Wenn man mit einer neuen Betriebsart das erste Mal via QO 100         CQ ruft

Erläuterungen zu den Panels des Weltraumwetters.

 

Grün = gute Bedingungen,  Gelb= grenzwertig,  Rot= inakzeptabel

 

SF I  - Solarer Flux Index

Der Solare Flux Index ist ein Maß für die Aktivität der Sonne. Dabei misst man die Energie der von der Sonne ausgesandten Radiostrahlung mit der Wellenlänge von 10,7 cm (2,695 GHz) und rechnet sie in Flux Einheiten SFU um. In den Jahren des Sonnenfleckenminimums werden Fluxwerte um 70 Einheiten, im Sonnenfleckenmaximum oftmals über 200 Einheiten gemessen. Der Solare Flux und die Sonnenflecken-Relativzahl hängen eng miteinander zusammen. Zusammen mit dem K-Index ist der solare Flux die wichtigste Beurteilungsgröße für DX-Ausbreitungsbedingungen auf Kurzwelle.

 

Bei zunehmender Sonnenaktivität verbessern sich die Ausbreitungsbedingungen auf Kurzwelle. Je höher die Werte des solaren Fluxes, desto besser sind die zu erwartenden reflektierenden Eigenschaften der Ionoshäre für Weitverbindungen auf höheren Bändern. Bei anhaltenden Fluxwerten von über 100 kann man eine Öffnung der höheren Kurzwellenbänder erwarten.

Die besten Bedingungen auf Kurzwelle sind bei Solaren Flux Indizes über 150 über mehrere Tage und K-Indizes von 2 und niedriger zu erwarten.

 

SN  Sunspot Number - Sonnenflecken Relativzahl 

Je höher die Sonnenflecken Relativzahl, desto besser sind die zu erwartenden Eigenschaften der Ionoshäre für Weitverbindungen auf höheren Bändern. Maxima und Minima der Anzahl der Sonnenflecken unterliegen einem elfjährigen Zyklus. 

 

X-Ray Flares  - Röntgenstrahlung durch Sonneneruptionen

Ein solarer Flare ist eine Eruption auf der Sonnenoberfläche, bei der gewaltige Energiemengen als Röntgenstrahlung (X-Ray) und als energiereiche Ultraviolettstrahlung (UV) ausgesandt werden. Von der Erde aus sind Flares als Bereiche großer Helligkeit und als Quellen starker Strahlung in einem weiten Spektrum zu beobachten. Die Energie der gemessenen Röntgenstrahlung von Flares wird nach ihrer Intensität in vier Klassen A -B – C – M – X eingeteilt. Jede Klasse ist nochmals in einen Zahlenwert von 0 bis 9 unterteilt. (Man spricht zum Beispiel dann von einem M6,5 Flare). Flares dauern von wenigen Minuten bis zu mehreren Stunden.Nach starken Flares in Richtung der Erde kann es zu einem Totalausfall aller Kurzwellen Langstrecken-Verbindungen kommen, der einige Minuten bis zu mehreren Stunden dauern kann (deutsch: Mögel-Dellinger-Effekt, engl.: Sudden Ionospheric Disturbance, SID). Die ausgesandte Röntgenstrahlung führt zu einer verstärkten Ionisation der niedrigen D-Schicht. Diese verstärkte Ionisation der D-Schicht bewirkt eine starke Absorption der Kurzwellen auf dem Wege zu den höheren Schichten (E, F1, F2) bis hin zur Totaldämpfung. Niedrigere Frequenzen sind davon stärker betroffen als höhere. Der Mögel-Dellinger-Effekt tritt nur bei Funkverbindungen auf, die auf der Tagseite der Erde laufen.

 

A-Index - geomagnetische Unruhe des Tages

Der K-Index wird alle 3 Stunden gemessen, stellt also eher eine Momentaufnahme dar . Zu diesem Zweck wurde der A-Index geschaffen, er wird aus den Werten des K-Index ermittelt. Der A-Index liegt normal um 10 herum, kann aber bei schweren Magnetstürmen Werte von 200 erreichen.

 

K-Index  -  geomagnetischer Index

Der K-Index beschreibt die aktuelle magnetische Aktivität des Erdmagnetfelds am Beobachtungsort (hier Tromsö, Norwegen) in der Maßeinheit nanoTesla (nT) an. Alle 3 Stunden wird die Abweichung vom „Ruhewert“ gemessen, dabei wird die größte Abweichung bestimmt. Aus den K-Werten von 11

Observatorien auf der Nordhalbkugel und 2 Observatorien auf der Südhalbkugel wird der planetare K-Index Kp gebildet. Der K-Index ist neben dem solaren Flux der zur Beurteilung der aktuellen Bedingungen wichtigste Wert. Dem K-Index werden Ziffern von 0 bis 9 zugeordnet. Ein K-Index von 0 weist auf ein äußerst ruhiges Erdmagnetfeld hin - ein K-Index von >5 hingegen weist auf ein stark gestörtes Feld, einen sogenannten Magnetsturm hin.

Für gute DX-Möglichkeiten auf den drei unteren Kurzwellenbändern sind in erster Linie ruhige geomagnetische Bedingungen günstig, wenn der K-Wert über mehrere Meßperioden lang klein oder idealerweise nahezu Null ist.  Vor allem bei Low-Band-DX sollte K bei 0..1 liegen. Ein Magnetsturm macht sich durch große K-Werte bemerkbar. Die MUF (obere Grenzfrequenz der Ionosphäre) sinkt ab,

Verbindungen über die Polarregionen (Polarkappenabsorption) werden beeinträchtigt und u.U. fällt die Kurzwelle für kurze Zeit ganz aus (Blackout). Mit einem höheren K-Index steigt auf UKW die Aurora-Wahrscheinlichkeit.

 

VHF Conditons – VHF Ausbreitungsbedingungen:

Band Closed  - kein sporadic-E möglich

High MUF      - Möglichkeit von sporadic-E

Band Open    - Band offen für sporadic-E

 

EsEU  - Sporadic E- Europa,

EsNA - Sporadic E- Nordamerika

Information über Sporadic-E Aktivität im jeweiligen VHF-Band:

 

Als sporadische E-Schicht (Sporadic-E, Es) werden wolkenartige Gebiete hoher Ionisierung in der Ionosphäre in Höhe der E-Schicht bezeichnet. Die sporadische E-Schicht tritt unregelmäßig und auf der Nordhalbkugel vorzugsweise in den Monaten Mai bis Juli auf.

Auf hohen Frequenzen, auf denen unter normalen Bedingungen keine Signale zu vernehmen sind, werden plötzlich Verbindungen von einigen hundert km bis zu 2300 km (erster Hop) möglich.

 

 

Aur Lat (Aurora Latitude),

Aur-Lat gibt an, bis zu welchem Breitengrad der Erde das Polarlicht wahrgenommen werden kann und die Bänder der Amateurfunker beeinträchtigt werden können. Zur Veranschaulichung: Weinheim liegt beispielsweise auf der Breite 49° N, Helsinki auf 60° N.

 

Aurora ist das Ergebnis von riesigen Plasma Strömen von der Sonne und deren Zusammenwirken mit dem Erdmagnetfeld.  Je höher der K-Index über 5 ist, desto eher ist Radio-Aurora wahrscheinlich.

 

Wenn Radio-Aurora auftritt, dann sind die meisten QSOs am späten Nachmittag und (abgeschwächt) kurz vor Mitternacht möglich. Eine weitere Häufung ist während der Monate März/April und September/Oktober festgestellt worden. Gegenüber herkömmlichen Verbindungen (auf dem direktesten Weg zwischen Sender und Empfänger) sind bei Aurora-Funkverbindungen die Richtantennen auf der Empfangs- und Sendeseite ungeachtet der Richtung zur Gegenstation nordwärts zum Ort der Aurora zu richten. Es werden von einem bestimmten Ort nur dann Aurorasignale empfangen, wenn die Aurora in einem Winkelbereich bis zu 20 Grad über Horizont auftritt. Die von einer Aurora zurückgestrahlten Signal zeigen einen eigenartigen rauhen Ton auf. Telegrafiesignale klingen wie ein Zischen, während die äußerst schwerverständlichen SSB-Signale sich so anhören, als ob der Sprecher extrem heiser ist. Ursache sind die mit unterschiedlicher Richtung und Geschwindigkeit sich bewegenden rückstreuenden Auroragebiete. Es treten Doppler-Effekte auf: ein 2-m-CW-Signal ist um 300 bis 900 Hz verbreitert und gegenüber der ursprünglichen Sendefrequenz deutlich verschoben.

 

 

RF Conditions – HF-Ausbreitungsbedingungen

Gesamteinschätzung der  Ausbreitungsbedingungen auf den unterschiedlichen Amateurfunk-Bändern und für Sporadic-E

 

Good – gute Bedingungen (grün),

Fair – grenzwertig (gelb),

Poor – schlechte Bedingungen (rot)

 

MUF  – Maximum usable Frequency - höchste brauchbare Frequenz

Die MUF Angaben in dem Panel beziehen sich nur auf die sporadic-E Ausbreitung,

für die MUF bezogen auf die Kurzwellenausbreitung siehe weiter unten.

 

Band Closed  - kein sporadic-E möglich

6m sporadic-E beobachtet

4m sporadic-E beobachtet

2m sporadic-E unter Umständen möglich

2m sporadic-E beobachtet

 

 Die Instrumente im Panel links zeigen Echtzeitdaten von dem amerikanischen ACE Satelliten  ( Adavanced Composition Explorer).

 

Magnetic Field BZ component: Gibt die Polarität und die Stärke der vertikalen Komponente des interplanetaren Magnetfeldes in nano Tesla (nT) an.

 

Speed : Gibt die Geschwindigkeit des Sonnenwindes in Kilometern pro Sekunde (Km/s) an.

 

Dynamic Pressure: Gibt den dynamischen Druck des Sonnenwind-Plasmas auf das Erdmagnetfeld in nano Pascal (nPa) an.

Je intensiver das Erd-Magnetfeld durch den Sonnenwind nach Süden abgelenkt wird (zu erkennen am Minuswert) und je höher die Geschwindigkeit des Sonnenwinds, desto höher ist auch die Wahrscheinlichkeit für das Auftreten von Polarrlichtphänomänen und für eine Beeinflussung der Ausbreitungsbedingungen ( Verschlechterung der KW-Ausbreitung bis hin zum länger dauernden Blackout, Polarkappenabsorption, Anstieg des Störpegels)

 

Panel: Reflexionseigenschaften der F2 Schicht - senkrecht-Grenzfrequenz foF2

 

Die sogenannte maximale Durchdringungsfrequenz, senkrecht-Grenzfrequenz oder foF2 gibt die höchste Frequenz an, die von der F2 Schicht der Ionosphäre bei Senkrechtanstrahlung noch reflektiert wird. Sie ist ein Maß für den Ionisationsgrad der F2 Schicht. Die Messung der foF2 erfolgt durch die senkrechte Abstrahlung eines Impulses in den Himmel, der bis zum Erreichen der maximalen Durchdringungsfrequenz zur Bodenstation zurückreflektiert, beim Überschreiten dieser Grenzfrequenz jedoch ins All abgestrahlt wird. Die in Wirklichkeit höchste nutzbare Frequenz (MUF) liegt jedoch immer höher, da in der Praxis keine Antenne wirklich senkrecht in den Himmel strahlt, sondern im günstigen Fall einen flacheren Abstrahlwinkel aufweist.

 

 

Sonneneruptionen

Man unterscheidet drei Arten von Ausbrüchen, bei denen die Sonne große Mengen an Energie in kurzer Zeit freisetzt und die jeweils unterschiedliche Auswirkungen auf die Funkausbreitung haben:

 

Flares    Ausbrüche elektromagnetischer Strahlung

Surges   Eruptive Protuberanzen

CME      Koronale Massenauswürfe ( Coronal Mass Ejection)

 

Flares

Flares sind plötzliche, lokal begrenzte Stahlungsausbrüche. Sie dauern nur wenige Minuten, dennoch werden dabei Energiemengen frei, die die normale Leistung der Sonne im Röntgen- und im harten UV-Bereich um das 100 fache übertreffen. Durch den Ausbruch eines Flares gelingt es der Sonne, komplexe Magnetfeldstrukturen innerhalb aktiver Regionen aufzulösen. Da Flares elektromagnetische Strahlung aussenden, die sich mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegt, treten die dadurch hervorgerufenen Auswrikungn auf die F2 Schicht der Ionosphäre etwa 8,3 Minuten nach dem Ausbruch eines Flares auf.

 

CMEs

Bei einem CME werden Milliarden Tonnen Materie als Plasma in den Raum geschleudert. Koronale Massenauswürfe können, müssen aber nicht im Zusammenhang mit Flares auftreten. Beide Phänomene treten auch eigenständig auf. Während die von Flares ausgesandte Strahlung auf der Erde eine Ausdehnung der Ionosphäre verursacht, beeinflusst ein CME das Magnetfeld der Erde.  Eine durch CME ausgesandte Plasmawolke (Sonnenwind) verursacht starke Wechselwirkungen und Verformungen des Erdmagnetfeldes bis hin zum Magnetsturm. Die Partikel des Sonnenwindes bewegen sich naturgemäß langsamer fort als die Strahlung von Flares, und erreichen daher erst nach einigen Stunden bis hin zu einigen Tagen nach dem Ausbruch die Magnetospähre der Erde. Sie führen dort zu Auroraaktivität und Verschlechterungen der Ausbreitungsbedingungen, vornehmlich auf den unteren Bändern des Kurzwellenbereiches und im Polarkappenbereich. Wegen der längeren "Reisezeit" der Teilchen bis zur Erde können die Auswirkungen von CME mit einer gewissen Vorlaufzeit vorhergesagt werden.

 Wer es noch genauer wissen will ---->>  PDF-Download

 

Quelle: Guenter Fred Mandel, DL4ZAO, www.dl4zao.de

Bilder und Messwerte mit freundlicher Unterstützung von NASA-SDO, NOAA-SWPC und IPS-Australia.

 

Die Ionosphäre beeinflusst die Ausbreitungsbedingungen der Funkwellen.

Wodurch ändern sich nun die Bedingungen?

 

Bei der Ionisierung werden neutrale Gasatome oder Moleküle in negativ geladene Elektronen und positiv geladene Atome oder Moleküle (Ionen) aufgespalten. Das neue Gasgemisch hat elektrisch leitende Eigenschaften und wird Plasma genannt. Dieser Prozess beruht auf der Sonnenaktivität und findet daher nur bei Tag statt. Nachts, wenn die Sonnenquelle ausgefallen ist, nimmt die Plasmadichte wieder ab. Die freien Elektronen und Ionen ziehen sich gegenseitig an und bilden wieder neutrale Atome und Moleküle (Rekombination). Bei Sonnenaufgang beginnt der Prozess von neuem.

Das Auf und Ab der Ionisation ist ähnlich wie die täglichen Temperaturschwankungen auf der Erde: Bei Sonnenaufgang erwärmt sich die Luft; bei nachlassender Sonneneinstrahlung kühlt sie sich wieder ab. Um Atome und Moleküle ionisieren zu können, muss die Energie der Strahlung ausreichend hoch sein (bei kurzen Wellen, extremes Ultraviolett). Durch diesen energieaufwendigen Prozess wird die gefährliche Strahlung oberhalb von 60 km Höhe vollständig absorbiert. Unsere Atmosphäre ist auch ein wichtiger Schutzschild gegen den gefährlichen Teil der Sonnenstrahlung, wie die Röntgenstrahlung.

Die Ionosphäre ist der ionisierte und elektrisch leitende Teil der oberen Atmosphäre oberhalb von 60 km Höhe. Das Maximum der Elektronendichte (≈0.9*106/cm3) tritt in einer Höhe zwischen 200 km und 400 km  aus. Die Zusammensetzung der Ionen ändert sich mit der Höhe entsprechend ihrer Dichte oder Masse. Im Wesentlichen werden Elektronen und Ionen durch Sonnenstrahlung (extremes Ultraviolett (EUV < 103 nm) und Röntgenstrahlung) erzeugt. Die Strahlung wird absorbiert und erwärmt gleichzeitig das neutrale Gas. Während die sichtbare und infrarote Strahlung die Erdoberfläche erreicht und das Wetter in der Troposphäre bestimmt, werden die EUV- und Röntgenstrahlung in den höheren Teilen der atmosphärischen Schichten absorbiert.

Durch den erhöhten Sonnenwind der bei Sonneneruptionen aus den Sonnenflecken entsteht wird der Prozess noch verstärkt. Dadurch können die Ausbreitungsbedingungen extrem verbessert werden. Es scheint so, das das Sonnenfleckenminimum mit dem Jahr 2020 zu Ende geht. Wer es noch genauer wissen will Download als PDF

Die Funkausbreitung auf 10,1 MHz mit einer Sendeleistung von 10 W und Dipol

Meine Funksignale wurden trotz geringer Sonnenaktivität am 19.12. 2018 um 14h30 UTC in ganz Europa gehört. Die Sendeleistung betrug nur 10 Watt und die Antenne war ein in  10m Höhe gespannter Dipol.  Die Modulationsart war WSPR ein Digitales Signal das verschieden hohe Töne verwendet. https://physics.princeton.edu/pulsar/k1jt/

Die Ausbreitung von Funkwellen im Langwellenbereich

Gestern am 09.07.2017 war auf der Sonne im Radiobereich allerhand los. Die Daten von Goes 15 zeigen einen aufregenden Tag an. Unsere Radioastronomie-Projekte waren auf die Sonne ausgerichtet und haben mit dem Spektrometer e-Callisto nur eine sehr geringe Aktivität angezeigt. Einzig auf der Krim waren gute Aufnahmen zu sehen. Dafür hat aber unser Langwellen-Detektor des DLR Projekt SOFIE zwei starke Eruptionen aufgezeichnet.
Der Zeitunterschied brachte für mich wieder neue Erkenntnisse.
Offensichtlich braucht unser Magnetfeld und die Ionospherischen Schichten die für die Ausbreitung der Langwellensender zuständig ist einige Stunden um auf den extremen Sonnenwind zu reagieren. Hintergrundinformation auf 

 

 

http://www.noe-sternwarte.at/fachbereiche/radioastronomie/dlr-sofie-projekt/

ZAMG-Wetterwarnungen

Meine aufgenommenen Sonnen Daten werden alle 15 Minuten zur Wissenschaftlichen Erforschung der Sonne an ISWI, IMPC und ETH Zürich gesendet.

Quellen

https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/igo/deed.de