Funkwetterbericht – Begriffe erklärt

Aurora

Aurora, auch Polarlicht genannt, wird durch den Sonnenwind hervorgerufen. Der Sonnenwind besteht im Wesentlichen aus Elektronen und Protonen, also den positiven Ionen des Wasserstoffs. Dieser Sonnenwind bewegt sich entlang der Feldlinien des Erdmagnetfeldes in Richtung oberer Atmosphäre. Dort trifft der Sonnenwind auf die Moleküle der Atmosphäre und ionisiert diese. Das geschieht in der Form, dass die Elektronen dieser Moleküle durch die Energie des Zusammenstoßes auf höhere und somit energiereichere Bahnen gehoben werden. Die Elektronen haben aber das Bestreben sich wieder auf Ihre ursprünglichen Bahnen zurück zu begeben. Wenn sie dies tun, geben Sie Ihre zuvor zugeführte und nun überschüssige Energie in Form von Licht wieder ab. In welcher Farbe Aurora leuchtet, hängt vom jeweiligen Molekül ab, welches das Licht abgibt. Typisch ist aber eine grüne Färbung. Da der Sonnenwind sich über die Feldlinien an den Polen in Richtung Atmosphäre bewegt, sind die Polarlichter eher in hohen nördlichen Breiten zu sehen. In Deutschland sind Polarlichter die absolute Ausnahme. Die ionisierte Schicht der Aurora befindet sich in Höhen zwischen 100km und 200km. An dieser Schicht können Funkwellen selbst im UKW-Bereich reflektiert werden. Die reflektierten Funkwellen hören sich aber verzerrt an.

A-Index (geomagnetische Aktivität)

Der A-Index wird als Wert für den kompletten Tag als Tagesmittelwert angegeben. Er beschreibt die geomagnetische Aktivität des Erdmagnetfeldes und wird aus dem K-Index (siehe weiter unten) berechnet. Die Werte liegen bei normalen Bedingungen um 10,  Werte ab 30 deuten auf gestörte Bedingungen hin, bei starken Magnetstürmen werden auch Werte um 200 erreicht. Ein hoher A-Index deutet auch auf besondere Ausbreitungsphänomene, wie zum Beispiel Aurora hin. Auch unerwartete Öffnungen des 160m Bandes sind dann möglich. Höhe Werte dieses Index haben aber auch mehr Rauschen (QRN) zur Folge. Die Bedingungen sind am Besten, wenn der A-Index unter 15 und der K-Index unter 3 liegt. Nachfolgend eine Beschreibung der möglichen Werte:

Fackeln

Sonnenfackeln sind Gebiete auf der Sonnenoberfläche, die im Gegensatz zu den Sonnenflecken, eine größere Helligkeit und Temperatur als der Rest der Sonnenoberfläche haben. Am Häufigsten sind Sonnenfackeln in der Nachbarschaft von Sonnenflecken zu finden. Die Sonnenfackeln werden durch stark fluktuierende Magnetfelder verursacht, die ja auch die Ursache für die Sonnenflecken sind. Die Sonnenfackeln sind meist langlebiger als Ihre Sonnenflecken aus der Nachbarschaft.

Flares

Die Sonne ist im Vergleich zu anderen Sternen zwar eher von durchschnittlicher  Erscheinung, was aber nicht heißt, dass sie ein langweiliger Stern ist. Auf ihr sind vielfältige dynamische Vorgänge zu beobachten und dazu zählen auch die Sonnenflares. Sie entstehen durch Explosionen an der Sonnenoberfläche. Sie entstehen, wenn in der Sonnenkorona Magnetfelder unterschiedlicher Polarität aufeinandertreffen und verschmelzen. Nach der Verschmelzung ist die Energie des neuen Magnetfeldes geringer als die Summe der Energie in den beiden einzelnen Magnetfeldern. Die Energiedifferenz entlädt sich in besagten Explosionen. Hierdurch werden Teilchen beschleunigt, die an der Sonnenoberfläche weitere Teilchen zum Leuchten bringen. Zu beobachten ist dann ein Flare. Flares geben Strahlung und einen Teilchenstrom in das Sonnensystem ab. Die Flares haben meist eine Lebensdauer zwischen 10 und 90 Minuten und treten ebenfalls in der Nähe von Sonnenflecken auf.

Geomagnetisches Feld

Das Erdmagnetfeld, wie es auch genannt wird, umgibt unseren Globus und ähnelt den Feldlinien eines Stabmagneten.  Es entsteht durch den flüssigen, metallischen Kern der Erde. Durch die Drehbewegung des Kerns, wird ähnlich einem Dynamo ein Strom erzeugt, der wiederum ein Magnetfeld zur Folge hat. An den magnetischen Polen, nicht zu verwechseln mit dem Pol der Drehachse der Erde, steigen die Magnetfeldlinien gewissermaßen senkrecht aus der Erdoberfläche. Die beiden magnetischen Pole weisen ein Abweichung von 11° zu den Polen der Erdachse auf. Eine Kompassnadel richtet sich entlang der Feldlinien zum magnetischen und nicht geografischen Nordpol aus. Deshalb musste früher, bei der Navigation mit einem Kompass, diese sogenannte Missweisung mittels Tabellen korrigiert werden. Die Stärke des Erdmagnetfeldes liegt zwischen 25.000 nT am Äquator und 70.000nT an den Polen. Das Magnetfeld ist leichten Schwankungen unterworfen. Siehe hierzu auch den K-Index.

Geomagnetische Aktivität

Geomagnetische Aktivität bezeichnet die zeitlichen Veränderungen des Erdmagnetfeldes. Diese Schwankungen werden durch Änderungen in der Intensität des Sonnenwindes verursacht. Sozusagen durch die Böen des Sonnenwindes. Die geomagnetische Aktivität wird charakterisiert durch den A-Index und den K-Index.

H-alpha Absorbtionslinie

Das Licht der Sonne kann durch ein Prisma in seine Farbbestandteile aufgelöst werden. Es bildet sich ein Farbspektrum, welches auch dem Regenbogen anheim ist. Dieses Farbband ist mit mit schwarzen Linien, den sogenannten Absorbtionslinien durchsetzt. Diese Linien repräsentieren die einzelnen Elemente und Moleküle, die auf der Sonne vorkommen. Im Inneren der Sonne entsteht Licht mit einem kontinuierlichen Spektrum. Erst an der Oberfläche werden bestimmte Wellenlängen durch die Elemente und Moleküle in der Sonnenoberfläche herausgefiltert, so dass sie im Spektrum fehlen. Die H-alpha Absorbtionslinie repräsentiert das am häufigsten auf der Sonne vorkommende Element, den Wasserstoff. Diese Absobtionslinie liegt bei 656nm. Die Intensität der Strahlung, die bei 656nm gemessen werden kann, ist proportional zur Stärke der Sonnenflares.

Greyline DX

Greyline oder auch Grayline bezeichnet die Grenze zwischen Tag und Nacht auf der Erde. Entlang dieser Linie verläuft die Dämmerungszone. Aufgrund der Erddrehung verschiebt ich sich diese Linie kontinuierlich im Laufe eines Tages einmal über den gesamten Globus. Erfahrene DX’er wissen, dass sich die Funkwellen aus dem Mittelwellenbereich zwischen 300kHz und 3MHz entlang dieser Dämmerungszone besonders gut ausbreiten. Dies gilt natürlich für die Raumwelle. Aber auch der übrige Kurzwellenbereich kann von diesem Effekt profitieren. Dieser Effekt entsteht, weil die untere Ionosphärenschicht schon während der Dämmerung schnell an Intensität verliert, sich aber noch nicht auflöst. Dadurch werden die Funkwellen in der D-Schicht gebrochen und anschließend von der F-Schicht reflektiert. Dies führt in Summe zu Überreichweiten. Wenn sich die D-Schicht in der Nacht komplett auflöst, fällt auch die Brechung der Raumwelle weg und die Sprungentfernung der Funkwellen wird deutlich kürzer.

Ionosphäre

Amateurfunkbetrieb über große Entfernungen ist, abgesehen von Satellitenbetrieb, nur im Kurzwellenbereich möglich. Die großen Reichweiten sind auch nur unter Mitwirkung eines elektrisch leitfähigen Teils der Atmosphäre, der sogenannten Ionosphäre möglich. Um die komplizierten physikalischen Ausbreitungsbedingungen besser verstehen zu können, bedient man sich eines anschaulichen Schalen- oder Schichtenmodells. Die Ionosphäre besteht nach diesem Modell aus maximal 4 Schichten, die sich nach Höhen gestaffelt, schalenförmig um den Erdball legen. Jede Schicht stellt für sich eine Zone erhöhter Ionisation dar. Ionisation bedeutet hier, dass durch energiereiche Sonnenstrahlung die Elektronen aus den Luftmolekülen und ihren Atomen herausgerissen werden. Dadurch entsteht eine Leitfähigkeit gegenüber gegenüber Funkwellen aus dem Kurwellenbereich. Je nach Frequenz und Ionisationsgrad wirken die einzelnen Schichten wie riesige Spiegel, an denen die Kurzwellen reflektiert werden. Mithilfe des Schichtenmodells kann man sich auch relativ einfach die unterschiedlichen Verhältnisse in der Ionosphäre am Tage und in der Nacht, sowie zu den unterschiedlichen Jahreszeiten, verdeutlichen. Am Tage sind wegen der unmittelbaren und kräftigen Sonnenstrahlung alle 4 Ionosphärenschichten stark ausgebildet. In der Nacht existiert nur eine Schicht und zwar die Oberste. Die einzelnen Schichten werden mit zunehmender Höhe vom Erdboden als  D,  E,  F₁ undF₂ Schicht bezeichnet. Die D-Schicht beginnt in einer Höhe von etwa 40 km. Die F2 Schicht hat Ihre Obergrenze in der Regel bei etwa 400 km.

Diesen kurzen Überblick über die Ionosphäre vertiefen wir demnächst in einem eigenen Beitrag.

K-Index (geomagnetischer Index)

Der K-Index beschreibt die Unruhe des Erdmagnetfeldes. Er ist ein Vergangenheitswert für die letzten drei Stunden und ist nur für den Mess-Ort gültig. Er wird  8 Mal täglich an verschiedenen Meßststellen weltweit bestimmt. Ein globaler, sogenannter planetarer K-Index wird aus den Werten der verschiedenen Stationen Weltweit bestimmt. Innerhalb der drei Stunden wird die Schwankungsbreite der Stärke des Erdmagnetfeldes gemessen, bezogen auf einen imaginären Wert,  der als ruhiges Magnetfeld gilt. Der K-Index kann Werte zwischen 0 und 9 annehmen (siehe nachfolgende Tabelle). Je geringer der Wert, umso geringer sind die Schwankungsbreiten bei den Meßwerten und umso ruhiger ist das Magnetfeld. Die Stärke von Magnetfeldern wird in Tesla [T] gemessen. Bei einem K-Wert von 1 beträgt die Schwankungsbreite um etwa 12 nT. Bei einem K-Wert von 9 sind es mehr als 600 nT. Bei geringen Werten des K-Index bestehen gute Chancen für Verbindungen auf den unteren Kurzwellenbändern. Bei hohen K-Werten steigt die Wahrscheinlichkeit für Aurora auf UKW.

Koronale Löcher

Koronale Löcher sind Bereiche auf der Sonnenoberfläche, welche kühler als Ihre Umgebung sind. Auch die Dichte der Materie in einem koronalen Loch ist deutlich geringer als in der Umgebung. Aus einem Koronalen Loch „weht“ ein intensiver Sonnenwind, d.h. es tritt Plasma mit hoher Geschwindigkeit aus. Ursache ist ein in diesen Arealen geringeres Magnetfeld, welches den Sonnenwind entkommen lässt. Auf Röntgenaufnahmen sind die Koronalen Löcher gut zu erkennen. Im optischen Bereich ist Ihre Beobachtung nicht möglich. Durch den von ihnen ausgesendeten Sonnenwind, können auf der Erde leichte bis mäßige geomagnetische Stürme (sie auch K-Index) verursacht werden. Koronale Löcher sind zum Ende des 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus und im Sonnenfleckenminimum am häufigsten vorhanden. Sie sind dann die Hauptursache für die Aktivität des Erdmagnetfeldes.

Koronale Massenausbrüche

Als koronalen Massenauswurf bezeichnet man eine Plasmawolke, die durch eine Eruption auf der Sonnenoberfläche  ins All entweicht. Ein koronaler Masseausbruch tritt in der Regel zusammen mit einer Eruption auf der Sonne auf. Wobei aber nicht jede Sonneneruption mit einem Masseausbruch einhergeht. Der Plasmastrom der in etwa 2 Tagen unsere Erde erreichen, besteht aus geladenen Teilchen wie Elektronen, Protonen und in geringen Maße aus Atomkernen höherer Elemente. Die Stellen, von denen die Masseauswürfe auf der Sonnenoberfläche ausgehen, sind meist mit den Flares in der Umgebung der Sonnenflecken identisch. Der Teilchenstrom beeinflusst die Magnetosphäre und die Ionosphäre auf unserer Erde. Im Magnetfeld der Erde kann es dadurch zu geomagnetischen Stürmen kommen. Auch Polarlichter entstehen.  Die Sonne ist während des Sonnenflecken Minimums nicht sehr aktiv und koronale Massenauswürfe sind dann selten. Zu koronalen Massenauswürfen kommt es dann im Mittel einmal pro Woche. Wenn die Sonnenaktivität zum Sonnenfleckenmaximum hin zunimmt, treten koronale Massenauswürfe häufiger auf. Masseauswürfe sind dann jeden Tag zu beobachten.

LUF

LUF ist die englische Abkürzung für Lowest Usable Frequency. Die LUF gibt die niedrigste Frequenz an, die bei Raumwellen-Ausbreitung auf Kurzwelle gerade noch brauchbar ist, um eine Funkverbindung zu gewährleisten. Bei den darunter liegenden Frequenzen werden die Funkfrequenzen durch die unteren Schichten der Ionosphäre zu stark gedämpft und es kommt nicht mehr zu einer Reflexion an den F-Schichten. Die Dämpfung hängt vor allem von der Elektronendichte in der D-Schicht ab. Da die Dichte von der Tages- und Jahreszeit abhängig ist, verändert sich in diesen Intervallen auch die LUF. Nachts wenn die D-Schicht verschwindet liegt die LUF oft im niedrigen Mittelwellenbereich. BC-DX’er kennen diesen Effekt. In Zeiten hoher Sonnenaktivität nimmt die LUF zudem sogar zu. Dies liegt an der stärkeren Sonneneinstrahlung, die zu einer stärkeren Ionisierung in der D-Schicht führt, was wiederum die Dämpfung durch diese Schicht erhöht. Für das Sonnenfleckenmaximum bedeutet dies, dass auf den niederfrequenten Bändern DX eher schlechter möglich ist. Im Sonnenflecken Maximum sind dann durchaus Werte bis 10MHz möglich. Im Gegensatz zur MUF lässt kann die LUF von den Funkstationen beeinflussen. Senderseitig durch eine höhere Leistung und Empfangsseitig durch eine Antenne mit höheren Gewinn.

Mögel Dellinger Effekt

Nach starken Flares auf der Sonnenoberfläche kann es auf der Erde kurzzeitig zu einem plötzlichen kompletten Ausfall der Funkverbindungen auf Kurzwelle kommen. Diese Ausfälle können einige Minuten, wenn die Flares sehr stark sind, aber auch mehrere Stunden andauern, . Im Mittel dauert ein Ausfall ca. eine 1/4 Stunde an, weswegen auch schon mal von der toten Viertelstunde gesprochen wird. Dieser Mögel-Dellinger Effekt (Benannt nach den deutschen Mögel und dem Amerikaner Dellinger) tritt vor allem in den Jahren des Sonnenflecken Maximums auf.  Ursache sind Röntgenstrahlen, die von starken Flares auf der Sonne ausgestrahlt werden. Die Röntgenstrahlen ionisieren dann die unterste Ionosphären-Schicht, die D-Schicht. Die LUF steigt dabei so stark an, dass kurzzeitig alle Kurzwellenfrequenzen komplett bedämpft werden. Der Effekt tritt nur auf der Tagseite der Erde auf.

MUF

MUF-Karte von KC2G

MUF ist die englische Abkürzung für Maximum Usable Frequency. Die MUF ist die höchste Frequenz, die zwischen zwei Funkstationen auf Kurzwelle für die Übertragung, durch Reflexion an der Ionosphäre, genutzt werden kann. Die MUF ist von Tages- und Jahreszeit abhängig. Die höchsten Werte werden im Winter um Mittagszeit, in den Sommermonaten erst Nachmittags erreicht. Die MUF ist auch ein wenig vom Weg abhängig, den die Funkwellen nehmen. Auf Nord-Süd Strecken ist die MUF etwas höher als bei Ost West Verbindungen. Die MUF ist auch von der Aktivität der Sonne abhängig. Bei hoher Sonnenaktivität, und somit hohem Solaren Flux ,der vor allem im Sonnenflecken Maximum erreicht  wird, ist die MUF am größten. Zu diesen Zeiten können auch die hohen Kurzwellenbänder für DX genutzt werden. Messtechnisch wird die MUF ermittelt, indem die Ionosphäre senkrecht angestrahlt wird und die Frequenz bestimmt wird, bei der keine Reflexion mehr erfolgt. Diese Frequenz nennt man Senkrecht Grenzfrequenz. Die reale Grenzfrequenz für eine Funkverbindung (MUF) ist dann um den Faktor 2,5 bis 3,5 größer als die Senkrecht Grenzfrequenz.

M-Flare und C-Flare etc.

Die Stärke von Flares wird in 5 Klassen eingeteilt. Jede Klasse entspricht einem Intensitätsbereich der Röntgenstrahlung die von den Flares ausgeht. Siehe nachfolgende Tabelle

Protonenereignis

Protonenereignisse werden von den starken Flares, den X-Flares, auf der Sonnenoberfläche verursacht. Dabei wird eine starke Energie freigesetzt, siehe auch Flares. Die Zahl der ausgestrahlten Protonen ist dann besonders hoch. Da Protonen aufgrund Ihrer Masse die Ionosphäre stärker ionisieren können als die  Elektronen, erfolgt bei den Protonenereignissen neben der Ionisierung durch die Röntgenstrahlung eine besonders starke Ionisierung der Schichten. Dies macht sich durch eine höhere MUF, also guten Bedingungen auf den oberen Kurzwellenbändern bemerkbar. Protonenereignisse haben als negativen Effekt ein turbulenteres Magnetfeld zur Folge. Was wiederum für erhöhtes Fading sorgt. Protonenereignisse können für Astronauten und Satelliten eine Gefahr darstellen.

Protuberanzen

Protuberanzen sind Materieströme ausgehend von der Sonnenoberfläche, die eine Höhe von 40.000km erreichen können. Die Materie wird dabei aber im Wesentlichen wieder zur Sonne zurückgelenkt. Es kann aber auch vorkommen, dass sich diese Bögen von der Sonne lösen und in den Weltraum ausgestrahlt werden. Protuberanzen haben eine eher rötliche Färbung. Die Farbe entsteht durch das Licht der H-alpha Linien.

R – Sonnenflecken Relativzahl

Die Sonnenflecken Relativzahl ist ein Maß dafür, wie stark die Sonnenoberfläche von Sonnenflecken bedeckt ist. Die Sonnenfleckenrelativzahl ist abhängig von der Gesamtzahl der beobachteten Flecken f und der Zahl der Fleckengruppen G.  Die Sonnenfleckenrelativzahl berechnet sich wie folgt:

R = k*(f +10*G)

wobei k ein Korrekturfaktor ist. Die verschiedenen Beobachtungsstationen verwenden unterschiedliche Teleskope und sonstige Instrumente. Damit die Beobachtungsstationen vergleichbar werden, hat jede Beobachtungsstation ihren eigenen Korrekturfaktor. Die Sonnenfleckenrelativzahl ist starken  Schwankungen unterworfen. Das Monatsmittel von R folgt allerdings einem 11-jährigen Rhytmus, dem Sonnenfleckenzyklus. Je Höher R ist, desto aktiver ist die Sonne und umso besser sind im Durchschnitt die Ausbreitungsbedingungen auf den höheren Bändern.

Solarer Flux Index

Zunächst einmal ist der solare Flux ein Maß für die Aktivität der Sonne, er hängt mit der Sonnenfleckenrelativzahl zusammen. Zur Bestimmung dieses Index wird die Radiostrahlung bei einer Frequenz von 2,695 GHz gemessen. Das entspricht einer Wellenlänge von 10,7cm. Im Sonnenflecken Minimum liegt der solare Flux bei 70. Als Niedrigster Wert kann 63,7 erreicht werden. Im Sonnenfleckenmaximum sind Werte über 200 möglich. Der Solare Flux Index (SFI) ist nicht nur eine Zahlengröße sondern ist ein Maß für die Strahlung in Watt je Quadratmeter und 1Hz Bandbreite:
In der Literatur findet man verschiedene Formeln wie die Sonnenfleckenrelativzahl R und der Solare Flux Index miteinander korrelieren. Die einfachste Formal dazu lautet:

Die Strahlung bei 2,695Ghz selbst trägt nicht dazu bei, dass die Ionosphäre aufgebaut wird. Sie ist nur das Medium, um die Aktivität der Sonne zu messen. Die Ionisierung der Ionosphärenschichten erfolgt durch die von der Sonne ausgestrahlte Röntgenstrahlung und durch die solare Ultraviolettstrahlung. Je höher der solare Flux, desto besser sind die Ausbreitungsbedingungen auf den oberen Kurzwellenbändern. Bei einem solaren Flux von 100 und mehr kann von guten Bedingungen auf den oberen Bändern ausgegangen werden. Zusammen mit dem K-Index ist der SFI ist wichtigste Größe um die Ausbreitungsbedingungen zu beurteilen bzw. vorherzusagen. Bei einem hohen Flux-Wert und einem K-Index von höchstens 2 sind sehr gute DX-Bedingungen zu erwarten.

Sonnenaktivität

Die veränderlichen Eigenschaften der Sonne werden als Sonnenaktivität bezeichnet. Dazu gehören die Turbolenzen, die durch die extrem heißen Gasen der Sonne hervorgerufen werden und die damit verbundenen Änderungen im Magnetfeld. Dass die Sonne aktiv ist kann man vor allem an den Sonnenflecken erkennen, die mit bloßem Auge (natürlich entsprechend geschützt) beobachtet werden können. Einige Änderungen sind zyklischer Natur wie zum Beispiel die Häufigkeit der Sonnenflecken. Andere sind spontaner Art wie zum Beispiel Protuberanzen.

Sonnenflecken

Foto:Nasa (Gemeinfrei)

Als Sonnenflecken bezeichnet man die dunkeln Punkte, die auf der Sonnenoberfläche sichtbar sind. Ihre Zahl und deren Größe sind das sichtbare Maß für die aktuelle Aktivität der Sonne. Mit den Sonnenflecken hängen immer auch andere Phänomene zusammen. Dies sind Protuberanzen, Flares, Fackeln, Plages und Filamente. Sie alle werden von starken, lokalen Magnetfeldern erzeugt. Wenn diese Magnetfelder das erste Mal an der Oberfläche auftauchen, erscheint zunächst ein kleines helles Gebiet. Unmittelbar danach bilden sich in aller Regel die ersten Sonnenflecken. Ihre Zahl und Größe steigt dann an den Folgetagen stark an. Es können auch Protuberanzen und Flares auftreten. Nach zwei bis vier Wochen sind die Sonnenflecken dann meistens wieder verschwunden. Sie erscheinen uns dunkler, weil sie etwas kühler sind, als die sie umgebende übrige Sonnenoberfläche. Die Sonnenflecken, die wir als dunkel beobachten sind in Wirklichkeit nicht schwarz. Sie erscheinen nur dunkler, weil die sie umgebende Sonnenoberfläche extrem hell ist, und die Teleskope, mit denen die Sonne beobachtet wird, stark abgedunkelt werden damit es nicht zu Beschädigungen der Instrumente kommt. Das ist der gleiche Effekt den wir erleben, wenn wir gegen die Sonne in eine geöffnete Haustür blicken.

Sonnenfleckenzyklus

Die Zahl der Sonnenflecken ist nicht konstant. Sie treten in einem 11-jährigen Rhythmus stärker bzw. schwächer auf. In den ersten drei Jahren dieses Zyklus steigt die Zahl der Sonnenflecken auf Ihr Maximum an. in den Jahren danach sinkt deren Zahl allmählich wieder bis auf das Minimum ab. Auch die Maximalwerte sind nicht stets gleich. Sie schwanken ebenfalls deutlich, in einem 80-jährigen Rhythmus. Im Sonnenfleckenminimum sind nur wenige Sonnenflecken auf der der Oberfläche sichtbar, während es im Sonnenfleckenmaximum kaum fleckenfreie Tage gibt. Aber nicht nur die Zahl der Flecken ändert sich während des Zyklus von 11 Jahren. Auch die Stellen, an den sich die Flecken zeigen, variieren. Zu Beginn eine Zyklus sind die Fecken bis in 35° nördlicher und südlicher Breite auf der Sonnenoberfläche zu sehen. Im Laufe der 11 Jahre wandern die Flecken dann immer mehr zum Sonnenäquator hin.

Sonnenwind,

Als Sonnenwind bezeichnet man den Teilchenstrom, der von der Sonne in den Weltraum ausgestrahlt wird. Pro Sekunde werden dabei 1Mio. Tonnen an Materie abgestrahlt. Die Geschwindigkeit der Teilchen beträgt etwa 300 km/s Der Sonnenwind besteht aus Elektronen und Ionen, vornehmlich des Wasserstoffs und Spuren höherer Elemente. Ursprung des Teilchenstroms sind die koronalen Löcher, also Bereiche geringerer Dichte auf der Sonnenoberfläche.  Koronale Masseauswürfe und Sonneneruptionen führen zu einem wellenförmig erhöhten Sonnenwind. Deren Auswirkungen wurden weiter oben beschrieben. Durch den Sonnenwind ändert sich der Zustand der Ionosphäre und der Magnetosphäre hierdurch können dann die Kurzwellenverbindungen gestört werden. Es wird angenommen, dass durch besonders starken Sonnenwind auch die Stromversorgung zusammenbrechen kann und auch Computer Schaden nehmen können.

Links zu interessanten Seiten

https://www.darc.de/funkbetrieb/hf-prognose/
Ausbreitungsvorhersage des DARC für verschiede Amateurfunkbänder

www.solarham.net
Website auf der das aktuelle Funkwettergeschehen verfolgt werden kann

https://www.wm7d.net/hamradio/solar/index.shtml
Zusammenstellung des aktuellen Funkwetters

https://www.voacap.com/hf/index.html
Umfangreiche und detailreiche Ausbreitungsberechnungen zwischen individuellen Funkpartnern können hier online berechnet werden.

https://www.hoffydirect.de/ukw-funkwetter-aktuell/
Aktuelle Informationen zum UKW-Wetter von Klaus, DL5EJ

http://projekte.gch.de/pages/funkverbindungen-weltweit/funkwetter.php
Ausbreitungsbedingungen auf den Amateurfunkbändern

https://pskreporter.info/pskmap.html
Automatisch Empfangsaufzeichnungen von Digimode-Aktivitäten werden  nahezu in Echtzeit zur Verfügung gestellt

http://www.wsprnet.org/drupal/wsprnet/map
Die aktuellen Ausbreitungsbedingungen können anhand von Funkverbindungen des WSPR-Netzes beurteilt und auf einer Weltkarte betrachtet werden

https://www.swpc.noaa.gov/products/solar-cycle-progression
Die aktuellen Werte der Sonnenfleckenrelativzahl und des Solaren Fluxes werden in der Graphik dargestellt. Interessante Seite der NOAA

https://www.spaceweatherlive.com/de/sonnenaktivitat.html
Aktuelle Werte und Bilder zum aktuellen Zustand der Sonne

https://prop.kc2g.com
Zur Abschätzung der Aktuellen Situation bei den Ausbreitungsbedingungen bietet Andrew , KC2G, eine sogenannte MUF-Karte an.