Unter Funkwetter
versteht man die Summe aller das Ausbreitungsverhalten von Funkwellen
beeinflussenden atmosphärischen und kosmischen Bedingungen.
Aber das
Funkwetter allein hilft uns nicht
weiter, denn am Funkwetter ansich kann man nichts ändern. Was
wir daraus
ableiten möchten, sind Ausbreitungsprognosen. Wir wollen also
wissen, wann ein
Band offen ist und wie eine Verbindung von einem Ort zu einem anderen
sein
wird.
Ein
Funkwetterbericht ist etwas äußerst
mathematisches. Beschränken wir uns daher im Plauderton auf
Erklärungen, mit
denen man etwas anfangen kann.
In rund 150
Millionen Kilometern Entfernung
befindet sich unsere Sonne. Sie "brennt" jedoch nicht
gleichmäßig. An
manchen Stellen ist sie auf ihrer Oberfläche etwas
heißer und aktiver. Solche
Stellen nennt man Sonnenflecken. Dort schleudert sie Materie in den
Weltraum.
Die davon ausgehende elektromagnetische Strahlung ist
maßgeblich am Auf- und
Abbau der Ionosphärschichten beteiligt.
Ein Beispiel:
tagsüber ist die D-Schicht
besonders stark aufgeladen. Sie absorbiert besonders gerne Frequenzen
im Lang-
und Mittelwellenbereich. Daher sind beispielsweise Mittelwellensender
tagsüber
nur in geringer Entfernung über die Bodenwelle zu empfangen.
Wird es
draußen dunkel - wird also die
D-Schicht nicht länger von der Sonne aufgeladen, so baut sie
sich ab. Die
Mittelwellen können diesen vormals absorbierenden Teil der
Ionosphäre passieren
und gelangen zur F-Schicht, wo sie reflektiert und zur Erde
zurückgeworfen
werden. Dann hören wir auch Mittelwellensender von
entfernteren Orten.
Zurück
zur Sonne. Die eingangs erwähnten
Sonnenflecken zeigen also im sichtbaren Licht die aktivsten Regionen
auf der
Sonne. Mit entsprechenden Filtern vor dem Objektiv kann man sie sogar
mit einem
einfachen Feldstecher sehen und zählen.
Sonnenflecken
sind übrigens nicht heller,
sondern dunkler als ihre Umgebung, da sie eine geringere Temperatur
(etwa 4200
K) gegenüber der Durchschnittstemperatur (um 6000 K) haben.
Das Kommen und
Gehen von Flecken wird durch den Wechsel der Magnetfelder im
Sonnenkörper
verursacht.
Meist
entwickelt sich eine ganze Gruppe von
Flecken, die eine charakteristische Zweiteilung um je einen
größeren
Zentralfleck aufweisen.
Sonnenfleckenrelativzahl ist ein Begriff, dem man oft
begegnet. Sie wurde
1849 vom Direktor des Züricher Observatoriums Rudolf Wolf zur
Bewertung der
Sonnenfleckenaktivität eingeführt. Die 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 nochmal
alle
einzelnen Flecken E gezählt, auch die bereits als Gruppe
erfassten. Heraus
kommt der Wert R, unsere Sonnenfleckenrelativzahl.
Die
Häufigkeit der Sonnenflecken schwankt in
einem rund 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus. Im Minimum sind
oft monatelang
keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum hingegen hunderte. So
lag R im
Maximum des 22. Zyklus 1989 bis 1992 bei 150 und im Minimum 1994 bis
1997 im
Durchschnitt bei 11 (ein Fleck), oftmals waren sogar überhaupt
keine
Sonnenflecken sichtbar.
Gegenwärtig
befinden wir uns am Anfang des
24. Zyklus, welcher am 04. Januar 2008 startete. Sein Maximum wird
voraussichtlich im Oktober 2011 erreicht sein und endet etwa Februar
2018. Wir
befinden uns also gegenwärtig in der Phase des
Sonnenfleckenminimums.
Folgenden
Zusammenhang sollten wir uns
merken:
Je höher die
Sonnenfleckenrelativzahl R, desto besser der Zustand der
Ionosphäre für
DX-Verbindungen auf den oberen Kurzwellenbändern.
Der solare Flux
F ist eine andere Methode,
die Aktivität der Sonne zu bestimmen. Dabei misst man auf 10,7
cm (2,695 GHz)
mit einem Radioteleskop die Energiestrahlung der Sonne. Diese wird als 10,7
cm Solar Flux F oder als 10,7 cm Radiostrahlung
bezeichnet. Der
solare Flux ist, wie die Sonnenfleckenrelativzahl R, ein Maß
für die solare
Aktivität der Sonne.
In Jahren
niedriger Sonnentätigkeit werden
Fluxwerte um 70 Einheiten, im Sonnenfleckenmaximum hingegen
über 200 Einheiten
gemessen.
Die Sonnenfleckenrelativzahl R
und der Flux hängen eng miteinander
zusammen: Je höher jeweils der Wert, desto besser sind die
Eigenschaften der
Ionoshäre für Weitverbindungen auf höheren
Bändern. Fluxwerte über 100 tragen
zur Öffnung der oberen Kurzwellenbänder bei.
Flares sind
Ereignisse, bei denen an der
Sonnenoberfläche kurzfristig gewaltige Energien freigesetzt
werden. Diese
können wenige Minuten bis zu einer Stunde andauern. Von der
Erde aus sind sie
als Bereiche großer Helligkeit und als Quellen starker
Strahlung zu beobachten.
Doch nur die Flares auf der westlichen Hälfte der
Sonnenscheibe können ggf. den
Weg entlang der bogenförmigen Sonnen-Magnetfeldlinien zur Erde
finden und dort das
Funkwetter beeinflussen. Die am häufigsten auftretenden Flares
sind jedoch
nicht im sichtbaren Licht erkennbar. Man nennt sie koronale
Flares. Es
handelt sich dabei um Ausbrüche großer Energiemengen
in Form von
Röntgenstrahlung, Radiowellen und geladenen Teilchen.
Wir
unterscheiden fünf Klassen von Flares:
A, B, C, M und X. Ein A-Flare ist ein relativ schwacher Flare, ein
X-Flare ein
sehr starker.
Die Anzahl und Stärke
der Flares beeinträchtigen die
Ausbreitungsbedingungen negativ, da es vermehrt zu Störungen
kommt.
Mit A-Index
(oder A-Wert) ist das Ausmaß
solarer Partikelstrahlung gemeint. Ein A-Index unter 10 weist auf eine
relativ
ruhige Ionosphäre hin, ein A-Index von über 30
hingegen auf eine gestörte.
Ein hoher Index A ist ein Indiz
für mögliche Ausbreitungsphänomene, wie
AURORA oder unerwartete Öffnungen auf 1,8 MHz.
Hier geht es
ausnahmsweise nicht um die
Sonne, sondern um das Erdmagnetfeld. Der k-Wert gibt das Maß
der Unruhe des
Erdmagnetfeldes an. Je kleiner der k-Wert, desto ruhiger sind die
geomagnetischen Bedingungen. Dem K-Index werden Ziffern von 0 bis 9
zugeordnet.
Ein K-Index von o weist auf ein äußerst ruhiges
Erdmagnetfeld hin - ein K-Index
von 9 hingegen auf ein stark gestörtes.
Für gute
DX-Möglichkeiten auf den drei unteren
Kurzwellenbändern sind in erster Linie
sehr ruhige geomagnetische Bedingungen erforderlich. Diese herrschen
dann, wenn
der k-Wert über mehrere Messperioden lang Null ist.
Tipp: Bei einem
Sprung um zwei oder drei
Ziffern beim k-Wert innerhalb kurzer Zeit sollte man in den
Dämmerungsstunden
die unteren Bänder beobachten. Hier könnten sie
besondere
Ausbreitungsbedingungen ergeben.
Und: Je
höher der K-Wert, desto
wahrscheinlicher sind in Nordeuropa Aurora-Verbindungen auf UKW.
Für die Kurzwelle
bedeutet dies jedoch, daß Funklinien, welche die Polarregion
durchqueren, bei
hohem K-Index stark gestört sein können. Ein hoher A-
und k-Wert (und damit
verbundene Magnetfeldstörungen) beeinträchtigen
hauptsächlich KW-Verbindungen
auf niedrigen Bändern, wenn sie durch nördliche
Regionen der Erde queren.
zunehmende
Sonnenaktivität = stärkerer Solarer Flux = bessere
Ausbreitungsbedingungen
Anzahl und Stärke der
Flares beeinträchtigen die Ausbreitungsbedingungen negativ
Ein A-Index unter 10
weist auf eine ruhige Ionosphäre hin, ein A-Index ab 30 auf
eine deutlich
gestörte
Ein K-Index unter 2
weist auf eine sehr ruhige Magnetik hin; K 3 bezeichnet eine ruhige bis
unruhige; K ab 4 auf eine aktive oder gestörte Magnetik.