszahl Geophysikalische Parameter werden seit 1813 der Sonnenrotationsperiode zugeordnet, so ist beispielsweise die Region 8113 Quelle für den M6-Flare am 29. November. Zu Ehren des deutschen Geophysikers Julius Bartels wird diese Rotationszahl "Bartels-Zahl" genannt. Erscheint nach 27 Tagen eine alte Region wieder am Rand der uns zugewandten Sonnenoberfläche, so erhält sie aber eine neue Nummer. Die Sonnenfleckenrelativzahl R wird zu Ehren des ehemaligen Direktors des Züricher Observatoriums Rudolf Wolf auch als Wolf-Zahl bezeichnet. Wolf erdachte 1849 den noch heute benutzten Berechnungsmodus für die Sonnenfleckenrelativzahl R.
Brauchbarer Frequenzbereich
Für jede DX-Linie kann man aus den Solardaten und den Parametern der Funkstation
die Ausbreitungswahrscheinlichkeit berechnen und als Diagramm darstellen,
bei dem auf der Y-Achse der für die jeweilige Funklinie brauchbare
Frequenzbereich und auf der X-Achse die Zeit aufgetragen sind. Diese Diagramme
finden Sie in einigen Amateurfunkzeitschriften. Der Übertragungsbereich
wird nach oben hin begrenzt durch die
MaximumUsable Frequency und nach unten
durch die Lowest Usable Frequency.
Dieser brauchbare Frequenzbereich sieht im Diagramm
aus wie ein Schlauch. In den Jahren mit
hoher Sonnenaktivität ist er breit und nach hohen Frequenzen
hin verschoben, im Tal des Sonnenfleckenzyklus
ist er relativ schmal und liegt weit unten im Frequenzspektrum. Flares sind Erscheinungen auf der Sonnenoberfläche, bei denen kurzfristig gewaltige Energien freigesetzt werden. Wir registrieren sie als Bereiche großer Helligkeit und als Quellen starker Strahlung, die in einem weiten Frequenzbereich auftritt. Es gibt fünf Klassen von Flares (A, B, C, M, X), die sich um jeweils eine Größenordnung (Faktor 1000 in der Intensität) unterscheiden. Beim A-Flare beträgt der gemessene Energiefluss (gemessen im Wellenlängenbereich zwischen 100 und 800 Nanometer) weniger als 100 Nanowatt pro Quadratmeter Messfläche. Beim X-Flare ist er größer als 0,1 Milliwatt pro Quadratmeter. Diese kleinen Zahlen dürfen nicht darüber hinwegtäuschen, dass der bei einem Flare in die Ionosphäre eingekoppelte Energiebetrag im Gigawattbereich liegt! Flares und Protonenereignisse In den letzten zwei Wochen wurden wiederholt Protonenschauer mit Energien von über 100 Millionen Elektronenvolt registriert, Polarkappenabsorption,AURORA und intensive Störungen des geomagnetischen Feldes waren die Begleiterscheinungen. Protonenereignisse sind die Folge starker Moder X-Flares, bei denen auf der Sonne gewaltige Energien freigesetzt werden. Treten diese Flares auf der westlichen Sonnenscheibe auf, so ist die Wahrscheinlichkeit groß, dass sie unser Funkwetter beeinflussen. Protonen haben aufgrund ihrer Masse ein viel größeres Ionisationsvermögen als Elektronen vergleichbarer Energie und wir bemerken anhand der besseren Ausbreitungsbedingungen auf den oberen Kurzwellenbändern, dass nach Protonenflares die F-Schicht oft "besser reflektiert". Die "Nebenwirkungen", nämlich das meist turbulente Magnetfeld, bemerkbar am Fading und an der Dämpfung der transpolaren Funkwege, sind die Kehrseite davon. Forbush-Decrease
Im englischen wird als Forbush-Decrease der abrupte Intensitätsabfall um
mindestens 10 Prozent der galaktischen
kosmischen
Hintergrundstrahlung bezeichnet. Dieses relativ seltene Phänomen ereignete
sich in der letzten Woche am 26.8. im Zusammenhang mit der eintreffenden
Schockwelle von der Sonne. Die mittlere Feldstärke des Erdmagnetfeldes, gemessen an der Erdoberfläche, beträgt am Äquator etwa 0,032 nanoTesla, das entspricht 0,32 Gauss und am Nordpol etwa 0,062 nano Tesla. Geomagnetische Aktivität Flux und Sonnenfleckenwerte sind nicht die alleinigen Funkwetterpropheten. Der Zustand des Erdmagnetfeldes ist so etwas wie das "Salz in der Funkwetterküche". Der lineare A definiert den Störungspegel im Magnetfeld der Erde. Er ist definiert über die Periode von einem Tag. Die natürlichen Änderungen im Zustand des Erdmagnetfeldes werden beschrieben als: A kleiner 8: ruhig, A von 8 bis15: unruhig, A von 16 bis 24: aktiv, A von 25 bis 35 : mäßiger Sturm und A größer als 36: starker Sturm. Je nördlicher die Funkwege verlaufen, umso empfindlicher reagieren sie auf größere A-Werte. Für DX-er, die die unteren drei Bänder bevorzugen, sind die Stunden vor und nach einer abrupten Magnetfeldänderung die interessantesten, weil dann hin und wieder anomale DX-Verbindungen möglich sind. Wiederkehrende geomagnetische Störungen Die Rotationsperiode der Sonne beträgt aus unserer Erdposition 27 Tage. Sie ist eine wichtige Zeitskala für die Vorhersage möglicher geomagnetischer Störungen. Beispielsweise lösen sich große Sonnenfleckengruppen oft erst nach mehreren Rotationsperioden auf. Sie verursachen Flares, wenn sie die der Erde zugewandte sichtbare Fläche der Sonne kreuzen. In den vergangenen Jahren mit geringer Sonnenaktivität waren langlebige koronale Löcher häufig Ursache für magnetische Störungen infolge des starken Sonnenwindes, der aus ihnen strömt.
Gyrofrequenz für die Ausbreitung auf 160 m
Im Sinne des Funkwetters ist die Gyrofrequenz der Elektronen ein Maß für
die Wechselwirkung zwischen dem
örtlichen
Erdmagnetfeld und den
freien Elektronen in der Ionosphäre. Es gibt
Computerprogramme, die für einen bestimmten Zustand der Ionosphäre eine
Weltkarte mit den eingezeichneten Gyrofrequenzen berechnen. Interessanterweise
liegen die Gyrofrequenzen für die D und E-Schicht im Bereich zwischen 700
kHz und 1,8 MHz, die niedrigeren Frequenzen finden wir in Äquatornähe,
weil dort das Erdmagnetfeld geringer ist. Signale
auf Funklinien, die quer zu den Feldlinien des Erdmagnetfeldes verlaufen,
also in Ost-Westrichtung, werden um so stärker gedämpft, um so näher die
Sendefrequenz bei der Gyrofrequenz liegt. Das ist ein Grund dafür, dass auf 160
Meter äquatornahe Stationen viel bessere Ausbreitungsbedingungen vorfinden. H-Alpha Absorptionslinie Die intensivste Spektrallinie im sichtbaren Bereich des solaren Absorptionspektrums ist die des neutralen Wasserstoffs, H-Alpha-Linie genannt. Ihre Wellenlänge ist 656,3 Nanometer. Die bei dieser Wellenlänge von der Sonne emittierte Energie kommt aus der Chromosphäre. Die Intensität der H-Alpha-Strahlung ist ein Maß zur Beurteilung der Stärke von solaren Flares.
Interplanetarisches Magnetfeld Wir erinnern uns: Magnetfelder entstehen, wenn sich elektrische Ladungen bewegen. Ähnlich, wie jeder stromdurchfloßene Draht von einem Magnetfeld umgeben ist, ist auch der aus elektrisch geladenen Teilchen zusammengesetzte Sonnenwind von Magnetfeldern umgeben. Je nach Teilchendichte und Geschwindigkeit des Sonnenwindes, die im Mittel etwa 350 km je Sekunde beträgt, ändern sich auch die Eigenschaften der mit dem Sonnenwind transportierten interplanetarischen Magnetfelder und damit auch die Stärke ihres Einflusses auf das Magnetfeld der Erde.
Ein Ionogramm ist die Aufzeichnung des zeitlichen Verlaufes von HF-Echos
verschiedener Frequenzen, die von der
Ionosphäre
senkrecht reflektiert werden. Dadurch lässt sich für verschiedene
Frequenzen
die scheinbare Höhe der Reflexion ermitteln. Das zugehörige Gerät heißt
Ionosonde. Es zeichnet die Echos auf, die ein meist zwischen 1 und 20
MHz gewobbelter Impulssender senkrecht nach oben abstrahlt.
Die Ionosphäre erstreckt sich in einer Höhe zwischen etwa 50 und mehr als
1500 km über der Erdoberfläche. Die Elektronenkonzentration in den Schichten
der Ionosphäre ist für die Reflektion, aber auch für
die Dämpfung der Kurzwellen verantwortlich. Sie reagiert
sehr sensibel auf die solare Aktivität. Tagsüber sind die D-Schicht in
50 bis 90 km Höhe und die E-Schicht in etwa 85 bis 140 km Höhe präsent.
In der nachts vorhandenen F-Schicht ist die Elektronenkonzentration am größten
in Höhen zwischen 200 und 600 km. Tagsüber bilden sich oft zwei Maxima
aus, dabei ist die F1-Schicht die schwächer ausgebildete und der Erde näher
als die F2-Schicht.
Am 4. Mai betrug der geomagnetische K=9. Der K wird am jeweiligen Messort lokal achtmal täglich bestimmt: Dazu wird jeweils drei Stunden lang die Schwankungsbreite der horizontalen Komponente des Erdmagnetfeldes gemessen, mit einer für den Messort angenommenen Referenzkurve, die für ein ruhiges Magnetfeld gilt, verglichen und dann mittels einer Tabelle der K-Wert angegeben. Der K-Wert kann ganzzahlige Werte zwischen Null und Neun annehmen. Je kleiner der K-Wert, desto ruhiger sind die geomagnetischen Bedingungen. Während am QTH von DK0WCY bei K=1 die Magnetfeldschwankung zwischen 11 und 15 Nanotesla im Messzeitraum liegt, betragen sie bei K=9 mehr als 600 Nanotesla. Ein Sprung um zwei oder drei Ziffern beim K-Wert bedeutet schon eine erhebliche Magnetfeldschwankung und man sollte in den Dämmerstunden die unteren Bänder beobachten. Der planetarische K-Wert Kp wird in Göttingen berechnet und basiert auf dem K-Wert von weltweit 13 Messorten.
Koronaler Flares Zwischen einzelnen Sonnenflecken mit unterschiedlicher magnetischer Polarität oder Sonnenfleckengebieten treten starke Magnetfelder auf, die bis weit in den interplanetaren Raum reichen können. In diesen Magnetfeldern ist sehr viel Energie gespeichert. Werden die Magnetfeldstrukturen durch Vorgänge auf der Sonne gestört, so kann die gespeicherte Energie freigesetzt werden. Dadurch wird das durch die Magnetfelder gebundene Plasmamaterial in den interplanetaren Raum geschleudert. Die Photonen - Licht und Röntgenstrahlung - erreichen die Erde nach acht Minuten, die geladenen Teilchen benötigen dafür 30 bis 50 Stunden. Koronale Löcher
In den vergangen Jahren mit niedriger solarer Aktivität berichteten wir
recht häufig von den koronalen Löchern als Ursache
starken Sonnenwindes, der
unser
geomagnetisches Feld beeinflusst und die
Kurzwellenausbreitung teilweise empfindlich dämpft. Koronale Löcher sind
Gebiete mit geringerer Dichte innerhalb der Sonnenkorona, die auch eine geringere
Temperatur als die sie umgebenden Gebiete der Korona aufweisen. Sie sind
von der Erde aus als dunklere Gebiete sichtbar. Ihre Häufigkeit ist in den
Jahren des Sonnenfleckenminimums am
größten.
Die kritische Frequenz ist die höchste Frequenz, bei der ein senkrecht in die Ionosphäre einfallender Strahl noch reflektiert wird. Sie wird in über 100 Observatorien mit Ionosonden gemessen, sie variiert mit dem Standort, der Jahres- und Tageszeit und dem Sonnenfleckenzyklus. Signale über der kritischen Frequenz durchdringen die Ionosphäre und liefern kein Echo. Redaktion: DB4DL
LUF, der niedrigste brauchbare Frequenz Die Lowest Usable Frequency, LUF erreicht mittags in Jahren der aktiven Sonne Werte um 10 MHz, im Sonnenfleckenminimum kann sie unter 7 MHz liegen, so dass auf 40 m ganztägig DX-Verbindungen möglich sind. Nachts, wenn die D-Schicht verschwindet, liegen die LUF-Werte im Mittelwellenbereich oder darunter, die BCDX-er wissen das. Im Gegensatz zur MUF, kann man senderseitig durch höhere Strahlungsleistung und empfängerseitig beispielsweise mit Baverageantennen die LUF nach unten verschieben, denn sie wird durch die Dämpfung bzw. durch die erwartete Empfangsqualität bestimmt. Ein Magnetar ist ein Neutronenstern mit einem unvorstellbar starken Magnetfeld, der impulsförmig Energie in Form von Gamma- und Röntgenstrahlen abstrahlt. Wissenschaftler des National Radio Astronomy Absorvatoriums in Socorro, New Mexico, haben im Zusammenhang mit dem starken geomagnetischen Sturm, der sich am 27.8.98 ereignete, beobachtet, dass dieser nicht von einem Protonenflare ausgelöst wurde, sondern dass der mit einer Energie von 850 Millionen Elektronenvolt auf das Erdmagnetfeld wirkende Röntgenblitz wahrscheinlich von einem Magnetar, der 15000 Lichtjahre von uns entfernt ist, stammt. Paul Harden, NA5N, sagte, dies ist das erste beobachtete Ereignis, bei dem die Erdumgebung von außerhalb des Sonnensystems beeinflusst worden ist. Weitere Informationen finden sich im Internet unter:
Magnetosphäre Die Magnetosphäre ist der die Erde umgebende magnetische Gürtel, dessen Form sich bei der Wechselwirkung zwischen dem geomagnetischen Feld und dem auf die Erde einwirkenden Sonnenwind ausbildet. Die Magnetosphäre schwächt die direkte ungeschützte Einwirkung des Sonnenwindplasmas auf die Erde.
Meteorscatterverbindungen gelingen durch die Streuung der Signale an dem ionisierten Schweif von Meteoriten. Wir erwarten am 17.11. exzellente Bedingungen dafür, wenn der Leoniden-Schwarm die Erdbahn kreuzt und dadurch zwischen 500 und 10000 Meteoriten pro Stunde zum Testen zur Verfügung stehen werden.
Mögel Dellinger Effekt Nach sehr starken Flares kann es auf der Tagseite der Erde für die Dauer von einigen Minuten bis zu einigen Stunden zum Totalausfall aller Kurzwellen-DX-Verbindungen kommen. Dabei sind die niedrigeren Bänder mehr betroffen als die höheren. Ursache ist die mit dem Flare verbundene intensive Röntgenstrahlung, die zur verstärkten Ionisierung der D-Schicht, also der untersten Schicht der Ionosphäre, führt. Die D-Schicht dämpft dann die Funkwellen auf ihrem Weg in die höhergelegenen E, F1 und F2 Schichten. Da die Röntgenstrahlung prompt auftritt, ist der Mögel Dellinger Effekt, auch "Tote Viertelstunde" genannt oder englisch: Shortwave Fadeout, nicht vorhersagbar. Mit zunehmender Sonnentätigkeit in den nächsten Jahren werden wir dieses Phänomen wieder öfter erleben.
Mit dem Begriff Mode - im Sinne der Wellenausbreitung - bezeichnet man den
Ausbreitungsweg zwischen Sender und Empfänger. Der erste Mode ist der
Funkweg, der die wenigsten Sprünge, englisch hops, aufweist. Mixed Mode
oder Mehrwegeausbreitung liegt vor, wenn mehr als ein Mode gleichzeitig
auftreten. Man hört es am Mehrfachempfang des gleichen Signals. Ist
die Feldstärke der mit unterschiedlichen Laufzeiten empfangenen Signale
groß genug, tritt Mehrwegeschwund oder multipath-fading auf.
Mehrwegeschwund kann aber auch bei nur einem Mode auftreten, wenn
die Ionosphäre sehr inhomogen ist.
MUF, höchste brauchbare Frequenz
Ausgangspunkt für eine Abschätzung der MUF für eine bestimmte Funklinie
sind die Grenzfrequenzen
der F2-Schicht, wobei die Tagesmaxima
mit einer anzugebenden Wahrscheinlichkeit aus dem gleitenden Monatsmittel
R12 der Sonnenfleckenrelativzahlenermittelt
werden. Die Tagesmaxima werden im Winter mittags, im Sommer erst
nachmittags erreicht. Sie sind auch von den Funklinien abhängig, wobei
die
Nord-Südlinien etwas höhere Grenzfrequenzen haben. Als Beispiel: Ein
R12-Wert
von knapp 50, wie derzeit, lässt uns im Winter als Tageshöchstwert für
die Grenzfrequenz der F2-Schicht erwarten: etwa 9 MHz mit 10 %
Wahrscheinlichkeit, etwa 7 MHz mit 50 % Wahrscheinlichkeit. Für die MUF
darf man, wenn man flachstrahlende Antennen verwendet, die
F2-Grenzfrequenzen
mit dem Faktor 2,5 bis maximal 3,5 multiplizieren und den höheren Wert
für transäqatoriale Linien einsetzen. So wird ein wenig verständlich,
dass DX-QSOs auf 28 MHz derzeit relativ selten sind und dass wir auf 28
MHz
vorzugsweise die südlich von uns gelegenen Baken hören. Bei einer
Verdoppelung
der R12-Werte steigen die F2-Grenzfrequenzen um etwa 2 MHz und je nach
Funklinie
und Abstrahlwinkel die MUF-Werte um 4 bis 7 MHz.
Polarkappenabsorption und Protonenflux In der Novemberausgabe 1998 der Zeitschrift CQ ist wiederum ein empfehlenswerter Aufsatz zur Ionosphärenphysik, verfasst von Cary Oler, Präsident des Solar Terrestrial Dispatch STD. Folgende Tabelle ist dort entnommen: Protonenfluxdichte (Energie über 10 MeV) Effekt auf Kurzwelle angegeben in pfu (Fluxeinheiten)
Polarkappenabsorption, PCA Die lonisierung der D-Schicht über den Polargebieten durch energiereiche Protonen führt zum Totalausfall oder Blackout der transpolaren Funkwege bis zu mehreren Tagen. In der vergangenen Woche dauerte die PCA vom 06.11. um 14:00 UTC bis zum 08.11. um 11:00 UTC. Auslöser war der X9 Flare, bei dem die Energieschwelle der Protonenstrahlung von 100 Millionen Elektronenvolt am 06.11. um 12:45 UTC überschritten wurde. Redaktion:DB2ZJ Polarkappenabsorption ist ein anormaler Zustand der polaren Ionosphäre bei der Radiowellen im Frequenzbereich zwischen etwa 3 und 300 MHz absorbiert, also stark gedämpft, und Langwellen im Bereich zwischen etwa 3 und 300 kHz in sehr niedrigen Höhen reflektiert werden. PCA wird durch Protonenflares mit Energien über 10 Millionen Elektronenvolt ausgelöst. Transpolare Funkwege sind auch nach dem Protonenflare, je nach dessen Stärke, für einige Tage bis Wochen beeinträchtigt. Gegenwärtig ( April 1998 ) werden im Kurzwellenbereich Dämpfungswerte zwischen 6 und 16 dB gemessen. Das heißt, die Zusatzdämpfung durch PCA beträgt bis zu etwa 3 S-Stufen. Aussendungen der Sonne im Radiowellenlängenbereich, die wir am Kurzwellenempfänger möglicherweise auch schon beobachtet haben, heißen Radioemission. Es gibt vier verschiedene Typen: Der Typ 1 klingt wie ein Rauschsturm und ist zusammengesetzt aus vielen kurzen, schmalbandigen Bursts im Frequenzbereich zwischen 300 und 50 MHz. Beim zweiten Typ handelt es sich um schmalbandige Emissionen, die langsam beginnend bei etwa 300 MHz nach tieferen Frequenzen hin bis etwa 10 MHz wandern. Sie signalisieren eine ankommende Schockwelle, die von stärkeren Flares herrühren kann. Der Typ 3 besteht aus schmalbandigen Bursts, die sehr schnell von etwa 500 MHz nach tieferen Frequenzen hin bis etwa 0,5 MHz über die Bänder rauschen. Sie sind aktiven Regionen auf der Sonne zuzuordnen. Der Typ 4 klingt wie eine Rauschglocke, bestehend aus breitbandigen Bursts im Frequenzbereich zwischen 300 und 30 MHz. Diese Art der Emission beginnt üblicherweise 10 bis 20 Minuten nach einem Flaremaximum und kann etliche Stunden andauern. Redaktion: DL9KCE
Ein Riometer, oder Relative Ionospheric Opacity Meter, ist ein spezieller Empfänger zur kontinuierlichen Aufzeichnung des kosmischen Rauschens. Schmetterlingsdiagramm der Sonnenflecken
Bereits unsere Vorfahren kamen auf die Idee, nicht nur
die Sonnenflecken zu zählen, sondern auch deren
Lage auf der Sonne zu registrieren. Dabei fand man die Gesetzmäßigkeit,
die man als Schmetterlingsdiagramm der Sonnenflecken bezeichnet. Während
des Sonnenfleckenmaximums sind die Flecken vorzugsweise
in zwei Streifen, etwa 15 Grad nördlich und südlich des Sonnenäquators
zu finden. In der absteigenden Phase nähert sich deren Position dem Äquator.
Flecken, die zu einem neu beginnenden Zyklus
gerechnet werden, tauchen dann etwa 30 Grad zu beiden Seiten des Äquators auf. Solarer Flux F
Die auf der Wellenlänge von 10,7 cm (2,8 GHz) gemessene Energiestrahlung
der Sonne wird als 10,7 cm Solar Flux F oder als 10,7 cm Radiostrahlung
bezeichnet und ist, wie
die Sonnenfleckenrelativzahl R, ein
Maß für die solare Aktivität. Die
Maßeinheit des Fluxes, oder eine solare Fluxeinheit (engl. SFU= Solar Flux Unit) hat die
Dimension 10 hoch minus 22 Watt pro Quadratmeter Messfläche. Eine weniger
gebräuchliche Bezeichnung für die Maßeinheit ist 10 hoch vier Jansky.
In den Jahren niedriger Sonnentätigkeit werden Fluxwerte um 70 Einheiten,
im Sonnenfleckenmaximum teilweise
über 200 Einheiten
gemessen. Die bei sehr ruhiger Sonne gemessene Grundstrahlung erzeugt als
niedrigsten Wert etwa 65 Fluxeinheiten. Fluxwerte über 100, wie gegenwärtig,
führen zur spürbaren Belebung der oberen Kurzwellenbänder.
Solares Maximum/Minimum Das solare Maximum sind der oder die Monate im Sonnenfleckenzyklus, in denen der über die jeweils letzten 12 Monate gebildete Mittelwert der durchschnittlichen Sonnenfleckenrelativzahlen, die Monatsmittelwerte, am größten ist.
Im letzten Sonnenfleckenzyklus war das im Juli 1989 zutreffend.
Sonnenflecken und Sonnenfleckengruppen
Sonnenflecken erscheinen als dunkle Punkte auf der Sonne, weil sie kühler
sind als die sie umgebende Photosphäre. Sie sind Konzentrationspunkte des
magnetischen Flusses zwischen bipolaren Klustern oder Gruppen von Sonnenflecken.
Neben der uns bereits
bekannten Sonnenfleckenrelativzahl werden
die Sonnenfleckengruppen nach ihrer Komplexität mit Grossbuchstaben A bis
F und H klassifiziert. Dabei bedeutet Klasse-A: Ein kleiner einzelner unipolarer
Sonnenfleck oder eine sehr kleine Sonnenfleckengruppe ohne Halbschatten.
F steht für: Eine ausgedehnte bipolare Sonnenfleckengruppe mit Halbschatten
an beiden Enden mit mindestens 15 Winkelgrade umfassender longitudinaler
Ausdehnung. Je komplexer die Sonnenfleckengruppen sind, umso größer ist
der solare Flux und umso besser kann unser Funkwetter sein.
Je höher die Sonnenfleckenrelativzahl ist, um so besser ist der Zustand der Ionosphäre für DX-Verbindungen auf den oberen Kurzwellenbändern. Im Maximum des 22.Sonnenfleckenzyklusses 1989 bis 1992 war ein Zahlenwert von 150 relativ häufig, im letzten Minimum, was wir seit 1994 erleben, lag der Durchschnitt bei 11(ein Fleck), oftmals waren keine Sonnenflecken sichtbar. Ein Wert von 90, wie am 1. September ist erfreulich und vergleichbar mit dem Mittelwert der Sonnenfleckenrelativzahl etwa ein Jahr vor einem Maximum. Die Sonnenfleckenrelativzahl R. wurde zur Bewertung der Sonnenfleckenaktivität im letzten Jahrhundert von Rudolf Wolf in Zürich eingeführt. Die kurze Formel lautet: R = k (10 G + E). Alle auf der Sonne sichtbaren Sonnenfleckengruppen G werden gezählt, dabei ist ein isoliert sichtbarer Einzelfleck auch eine Gruppe. Dann werden noch mal alle einzelnen Flecken E gezählt, auch die bereits als Gruppe erfassten Sonnenflecken. An der Beobachtung sind weltweit viele Observatorien beteiligt, deshalb wird das erhaltene Ergebnis mit einem Korrekturfaktor, der aber etwa 1 ist, multipliziert. Praktisch heißt das: Ist kein Fleck zu sehen, so ist R=Null. Ist ein Fleck zu sehen, so ist R=11 (der Fleck ist zugleich eine Gruppe).
Der Sonnenwind besteht im wesentlichen aus Elektronen und positiven Ionen des Sauerstoffs. Sein Ursprung sind Bereiche niedriger Dichte der Sonnenkorona, die so genannten koronalen Löcher. Der Sonnenwind weht mit einer mittleren Geschwindigkeit von 350 400 km pro Sekunde, die Teilchendichte beträgt etwa 10 Teilchen pro Kubikzentimeter. Steigt die Geschwindigkeit und damit die kinetische Energie der Elektronen und Ionen des Sonnenwindes, so gibt es Interferenzen mit dem Erdmagnetfeld und wir müssen mit gestörten Ausbreitungsbedingungen rechnen. Sudden Commencement
Mit Sudden Commencement, oder frei übersetzt unerwarteter Beginn, bezeichnet
man einen abrupten Anstieg oder Abfall der nordwärts gerichteten Komponente
des Erdmagnetfeldes. Dieser Effekt charakterisiert den
Beginn eines geomagnetischen Sturmes.
Virtuelle Höhe ist die scheinbare Höhe einer Ionosphärenschicht, die man aus der Zeitverzögerung eines reflektierten HF-Signalechos unter der Annahme, dass sich das Signal mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet, berechnen kann. Aus der virtuellen Höhe kann man beispielsweise Sprungdistanzen für verschiedene Abstrahlwinkel abschätzen. Grobabschätzung der Kurzwellenausbreitung anhand des Fluxes F und des Ap-Wertes Bei solaren Fluxwerten von etwa 150 und darüber ist die Ionosphäre in einem Zustand, der generell gute bis sehr gute Ausbreitungsbedingungen erwarten lässt. Ein weiteres Kriterium ist der Zustand des geomagnetischen Feldes, charakterisiert durch die k- oder A-Werte. Ein planetarischer Ap-Index von kleiner 7, was einem ruhigen Feld gleichkommt, verspricht super condx. Ein unruhiges geomagnetisches Feld entsprechend einem Index von 15 dagegen verspricht gute Ausbreitungsbedingungen. Erhält der A-Wert wie hier den Zusatz p, so bedeutet dies, dass über die Werte verschiedener Planetarien gemittelt wurde. Bei Ap kleiner 30, also aktivem Magnetfeld, geht's noch brauchbar mit Fading und Aussetzern, die zuerst auf den transpolaren Funklinien zu beobachten sind. Sehr schlechte Condx erwarten wir trotz hoher Fluxwerte, wenn der Ap-Wert über etwa 50 liegt. |
