Zur schnellen Einschätzung kann man sich an der farblichen Klassifizierung der Messwerte in den Panels orientieren:
Grün
= gute Bedingungen,
Gelb=
grenzwertig, Rot= inakzeptabel
Panel: Solar-terrestrische-Daten
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
Die Häufigkeit
von (im sichtbaren Lichtbereich als dunkler erkennbaren) Sonnenflecken wird durch die
Sonnenflecken Relativzahl ( in
Deutschland "R") erfasst. Sonnenflecken
treten meist in Gruppen aber auch vereinzelt auf. Man zählt zuerst die
Gruppen
(G) von Sonnenflecken, die auf der Sonne zu sehen sind. Dann nochmals
alle
Flecken (E), auch wenn sie einzeln sind bzw. bereits schon in einer
gezählten
Gruppe enthalten sind. Dann nimmt man die Anzahl der Einzelflecken
(Zahl E) und
addiert dazu das Zehnfache der Anzahl der Gruppen (Zahl G)
und erhält daraus die Sonnenflecken
Relativzahl. Ist kein Fleck zu sehen, dann ist die Relativzahl gleich
Null. Zur Beurteilung der Sonnenaktivität wird heute anstatt der subjektiven Zählung von Sonnenflecken die aussagekräftigere Messung des solaren Fluxes bevorzugt.
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. Das nachfolgende Bild zeigt die gemessenen Kurven der
Sonnenfleckenzahl und die Vorhersagekurve des weiteren Verlaufs. Wie
man erkennt, soll das kommende Sonnenflecken-Maximum 2012/13
erreicht werden und deutlich geringer ausfallen als das vorherige
Maximum.
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.
Flares
führen oft in Folge koronare Massenauswürfe (CME) nach sich, bei denen
große Mengen von energiereichen Partikeln explosionsrartig in das All
ausgestoßen werden. Die Magnetosphäre der Erde schirmt uns zum
Glück gut von dieser Strahlung ab. Die empfindliche Elektronik von
Satelliten kann aber durch den Teilchenbeschuss beschädigt werden.
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.
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.
304Å Flux - Photonenflux bei der Wellenlänge von 30,4 nanometer
Index für
die energiereiche UV-Strahlung der
Sonne mit der Wellenlänge von 30,4 nm.
[Photonen / cm2 Sekunde]. Hier gemessen vom Extreme Ultraviolet
Variability Experiment (EVE) der Raumsonde SDO.
In
der Astrophysik werden Wellenlängen noch häufig in der veralteten
Längeneinheit Angström anstatt in der vom internationalen Einheitensystem vorgeschriebenen Einheit Meter (m) bzw. Nanometer
(nm) angegeben. 1Å = 10-10m = 0,1 nm.
Das für Menschen sichtbare Lichtspektrum reicht von ca 700nm
(rot) bis 400 nm (violett), unterhalb der Wellenlänge von 400 nm
fängt der Ultraviolettbereich an. 30,4 nm liegt demnach im extremen UV-Bereich des Spektrums der Ultraviolettstrahlung, darunter beginnt die Röntgenstrahlung.
Bei
zunehmender Sonnenaktivität steigt auch die energiereiche 304Å UV-Strahlung,
die die Reflexionseigenschaften der Ionosphäre verstärkt. Stetig
ansteigende Werte insbesondere in Verbindung mit ansteigendem Solaren
Flux weisen auf verbesserte Bedingungen für
Weitverbindungen auf
höheren Bändern hin.
Aktuelles Bild von der Raumsonde SDO: "Die
Sonne heute"
Das aktuelle Bild der
Sonne, aufgenommen von der im Februar 2010 ins All gestarteten Raumsonde "Solar Dynamics
Observatory" (SDO).
Die Aufnahme zeigt das Bild der Sonne durch ein Filter, das nur die
Ultraviolett-Strahlung der
Wellenlänge 304Å (=30,4 nm))
durchlässt.
Es zeigt die strahlende
Materie
der Sonnenatmosphäre bei 50000-80000 Grad Kelvin. Lädt man sich durch Klick auf
das Bild die Großaufnahme herunter, kann man bei Sonnenaktivität
eindrucksvoll die Eruptionen von Flares und Coronaren Massenauswürfen (CME) als Fackeln und Bögen am
Rande der Sonnenscheibe erkennen.
Ptn Flx
Sonnenwind, Index des Protonenflusses in Partikel pro ccm.
Elc Flx
Sonnenwind, Index des Elektronenflusses
Zu den Auswirkungen des Sonnenwindes auf die Ausbreitung siehe weiter unter "Sonnenwind und geomagnetische Störungen"
Der Aurora-Activity-Levels gibt die Wahrscheinlichkeitt für das Auftreten von Polarlicht und Radio Aurora Effekten an. Je höher der Level ist, desto wahrscheinlicher ist das Auftreten von sichtbarem Polarlicht. Erst bei einem Faktor von 10+ wären in Deutschland Polarlichter sichtbar.
Die Level von 0 bis 10 [erg cm-2 sec-1] werden aus Partikel-Energie Messungen des Total-Energy-Detectors (TED) des NOAA Satelliten bei Polüberquerungen extrapoliert. Der Normalisierungsfaktor n, macht eine Aussage auf die Zuverlässigkeit der extrapolierten Werte. Bei n kleiner 2 kann man von einer großen Zuverlässigkeit der Messwerte ausgehen.
( "erg" ist eine Einheit für Energie, die in der Astrophysik oft anstelle von Joule verwendet wird, 1erg = 10-7 Joule)
VHF Conditons
– VHF Ausbreitungsbedingungen:
Band Closed - kein sporadic-E
möglich
High MUF - Möglichkeit von sporadic-E
Band
Open - Band offen für sporadic-E
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
Anmerkung:
Im Diagramm mit den solar-terrestrischen Daten wird der Begriff
"MUF" für die Angabe der Frequenzbänder mit sporadic-E Auktivität
gebraucht.
Mormalerweise bezeichnet man als MUF (maximum usable frequency) in der
Kurzwellenausbreitung die höchste Frequenz, bei
der eine Reflexion
an der Ionospähre
möglich ist. Sie ermöglicht in mindestens 50 % der Empfangszeit
eine
zuverlässige Verbindung. Die MUF ändert sich in Abhängigkeit von der
Tages- und
Jahreszeit.
Die
Tagesmaxima der MUF werden im Winter mittags, im Sommer erst
nachmittags
erreicht. Sie
sind auch von den Funklinien abhängig, wobei die Nord-Südlinien etwas
höhere
Grenzfrequenzen haben. Mit der Sonnenfleckenzahl bzw. bei steigendem solaren
Flux Index steigt auch die MUF und die kurzen
Bänder werden für DX geeignet.
MS – Meteor Scatter
Gibt den
Status der Meteorscatter Aktivität an. Der
Farbbalken zeigt auf einer Farbskala die
Intensität der Meteorscatter
Aktivitäten zur jeweiligen Uhrzeit in UTC an.
Hier ist
die geomagnetische Aktivität
in ihrer Auswirkung auf die Kurzwellenausbreitung grob klassifiziert.
INACTIVE, QUIET=Kp<4, UNSETTLED=Kp=4, STORM=Kp>5)
(grün-gelb-rot) . Näheres siehe oben unter K-Index.
Ein hoher A-
und K-Wert und damit verbundene Magnetfeldstörungen beeinträchtigen
hauptsächlich
KW-Funkverkehrslinien auf niedrigen Bändern, insbesondere wenn die Funklinie im
nördlichen
Bereich der Erde liegt oder das Polargebiet tangiert.
Sig Noise Lvl – Hochfrequenter Störpegel
Angabe
des solaren bzw.
geomagnetisch bedingten HF-Störpegels in S-Stufen. Steigt bei geomagnetischen Störungen bis auf hohe Werte S9++.
Panel: Sonnenwind und
geomagnetische Störungen
Der
Sonnenwind ist ein Plasmastrom (Plasma = elektrisch leitfähiges, ionisiertes Gas), ein
ständiger Strom elektrisch geladener Teilchen, der
von der Sonne ins All strömt. Er besteht hauptsächlich aus Protonen und
Elektronen, sowie aus Heliumkernen (Alpha-Teilchen). Durch von der
Sonne explosionsartig
ausgestoßene Partikel (vornehmlich von koronaren Löchern und koronaren Massenauswürfen,
(CME) treten Böen des Sonnenwindes auf, die nach etwa 24 bis 36
Stunden als Stoßwelle die
Magnetosphäre der Erde erreichen. Die Magnetosphäre der Erde hält den Teilchenschauer zum
größten Teil von der Erdoberfläche ab und leitet sie um die Erder herum.
Das Auftreffen von Böen des
Sonnenwindes auf die Magnetosphare der Erde führt zu Störungen des
Erdmagnetfeldes. Bei starkem Sonnenwind
dringen die Teilchen in die hohen Schichten der Erdatmosphäre ein und
rufen Polarlichter (Aurora, Radio-Aurora) hervor. Starke
Sonnenwinde
beeinflussen das Erdmagnetfeld und beeinträchtigen die Ausbreitung von
Kurzwellen und die Kommunikation mit Satelliten ( z.B. GPS)
Bild:
Wikimedia
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.
Das Diagramm von der Australischen Space Weather Agency (IPS Australia) zeigt die aktuellen globalen foF2 Frequenzen als Farbe kodiert über der Erdkarte an. Für uns Europäer unüblich ist die Zentrierung der Kartendarstellung auf den Pazifik - von Australien aus hat man eben einen anderen Blickwinkel auf unsere Geographie. Deutschland liegt etwa auf den geographischen Koordinaten Latitude 50° North und Longitude 10° East, oben am linken Rand des Diagramms.
Man erkennt deutlich, dass die Grenzfrequenz auf der gerade von der Sonne beschienenen Seite der Erde am höchsten ist. Die höheren Grenzfrequenzen um den Äquator erklären, warum oft Nord-Süd Verbindungen einfacher möglich sind, als Verbindungen entlang eines Breitengrads oder über die Polregionen.
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.
Surges
Surges sind sehr helle, meist stabförmige Protuberanzen, die mehr oder weniger senkrecht über den Sonnenrand herausstehen. Die Materie wird unter Ausbildung eines großen "Spießes" mit Geschwindigkeiten von 200 km/s in den Raum katapultiert. Die Auswirkungen auf die Funkausbreitung sind die gleichen wie bei CMEs.
Die Sonnenforschung geht heute davon aus, dass alle drei Phänomene unterschiedliche Ausprägungen ein und desselben physikalischen Prozesses sind. Auslöser sind dynamische Vorgänge zwischen den magnetischen Feldern auf der Sonnenoberfläche.
Literatur:
zitiert aus "Die Sonne", Autor: Jürgen Banisch, ISBN 978-3-938469-24-8, 2009 Oculum Verlag
©2010 - Guenter Fred Mandel, DL4ZAO, www.dl4zao.de
Bilder und Messwerte mit freundlicher Unterstützung von NASA-SDO, NOAA-SWPC und IPS-Australia.