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HF-Funkausbreitung und Sonnenflecken

HF-Funkausbreitung und Sonnenflecken

Wenn sich elektromagnetische Wellen und in diesem Fall Funksignale ausbreiten, interagieren sie mit Objekten und den Medien, in denen sie sich fortbewegen. Dabei können die Funksignale reflektiert, gebrochen oder gebeugt werden. Diese Wechselwirkungen bewirken, dass die Funksignale ihre Richtung ändern und Bereiche erreichen, die nicht möglich wären, wenn die Funksignale in einer direkten Linie übertragen würden.

HF-Funkkommunikation in verschiedenen Formen, einschließlich Funkkommunikation, Mobilfunkkommunikation auf See, Rundfunk, Amateurfunkkommunikation und in der Tat jede Form der Funkkommunikation, die die HF-Bänder und die Ausbreitung des ionosphärischen Funkgeräts verwendet, hängt stark vom Zustand der Ionosphäre ab . Je höher die von der Sonne empfangene Strahlung ist, desto höher ist die Ionisation in der Ionosphäre, und dies führt im Allgemeinen zu besseren Ausbreitungsbedingungen für die HF-Funkkommunikation.

Es zeigt sich, dass die Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonne einen erheblichen Einfluss auf die emittierte Strahlung und damit auf die Ionosphäre hat. Dies hat wiederum einen deutlichen Einfluss auf die Funkkommunikation aller Art. Sonnenflecken sind daher für alle, die an der HF-Funkkommunikation beteiligt sind, von großem Interesse, da sie die Funkausbreitungsbedingungen erheblich beeinflussen.

Was sind Sonnenflecken?

Wenn die Sonne durch Projizieren ihres Bildes auf einen Bildschirm betrachtet wird, können von Zeit zu Zeit dunkle Bereiche gesehen werden. Diese können von einigen Stunden bis zu mehreren Wochen dauern. Diese Flecken sind (relativ gesehen) kühle Bereiche auf der Sonnenoberfläche. Die Temperatur liegt bei nur 3000 ° C gegenüber 6000 ° C für den Rest der Oberfläche. Unter der Oberfläche ist es viel heißer und erreicht Temperaturen von über einer Million Grad Celsius.

Ein Wort der Warnung

Unter keinen Umständen sollte die Sonne direkt betrachtet werden, auch wenn die Brille dunkel ist. In der Vergangenheit wurde dadurch vielen Menschen das Sehvermögen geschädigt.

Diese Sonnenflecken sind Bereiche mit intensiver magnetischer Aktivität. Die Felder in diesen Gebieten sind riesig und dadurch wird die Sonnenoberfläche gestört. In diesen Bereichen kühlt sich die Oberfläche dramatisch ab, wodurch ein dunklerer Bereich wahrgenommen wird.

Um den Sonnenfleck herum gibt es einen Bereich, der Plage genannt wird. Dies ist etwas heller als die Umgebung und es ist ein großer Strahler von kosmischer Strahlung, ultraviolettem Licht und Röntgenstrahlen. Tatsächlich führt dies dazu, dass die Gesamtstrahlung der Sonne zunimmt. Dieses erhöhte Strahlungsniveau um die Sonnenflecken herum führt wiederum dazu, dass die Ionosphäre stärker ionisiert wird. Dies bedeutet, dass höhere Frequenzen von der Ionosphäre reflektiert werden können.

Da Sonnenflecken in Gruppen auftreten, insbesondere in größeren, wurde eine Sonnenfleckenzahl entwickelt. Dies ist nicht die Anzahl der beobachteten Sonnenflecken, sondern eine Zahl, die den Grad der Sonnenfleckenaktivität angibt. Die Anzahl hängt sehr eng mit der tatsächlichen Strahlungsmenge zusammen, die von der Sonne empfangen wird. Auf diese Weise ist es ein gutes Maß für die Sonnenaktivität. Die täglichen Messwerte werden mathematisch geglättet, um die unregelmäßigen Abweichungen zu beseitigen und die geglättete Sonnenfleckenzahl zu erhalten. Manchmal wird die Abkürzung SSN gesehen, und es ist diese geglättete Sonnenfleckenzahl, auf die sie sich bezieht.

Elfjähriger Zyklus

Die Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche variiert mit der Zeit. Manchmal sind nur sehr wenige oder gar keine sichtbar, während zu anderen Zeiten die Anzahl sehr viel größer ist. Obwohl die Anzahl über kurze Zeiträume stark variiert, wenn sich die Sonne dreht, zeigt eine sorgfältige Analyse unter Verwendung der SSN einen längerfristigen Trend. Es zeigt sich, dass über einen Zeitraum von ungefähr elf Jahren die Sonnenflecken variieren. Auf dem Höhepunkt dieses Zyklus sind die Bedingungen auf den Bändern am oberen Rand des Kurzwellenspektrums sehr gut. Niedrigkraftwerke sind über bemerkenswert große Entfernungen zu hören. Am unteren Ende der Zyklusbänder um 30 MHz wird normalerweise keine normale Ausbreitung über die Ionosphäre unterstützt.

Sonnenflecken wurden von den Chinesen bereits vor der Geburt Christi beobachtet. Erst Mitte des 18. Jahrhunderts begannen Astronomen, Aufzeichnungen über Sonnenfleckenzahlen zu führen. Wenn man sich diese über die Jahre ansieht, ist es möglich, den Trend seitdem und die Zyklen zu sehen, die seitdem aufgetreten sind. Der Zyklus Nr. 22 begann offiziell im September 1986. Er begann mit einer Sonnenfleckenzahl von 12 und stieg in den folgenden 33 Monaten rasch an, um einen Höchststand von 158 zu erreichen. Von seinem Höchststand fiel die Sonnenfleckenzahl leicht ab und stieg wieder an, um einen zweiten, kleineren Höchstwert zu ergeben bevor er fiel, um den Zyklus 1996 zu beenden

Zusammenfassung

Die Sonnenfleckenaktivität ist für alle, die an der HF-Funkkommunikation beteiligt sind, von großer Bedeutung. Ob Funkverbindung, maritime Mobilkommunikation, allgemeine Mobilkommunikation, Punkt-zu-Punkt-Funkverbindung, Amateurfunkkommunikation, Rundfunk oder jede andere Form der Funkkommunikation. Das Ausmaß der Sonnenfleckenaktivität hat einen enormen Einfluss auf die Ionosphäre und damit auf die HF-Funkausbreitungsbedingungen. Dementsprechend ist auch ein oberflächliches Verständnis von Vorteil.

Schau das Video: QSSTV Erstkonfiguration (November 2020).