DX-Propagations

Note…

good conditions are:

S F I over 150
150
SFI over 150 sun activity/Sonnenaktivität
S N over 130
130
SN over 130 Sunspot Number/Sonnenflecken Relativitätszahl
K = 0 <1
0
K 0 or 1 (smaller than 2 is good) Planetary K Index /magnetische Aktivität

real time propagations




SFI 27 days forcast

SFI last 30 days

Radarsondierungen Ionosphäre, Messung der MUF etc.

Die Frequenzbereiche für den Amateurfunk weisen unterschiedliche Eigenschaften aus. Diese sind in einem besonderen Beitrag “Die Schichten der Ionosphäre” beschrieben.

Im Frequenzbereich zwischen 1 und maximal 30 MHz werden im Rahmen der Radarsondierungen kurze elektromagnetische Impulse senkrecht in die Ionosphäre abgestrahlt und nach ihrer ionosphärischen Reflexion empfangen. Aus den ionosphärischen Echos werden Amplitude, Laufzeit (scheinbare Reflexionshöhe), Dopplerverschiebung, Polarisation und Einfallswinkel abgeleitet und in einem Ionogram (unteres Bild /realtime) in Ab-hängigkeit von der Frequenz dar-gestellt.

[Quelle: Leipniz Institut für atmosphären Physik].
Werden Funkwellen auf einem niedrigen Elevationswinkel ausgestrahlt, ist die „Maximum usable Frequency“ (MUF) annähernd dreimal so hoch, wie die höchste Frequenz von Funkwellen, welche direkt nach oben (auf dem Zenit des Standortes) ausgestrahlt und an die Ionosonde zurückgegeben werden. In dem unten gezeigten screenshot-Ionogramm, wurde die FxI als 8,5 MHz (grüne Kurve) gemessen, und die MUF für ionosphärische Reflexion auf dem Gelände der Ionosonde wurde als 18,8 MHz für einen Hop von 3000 km Entfernung berechnet. Die Rosa Kurve, welche die ursprüngliche Welle darstellt, zeigt Reflektionen bei ungefähr 3,5 MHz (E-Layer) und 5,6 MHz (F-Layer).

Sie erkennen hier den Verlauf der MUF über der Höhe der Ionosphäre. Neben den Echospuren (bunt) des Radars ist das abgeleitete Elektronendichteprofil (schwarze Kurve) zu erkennen. Im linken Teil des Bildes sind die aus dem Ionogramm automatisch gewonnenen ionosphärischen Standardparameter und Koeffizienten des Elektronendichteprofils zusammengestellt.

Today’s Space Weather

This plot shows 3-days of 5-minute solar x-ray flux values measured on the SWPC primary GOES satellite. One low value may appear prior to eclipse periods. Click on the plot to open an updating secondary window.

Solare Flares (Radio Blackouts)

Flares sind plötzliche Eruptionen mit der ungeheurer Gewalt mehrerer Milliarden Atombombenexplosionen zusammen. Sie treten in der Nähe von Sonnenflecken auf, normalerweise entlang der neutralen Linie zwischen entgegengesetzten magnetischen Polen. Die meist nur Minuten andauernden Ausbrüche setzen enorme Energien frei.

Dies geschieht in Form von Gammastrahlung, Röntgenstrahlung und energiereichen Teilchen (Protonen und Elektronen). Flares werden nach ihrer Röntgen- Strahlungsintensität I eingeteilt, die auf der Erde oder im erdnahen Orbit gemessen wird.

Röntgen- und extreme UV-Strahlung ionisieren die Ionosphäre besonders in den unteren der Sonne zugeneigten Schichten. Dies behindert die Reflexion von Radiowellen und absorbiert die Signale. Im ungünstigsten Fall ist überhaupt keine Kommunikation mehr möglich „Radio Blackout“.

Betroffen sind hauptsächlich Frequenzen zwischen 5 und 35 MHz, aber auch bei niedrigeren Frequenzen gibt es Beeinträchtigungen. Radio Blackouts werden nach einer 5-stufigen NOAA – Skala klassifieziert und basieren auf Röntgenmessung von solaren Flares (GOES 0.1 – 0.8 nm in Watt je m²).

Here you can find more Info

Solar cycles 23-24 (August 1, 2017)

Cycle 24 progress (August 1, 2017)

Last solar cycles comparison

Quelle: http://www.solen.info

SN Sunspot Number – Sonnenflecken Relativzahl – Daily and monthly sunspot number (last 13 years)

Die Häufigkeit von 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.

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