DK0WCY. K = nt K = nt > 500

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1 DK0WCY Stand: Magnetometer Nicht immer geben die aus Boulder kommenden Informationen einen Hinweis auf kommende Auroraereignisse. Zwar lässt die Rotation der Sonne immer dann eine Wiederkehr eine magnetischen Störung erwarten, wenn etwa 27 Tage vorher ein sehr starkes Ereignis registriert wurde. Es gibt aber durchaus auch neu auftretende Ereignisse auf der Sonne, die nach sehr kurzer Zeit zu Störungen des Erdmagnetfeldes führen. Da bekanntermaßen Störungen des Erdmagnetfeldes oft mit Radio-Aurora verbunden ist, lohnt sich eine den Echtzeitereignissen zeitlich nähere Aussendung von Erdmagnetfeldinformationen in der Form des k-wertes. Der k-wert gibt mit seinen 9 Stufen die Stärke der maximalen Schwankung des Erdmagnetfeldes innerhalb einer 3-Stunden-Periode an. Täglich werden 8 k-werte ermittelt und aus diesen Tag der A-Wert, der eine Aussage über den ganzen Tag gibt. Es wäre wegen der damit verbundenen Übertragungskosten zu teuer dann alle 3 Stunden den k-wert über die bereits beschriebenen Datenwege zu besorgen. Dank vieler wertvoller Hinweise meines Kollegen DJ4ZC konnte ein empfindliches Fluxgate-Magnetometer für 2 Komponenten des Erdmagnetfeldes gebaut werden. Berechnung k-wert und A-Wert aus gemessener Schwankung Für jede 3-Stunden-Periode des Tages (UTC) werden die maximalen Schwankungen (in NanoTesla) mithilfe einer Bewertungstabelle in die entsprechenden k-werte umgerechnet: Bewertungstabelle nt => k K = nt K = nt > 500 Je nach Breitengrad wird mit verschiedenen Endwerten für k = 9 gearbeitet. Für den Standort Scheggerott (JO44VQ) wird für k = 9 der Wert k> 500 nt benutzt. Um den Tagesgang (Einfluß der Sonne und den des Mondes auf das Erdmagnetfeld) weitgehend auszuschliessen, wird je nach Tages- und Jahreszeit die Bewertungstabelle angepasst. Wenn für Funkamateure die Werte für k erst richtig interessant werden (k = oder > 5), dann ist der Tagesgang zu vernachlässigen. Die Zuordnung der 8 Tageswerte k zum Index A geschieht weltweit gleich nach folgender Formel i = Seite 1 von 15

2 und gemäß dieser Tabelle: K = ak = K = ak = Beispiel: Es wurden folgende k-werte an einem bestimmten Tag gemeldet: Im Beispiel: ( ) / 8 = 9,5 ==> A = 9 Den Werten für k wird der entsprechende ak-wert zugeordnet. Die Summe aller Werte ak dividiert durch 8 ergibt den Tageswert A (Integer). Es war also ein relativ ruhiger Tag. ==================================================================== Vorgänge auf der Sonne beeinflussen das "Funkwetter" Die Sonne Die Sonne ist ein durchschnittlicher Stern, wie man sie zu Millionen im Universum antrifft. Sie ist ein Energieproduzent, der über 4x10hoch23 Kilowatt pro Sekunde Energie produziert. Die in einer Sekunde produzierte Energie entspricht dem heutigen Energieverbrauch auf der Erde während mehrerer Millionen Jahre. Bei hoher Temperatur und Dichte im inneren Sonnenkern wird durch Kernfusion eine gewaltige Energie freigesetzt. Der Kern hat eine so hohe Dichte und die Sonne ist so groß, daß im Inneren freigesetzte Energie erst nach 50 Millionen Jahren an der Sonnenoberfläche wirksam wird. Frühe Sonnenbeobachtung - Entdeckung der Sonnenflecken Mit der Erfindung des Fernrohres im Jahre 1608 in Holland stand ein Hilfsmittel zur besseren Beobachtung der Sonnenoberfläche zur Verfügung. Der Pfarrer David Fabricius in Westerhave/Ostfriesland berichtete als erster schriftlich über kleine schwarze Flecken. Etwa zeitgleich mit ihm sahen der englischen Mathematiker und Philosoph Thomas Harriot und der Jesuitenpater Christoph Schreiner in Ingolstadt ebenfalls mit Fernrohren die Sonnenflecken. Der Vorgesetzte des Schreiner riet ihm die Sache zu vergessen, denn bei Aristoteles wäre nichts über solche Flecken zu lesen! Sonnenflecken Die einer Beobachtung zugänglichen Höhenbereiche der Sonnenoberfläche sind die Photosphäre mit einer Dicke von ca. 200 km und die Chromosphäre, die mit einigen tausend Kilometern Höhe darüber nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar wird. In der Photosphäre ist über die gesamte Sonne verteilt eine Granulation zu erkennen. Die sogenannten Granulen sind Zellen mit 200 bis 2000 km Durchmesser, die, wenn einzelne Aufnahmen als Film gezeigt werden, wie ein Durchwalken der Sonnenoberfläche erscheinen. Ihre Lebensdauer beträgt 8 bis 10 Minuten. Dies ist der normale Zustand auch bei ruhiger Sonne. Seite 2 von 15

3 Sonnenflecken sind 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 Wechsel der Magnetfelder im Sonnenkörper verursacht. Wegen des differentiellen Rotationsverhaltens der Sonne (Äquator rotiert schneller als die Pole) können sich durch Instabilitäten im Inneren Magnetfeldlinien aufwickeln und so Bereiche mit Magnetfeldkonzentrationen bilden. Es wird Material aus den Magnetfeldbereichen herausgedrängt, an die Oberfläche gedrückt und tritt an der Oberfläche aus. Ein sich aus einem winzigen Fleck entwickelnder Sonnenfleck wird zunächst Pore genannt. Die Sonnenflecken bauen sich über mehrere Tage oder Wochen auf. Meist entwickelt sich eine Gruppe von Flecken, die eine charakteristische Zweiteilung um je einen größeren Zentralfleck aufweisen. Die Flecken weisen einen wesentlich dunkleren Kern (Umbra) und einen darumliegenden halbschattenähnlichen Hof (Penumbra) auf. Hat ein Fleck seinen Höhepunkt überschritten, so bilden sich an meist gegenüberliegenden Stellen Einschnürungen, die schließlich den Fleck teilen. Dies setzt sich mit den verbleibenden Teilstücken fort. Dieser Vorgang kann Tage oder Wochen dauern. Es können aber auch innerhalb einer Gruppe verschwundene Flecken durch neu entstehende ersetzt werden, so daß die Lebensdauer einer Gruppe mehrere Monate betragen kann. Flares Flares sind Ereignisse, bei denen an der Sonnenoberfläche kurzfristig (wenige Minuten bis zu einer Stunde) gewaltige Energien freigesetzt werden. Von der Erde aus sind sie als Bereiche großer Helligkeit und als Quellen starker Strahlung in einem weiten Spektrum (Gammastrahlung bis Kilometerwellen) zu beobachten. Die Dauer kann einige Stunden bis zu mehreren Tagen sein. Entstehung: Liegen zwei Sonnenflecken mit unterschiedlicher magnetischer Polarität zu eng nebeneinander, dann können sich dessen Magnetfelder gegenseitig vernichten und setzen dabei Energie frei, die zu dem Flareausbruch führt. 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 Auswirkungen der Flares der östlichen Hälfte gehen an der Erde vorbei. Mit steigender Stärke ordnet man den Flares Klassenbezeichnung zu: Flare-Type Energiefluß W/m² (im Bereich 1 bis 8 Angström auf de Erde) A <10-7 B 10-7 bis 10-6 C 10-6 bis 10-5 M 10-5 bis 10-4 X > 10-4 Koronale Flares Die am häufigsten auftretenden Flares sind nicht im sichtbaren Licht erkennbar und werden koronale Flares genannt. Sie sind als Ausbrüche großer Energiemengen in Form von Röntgenstrahlung, Radiowellen und Plasma-Emission (geladene Teilchen) registrierbar. Durch die Sonnenrotation und durch Konvektionsströme können die starken Magnetfelder in den Sonnenflecken gestört werden, so daß starke elektrische Kräfte auftreten. Diese Kräfte können sich in einem Flare entladen Dies geschieht entweder über dem Zentrum der Magnetfelder oder in den neutralen Zonen zwischen den Sonnenflecken.Solch ein Flare wird Triggerflare genannt, denn er kann eine Aufheizung über sich bewirken und damit den sogenannten koronalen Flare in größerer Höhe auslösen. Seite 3 von 15

4 Entstehung von koronalen Flares Oberhalb eines Fleckenpaares können starke Magnetfelder auftreten, die Plasmamaterial mit hochziehen. Magnetfeldlinien können bis in den weiten Raum reichen Ausgelöst durch ein Triggerflare oder Störungen dieser Magnetfelder kann die in dem Magnetfeld gespeicherte Energie plötzlich freigesetzt werden. Durch die magnetische Abstoßung und der explosiven Kraft, die beim Vereinigen von Magnetfeldlinien auftritt, wird das Material, was in der höheren Korona festgehalten wurde, freigesetzt und abgestoßen. Bei diesem Vorgang wird nicht nur Material frei, sondern auch Strahlung in einem weiten Spektrumsbereich. Strahlung erreicht die Erde nach ca. 8 Minuten, während geladene Teilchen etwa 30 bis 50 Stunden brauchen. Koronale Löcher Während der Zeit des Abklingens eines Sonnenfleckenzyklus und des Minimums treten die sogenannten Koronalen Löcher häufiger auf und sind dann hauptverantwortlich für die Beeinflussung der Ionosphäre und des Erdmagnetfeldes. Die mit dünner Plasma gefüllte Sonnenkorona mit ihrer Temperatur von einigen Millionen Grad reicht von der Sonnenoberfläche bis weit in den Weltraum hinein. Man kann sie nur bei Sonnenfinsternis oder besser mit speziellen Instrumenten (auf Satelliten) beobachten. Ein koronales Loch ist ein Bereich niedriger Dichte der Sonnenkorona und ist kälter als seine Umgebung. Man kann ein koronales Loch als großen dunklen Bereich auf Bildaufnahmen im Röntgenstrahlenbereich ausmachen. Das Loch kann auf große Zellen von unipolaren magnetischen Feldern auf der Sonnenoberfläche zurückgeführt werden. dessen magnetische Feldlinien bis weit in den Weltraum hinausreichen. Diese offenen Magnetfeldlinien machen es möglich, daß ein fortwährender Sonnenwind mit hoher Geschwindigkeit (einige hundert km/s) aus den koronalen Löchern austritt. Die Materie des Sonnenwindes wandert längs diesen offenen Magnetfeldlinien von der Korona bis in den interplanetaren Raum. Seite 4 von 15

5 Magnetfelder der Korona Die Sonnenkorona ist von Magnetfeldern durchsetzt. Leuchtende Materie, die entlang der Magnetfeldlinien in einem Bogen von der Oberfläche der Sonne bis in die Höhe der Korona aufsteigen und wieder dort enden, machen die Magnetfelder sichtbar. Oberflächenbereiche mit gegensätzlicher magnetischer Polarität liegen scheinbar friedlich nebeneinander. Linien kommen aus einem der beiden magnetischen Flecken und kehren zu dem mit anderer Polarität zurück. Es kommt aber auch vor, daß Bereiche mit gleicher magnetischer Polarität nebeneinander liegen. Jetzt führen die Magnetfeldlinien nicht mehr im relativ kurzen Bogen zur Sonne zurück, sondern weit in den Raum. Überall dort, wo in der Korona Magnetfeldlinien zur Sonne zurückkehren, wird das Plasma durch die Feldlinien in der Korona "festgehalten" - aber überall dort, wo die Feldlinien in den Raum reichen, kann Plasma in den Raum entweichen. Niedrigere Dichte in diesem koronalen Loch führt zu geringer Röntgenstrahlung, die auf Röntgenbild-Aufnahmen dann dunkler erscheinen. Magnetfelder in der Korona In den Bereichen a sind die Feldlinien geschlossen und halten das Plasma der Korona fest. Im Bereich b reichen sie in den Raum hinaus, das Plasma kann längst der Feldlinien entweichen. Der Bereich b ist ein sogenanntes koronales Loch. Sonnenwind Der Sonnenwind besteht zur Hauptsache aus Elektronen und Ionen des Sauerstoffs und "weht" mit um die 400 km/s-geschwindigkeit. Sein Ursprung sind die oben erwähnten koronalen Löcher. Der Dichte beträgt im Mittel etwa 10 Teilchen pro Kubikzentimeter. Protonenereignis Extrem starke Flares können zu einem Schauer von Protonen (positive Ladung) mit Energien größer 10 MeV auf die Erde führen. Die schnellsten Protonen können bereits eine Stunde nach Ausbruch diesen Flares bei der Erde eintreffen. Seite 5 von 15

6 Ionosphäre Als Ionosphäre bezeichnet man die Regionen zwischen etwa 80 km und 500 km Höhe über der Erde. Die von der Sonne ausgehende Ultraviolett-Strahlung ist neben Röntgen- und energiereicher Teilchenstrahlung hauptsächlich die Ursache für die Bildung der die Kurzwellen reflektierenden Schichten der Ionosphäre. Die hohe Energie dieser Strahlung kann in diesen Höhen, wenn sie auf Elektronen von neutralen Atomen oder Molekülen trifft, Elektronen von diesen herausschlagen. Der verbleibende Rest des Atoms oder Moleküls ist jetzt positiv geladen, also ionisiert. Schichtenbildung Für jede Art von Atom und Molekül gibt es in einen bestimmten Höhenbereich, wo die mit weiterer Annäherung zur Erde abnehmende Strahlungstärke gerade noch ausreicht von den mit der Höhe in der Dichte abnehmenden Atomen bzw. Molekülen genügend Elektronen freizuschlagen. In zu großer Höhe ist zwar die Strahlung sehr stark, aber wenig zum ionisieren da. Das Optimum ist in jeweils einem bestimmten Höhenbereich und führt so zu einer Schichtbildung: Etwa 80 km Höhe: D-Schicht aus ionisiertem Stickoxid, Bei 100 km Höhe: E-Schicht (ionisierte Sauerstoffmoleküle O2) Etwa 180 km Höhe: F1-Schicht (ionisierte Stickstoffmoleküle N2) und Um 250 km Höhe: F2-Schicht (ionisierte Sauerstoffatome O). Kurve A zeigt die Intensität der UV-Strahlung (zunehmend mit Höhe). Mit der Höhe nimmt die Zahl der ionisierbaren Atome bzw. Moleküle ab (B). Daraus resultiert die Schichtung einer Ionosphärenschicht gemäß Kurve C. Seite 6 von 15

7 Elektronendichte der Schichten in Abhängigkeit von der Tageszeit, der Jahreszeit und dem Sonnenfleckenzyklus. Wenn die sichtbare Sonnenstrahlung abends abnimmt bzw. ganz entfällt, so nimmt in gleichem Maße auch die UV-Strahlung ab: Es werden keine Elektronen freigeschlagen - es erfolgt keine neue Ionisation von Atomen oder Molekülen. Zum Glück rekombinieren die freien Elektronen nicht so schnell mit den Ionen und so bleiben bestimmte Schichten auch Nachts als Reflektor für Kurzwellen wirksam. Am nächsten Morgen setzt dann sofort wieder die Ionisierung ein. Einige Schichten treten nur am Tage auf (gilt für D-Schicht und weitgehend für E-Schicht, sowie für F1-Schicht während des Fleckenminimums), während die F2-Schicht in der Nacht im wesentlichen erhalten bleibt. Mit dem Auftreten von Sonnenflecken verstärkt sich die Röntgenstrahlung zur Erde und damit auch die Möglichkeiten zur Ionisation der Ionosphärenschichten. Elektronendichte für verschiedene Schichten in Abhängigkeit der Sonnenfleckenzahl (0, 100, 200) während des Sommers und des Winters. Ursache Unterschied Sommer/Winter: Während des Winters (nördliche Hälfte) ist es in der Ionosphäre kälter, damit dichter, und die Erde ist dann weniger weit von der Sonne entfernt. Sonnenfleckenzyklus Nachdem man einige Jahrzehnte lang die Sonnenflecken beobachten konnte, wurde bemerkt, daß die Sonnenflecken in einigen Jahren sehr häufig, in anderen so gut wie nie da waren. man fand so den Sonnenfleckenzyklus, bei dem im Abstand von ca. 11 Jahren jeweils ein Maximum an Sonnenfleckenaktivität zu verzeichnen war. Die Zykluslänge ist nicht konstant. Man hat schon welche zwischen 9 und 14 Jahre festgestellt. Seite 7 von 15

8 Es gab auch Zeiten, in denen kaum Sonnenflecken auftraten, also auch kein Zyklus bestimmt werden konnte (zwischen etwa 1650 und 1715 ( Maunder-Minimum). Sonnenfleckenzahl der letzten Jahrhunderte Sonnenfleckenrelativzahl R Wenn man die Sonnenfleckenaktivität bewerten will, also eine einheitliche Aussage über die Größe und Zahl treffen will, braucht man dazu Maßstäbe. Die Entwicklungsphase bzw. Größe einer Fleckengruppe klassifiziert man mit den Buchstaben A bis H. Die Anzahl der Flecken gibt man mit der sogenannten Sonnenfleckenrelativzahl R an. Diese wurde bereits im letzten Jahrhundert von Rudolf Wolf in Zürich eingeführt: 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 ein einer gezählten Gruppe enthalten sind. Ist kein Fleck zu sehen, dann ist die Relativzahl gleich Null. R = K (10 x G + E ) K = Korrekturfaktor um subjektive Bewertungsunterschiede bei verschiedenen Observatorien auszugleichen. Seite 8 von 15

9 Ein einzelner Fleck würde R = 11 bedeuten. FLUX Eine objektivere Aussage über die Sonnenaktivität kann man mit der Messung der Energiestrahlung bei der Frequenz 2800 Mhz machen. Bei dieser Frequenz ist die Energiestrahlung der Sonne in guter Übereinsimmung mit dem Index R für Sonnenfleckenrelativzahlen. Der Flux wird seit November 1946 in Kanada gemessen: 2800 MHz = 10,7 cm Lamda Zur Zeit um 20 h UTC in der Einheit Solar Flux (= 10 hoch 4 Jansky) in Penticton. Drei Komponenten tragen zum Fluxwert bei: a) plötzliche Strahlungsausbrüche bei Flares, b) langsame Variationen während des Solarzyklus und c) und die Grundstrahlung, die auch bei "ruhiger" Sonne gemessen wird. Der Flux erreicht als untersten Wert etwa 65. Das Schmetterlingsdiagramm der Sonne Nachdem man im letzten Jahrhundert nicht nur die Flecken zählte, sondern auch ihre Lage auf der Sonnenscheibe registrierte, fand man eine weitere Gesetzmäßigkeit: Im Verlaufe eines Zyklus treten die Flecken in verschiedenen Breitengraden auf. Während des Sonnenfleckenmaximum sind sie in zwei Streifen, die etwa 15 Grad nördlich und südlich des Sonnenäquators sind, zu finden. Während der absteigenden Phase des Zyklus nähern sie sich weiter dem Äquator. Flecken, die nach einem Minimum zu einem neuen Zyklus zugerechnet werden, finden sich wieder bei 30 Grad zu beiden Seiten des Äquators. Seite 9 von 15

10 Kennzeichen eines neuen Zyklus Nicht nur die Lageverteilung gibt einen Hinweis auf den Beginn eines neuen Zyklus, sondern auch die magnetischen Polarität, die man den einzelnen Flecken zuordnen kann. Sonnenflecken sind meist paarweise anzutreffen, wobei das Paar immer in etwa in Ost-West-Richtung orientiert ist. Die Rotation läßt die Flecken von Ost nach West wandern. Der westliche Fleck ist also der vorangehende, der östliche der nachfolgende Fleck. Die Flecken eines Paares haben immer gegensätzliche magnetischer Polarität (meßbar durch Zeemann-Effekt = Aufspaltung der Spektrallinien, wenn sich die emittierenden Atome in einem Magnetfeld befinden). Die nach einem Minimum in höheren Breitengraden und alle später erscheinenden Flecken haben alle eine andere magnetische Polarisierung! Dieses Kriterium erlaubt eine eindeutige Unterscheidung der Zyklenzugehörigkeit von Flecken. es können nämlich gleichzeitig Flecken des "alten" Zyklus und "neuen" Zyklus auftreten. In 1977 war Nordpol der Sonne auch magnetischer Nordpol, Auf Nordhalbkugel hatte vorangehender Fleck nördliche magnetische Polarität (Südhalbkugel umgekehrt). Um 1980 verschwanden die Polfelder. Fleckenpolarität unverändert. Ende des Zyklus 1986 sind die Flecken nahe dem Äquator und Nordpol hat südliche magnetische Polarität. Ab 1988 Flecken des neuen Zyklus mit jetzt vorangehendem Fleck südlicher Polarität in höherenbreitengraden. SWF SHORTWAVE FADEOUT - MÖGEL-DELLINGER-EFFEKT Nach einigen sehr starken Flares kommt es zu einem Totalausfall aller Kurzwellen-Langstrecken- Verbindungen, der einige Minuten bis zu mehreren Stunden dauern kann. In der Chromosphäre der Sonne ist dieser Flare als heller Lichtausbruch erkennbar. Mit ihm ist ein sehr hohe Röntgenstrahlung verbunden. Trifft diese erhöhte Röntgenstrahlung bei der Erde ein, dann führt sie zu einer verstärkten Ionisation der niedrigen D-Schicht. Diese verstärkte Ionisation der D-Schicht Seite 10 von 15

11 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. Auf der Nachtseite tritt SWF nicht auf, da die Erde selbst den Weg der Röntgenstrahlen auf die dortige D-Schicht abschattet. Visuelle AURORA - Polarlicht Sichtbare Aurora kommt dadurch zustande, daß freie von der Sonne aus koronalen Löchern (nicht aus Flares!) kommende Elektronen, die sich entlang der Erdmagnetfeldlinien mit hoher Geschwindigkeit spiralförmig herabbewegen dabei mit neutralen Atomen und Molekülen der Atmosphäre zusammenstoßen und diesen dadurch Energie übertragen. Elektronen kreisen normalerweise in Energiebändern um Atomkerne und es können beim Zusammenstoß Elektronen vom Atom weggeschlagen werden (Ionisierung) oder auf ein höheres Energieband angehoben werden. Sind Elektronen auf ein höheres Energieband angehoben worden, dann können sie dort nicht verbleiben, sondern es muß der Normalzustand wieder hergestellt werden. Bei dem Rücksprung in den Grundzustand auf das normale Energieband wird Licht abgestrahlt: Aurora. Die Farbe des Lichts richtet sich danach welche Art von Atom bzw. Molekül betroffen ist. An solchen inhomogenen Gebilden erhöhter Ionisation erfolgen dann die Rückstreuung von UKW-Funkwellen. Seite 11 von 15

12 Radio-Aurora Amerikanische Funkamateure entdeckten 1939 als erste den Scatter-Effekt der Radio-Aurora. Damit die rückgestrahlten Signale Funkwellen zurückgestreut werden können, braucht man in großer Höhe einen ionisierten Bereich. 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 in erster Näherung nordwärts zum Ort der Aurora zu richten. Verbindungen kommen meist nur dann zustande, wenn die Ausbreitungsrichtung der Funkwellen und die Richtung der erdmagnetischen Feldlinien am Reflexionspunkt angenähert einen rechten Winkel bilden. Es werden von einem bestimmten Ort nur dann Aurorasignale empfangen, wenn die Aurora in einem Winkelbereich bis zu 20 Grad über Horizont auftritt. Bei sehr starken Auroraerscheinungen, die einen Ort der Aurora in tieferen Breiten haben, sind dann zwar weit entfernte südliche Stationen zu hören, aber nicht mehr solche aus dem mittleren Skandinavien. Die von einer Aurora zurückgestrahlten Signal zeigen einen eigenartigen rauhen Ton auf, der durch schnelle Fadingfrequenzen hervorgerufen wird. Telegrafiesignale klingen wie ein Zischen, während die äußerst schwerverständlichen SSB-Signale sich so anhören, als ob der Sprecher extrem heiser ist. QSOs sind meist nur möglich, wenn beide das bekannte "NATO-"Alphabet anwenden und sehr langsam sprechen. 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. Zusammenhang Erdmagnetfeldstörung und Aurora Parallel mit dem Auftreten von sichtbarer und Radio-Aurora ist ist immer eine starke Unruhe des Erdmagnetfeldes verbunden. Aurora ist das Ergebnis von riesigen Strömen und dessen Zusammenwirken mit dem Erdmagnetfeld. Die Wahrscheinlichkeit, daß bei gemeldeten k-werten >5 (A dann > 50) Radio-Aurora auftritt, ist sehr groß und macht eine Beobachtung des Erdmagnetfeldes für Aurora-Vorwarnungen interessant. Dies war schließlich auch der Grund für die Installation eines Magnetometers am Bakenstandort: Man sendet mit KIEL k ziemlich nahe dem aktuellen Ereignis einen Zustandsbericht des Erdmagnetfeldes. Wird in der Vorhersage FORECASTS für MAGFIELD "Minor (oder) Major Magstorm expected" gesendet und der gemeldete K-Wert ist > 5, dann lohnt sich eine Überprüfung des 2-m-Bandes auf Aurora-QSO-Möglichkeiten. FORECASTS für MAGFIELD "Minor (oder) Major Magstorm expected" gesendet und der gemeldete K-Wert ist > 5, dann lohnt sich eine Überprüfung des 2-m-Bandes auf Aurora-QSO-Möglichkeiten. Zeitliche Abhängigkeiten von Geomagnetischen Störungen (Aurora) 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. Das Maximum der Magnetstörungen fällt nicht mit dem Maximum der Sonnenflecken zusammen, sondern erfolgt 2 bis 3 Jahre später. Seite 12 von 15

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14 Beurteilung des "Funkwetters" aufgrund der gesendeten Daten 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. Ein hoher A- und k-wert und damit verbundene Magnetfeldstörungen beeinträchtigen hauptsächlich solche KW-Funkverkehrslinien auf niedrigen Bändern sehr stark, wenn sie durch nördliche Regionen der Erde (Polargebiet) queren. Wird in der Vorhersage für SUNACT "eruptive" oder "active" gemeldet, dann steigen R und Flux. Bei einer Meldung von "major flare bzw. proton flare expected", dann kann es z.b. zu Störungen wie SWF (Mögel-Dellinger) kommen. UKW-Freunde sollten neben der MAGFIELD-Vorhersage auch den k-wert beachten: Je höher k über 5, desto eher ist Radio-Aurora wahrscheinlich. Vorausschau auf den nächsten Solaren Zyklus 23 Im September 1996 fand beim NOAA SPACE ENVIRONMENT CENTER SEC in Boulder/Colorado eine Konferenz von Wissenschaftlern statt, bei der diese "ihre" Einschätzung der kommenden Entwicklung zur Sonnenfleckenaktivität und zu den geomagnetischen Störungen während des nächsten Zyklus abgaben. In Diagrammen kann man die verschiedenen Vorhersagen nach Zeit und Höchstwert sehen. Eines ist sicher: Um das Jahr 2000 werden wieder ausgezeichnete Kurzwellenbedingungen herrschen. Der Bayerische Contest Club, BCC, macht jetzt schon Pläne für den cq-ww-kontest im Jahr 2000? Seite 14 von 15

15 WWW-INFOS 1. Space Environment Center SEC, Boulder/Colorado // 2. DRAO -10cm Solar Radio Noise Patrol, Penticton // 3. IPS Radio and Space Services, Sydney, Australien // 4. Max Planck Institut für Aeronomie, Göttingen // 5. Swedish Institute of Space Physics, Kiruna // 6. Solar and Geophysical Support Services //solar.uleth.ca/index.html Seite 15 von 15