Ausbreitungsbedingungen

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(aus dem BCC-Handbuch, überarbeiten, mit Bildern/Grafiken ergänzen; dazu Ausbreitungssoftware, Baken, WSPR,...)

Wellenausbreitung

Autor: Christian Reiber, DL8MDW

Einleitung

Was macht eigentlich den Unterschied aus zwischen dem, was ein Sender an die Antenne liefert und dem, was im Empfänger davon noch übrigbleibt? Die Antwort ist überraschend kurz: Dämpfung und Rauschen. Um Ausbreitungsbedingungen vorauszusagen müsste man also lediglich diese beiden Einflüsse recht genau vorherbestimmen. Gerade auf der Kurzwelle ist das aber ein ziemlich schwieriges Unterfangen, denn beide ändern sich mit Zeit und Frequenz – und dazu kommen dann auch noch ein paar spezielle »Schmankerln« der Kurzwellenausbreitung.

Bevor man sich darüber Gedanken macht, wie stark man ein Signal empfängt wäre aber zunächst mal zu klären, ob man es überhaupt empfangen kann. Was brauchen wir also dazu?

Die Grundlagen

Radiowellen sind, genauso wie Licht, elektromagnetische Wellen und die breiten sich strikt geradlinig aus, es sei denn es stellt sich ihnen etwas in den Weg, was sie vom geraden Weg abbringt. Genau so einem Hindernis verdanken wir es, dass wir per Kurzwelle weltweit kommunizieren können ohne auf Hilfsmittel wie Satelliten oder erdgebundene Repeater angewiesen zu sein. Was da buchstäblich im Weg steht sind Regionen mit freien Elektronen, die sich zwischen 50 km und 400 km über der Erdoberfläche in der Ionosphäre befinden. Sie brechen die vom Erdboden kommende Kurzwellenstrahlung in einem Bogen nach und nach wieder Richtung Erdboden zurück.

Physikalisch handelt es sich tatsächlich um eine Brechung und nicht etwa um eine Reflektion; der gern genommene Vergleich mit einem Spiegel ist zwar anschaulich, aber falsch. Er passt aber dafür recht gut auf das, was am Boden mit dem aus der Ionosphäre zurückkommenden Signal passiert: Je nach Beschaffenheit der Erdoberfläche wird es mehr oder weniger gut wieder nach oben zurückgeworfen und der Vorgang kann von neuem beginnen.

Freie Elektronen entstehen, indem sie aus dem Atomverbund herausgeschlagen werden, der sie normalerweise festhält. Dieser physikalische Vorgang wird als Ionisation bezeichnet und ihm verdankt die Ionosphäre ihren Namen. Dazu braucht es ordentlich Energie und die kommt von der Sonne, genauer von ihrer Strahlung im extremen Ultraviolett- und Röntgenbereich; das sind die Wellenlängen zwischen 1 nm und 200 nm.

Folglich steigt und sinkt die Dichte der freien Elektronen mit der Sonneneinstrahlung; fällt die nach Sonnenuntergang ganz weg geht die Elektronendichte und damit die Fähigkeit zur Brechung von Kurzwellen deutlich zurück, bis hin zur völligen Auflösung der ionisierten Region. Je näher an der Erdoberfläche die Region liegt, desto enger ist diese Kopplung an Tag und Nacht.

Sag mir, wo die Ionen sind...

Vier solche Regionen hat die Wissenschaft unterscheiden gelernt und von unten nach oben mit D, E, F1 und F2 bezeichnet. Die F2 Region ist am weitesten vom Erdboden entfernt, nämlich zwischen 200 km und 400 km, und daher für DX Verbindungen die mit Abstand wichtigste. Denn je höher in der Ionosphäre das Signal zur Erde zurückgebrochen wird desto weiter ist die Entfernung, die man mit so einem Sprung oder englisch Hop überbrücken kann; bei der F2 Region sind das im günstigsten Fall etwa 4000 km. Überdies kann diese Region Signale höherer Frequenzen brechen als die anderen Regionen.

Die F2 Region ist auch die einzige, die sich nicht unmittelbar mit dem Sonnenuntergang auflöst. Ihr verbleiben genügend freie Elektronen, um Kurzwellen auch die Nacht hindurch noch zu brechen, wenngleich bei niedrigeren Grenzfrequenzen. Die F2 Grenzfrequenz oder foF2 ist diejenige, die bei einem senkrecht nach oben gerichteten Strahl gerade noch zurückkommt und sie ist umso höher, je stärker die Ionisation, je höher also die Dichte an freien Elektronen ist. Demgemäß kann man für Strecken, die im Tageslicht liegen, höhere Frequenzen nutzen als bei Funklinien, die ganz oder teilweise die Nachtseite der Erde durchlaufen. Die gerade noch zurückgebrochene Frequenz steigt auch an, wenn das Signal nicht senkrecht sondern schräg in die Ionosphäre einstrahlt. Sie heißt dann Maximum Usable Frequency (MUF) und sie ist am höchsten, nämlich etwa das Dreifache der foF2, wenn das Signal parallel zur Erdoberfläche abgestrahlt wird. Daher strebt man für DX nach möglichst flach abstrahlenden Antennen: Zum einen braucht man weniger Sprünge (und verliert damit weniger Energie durch Dämpfung, dazu gleich mehr), zum anderen kann man viel höhere Frequenzen benutzen.

Apropos Stärke der Ionisation: Unsere Sonne ist ja nun ein Ausbund an Konstanz, wenn es um die Strahlung geht, die lebensnotwendig für unsere Existenz ist: Wärme und sichtbares Licht. Die Schwankungen liegen hier im Promillebereich. Ganz anders bei den Wellenlängen, auf die der Kurzwellennutzer baut: Sie gehören zum Veränderlichsten, was die Sonne zu bieten hat. Dieses Auf und Ab überträgt sich unmittelbar auf die Ausbreitungsbedingungen und ist eine der Zutaten, die Kurzwelle so spannend macht.

Der solare Zyklus

Wohlbekannt ist dabei der elfjährige Aktivitätszyklus, in dem die Intensität dieser extremen UV- und Röntgenstrahlung jeweils ein Maximum und ein Minimum durchläuft. Diese elf Jahre sind ein Durchschnittswert: Unsere Kenntnis der Sonnenflecken reicht gerade mal 350 Jahre zurück und von neun bis 14 Jahren Zyklusdauer war schon alles dabei, einschließlich einer Periode von 70 Jahren, in denen sich praktisch überhaupt nichts tat. Das aktuellste Beispiel für die Launenhaftigkeit unseres Zentralgestirns ist das extrem lange und tiefe solare Minimum zwischen 2007 und 2010.

Der Zyklus ist überdies unsymmetrisch: Vom Minimum zum Maximum dauert es im Schnitt 4,3 Jahre, zum folgenden Minimum dann 6,7 Jahre. In den Jahren um das Maximum herum sind die höheren Kurzwellenbänder bis hinauf zum 10 m Band tagsüber ständig für DX offen und das 20 m Band kennt überhaupt keine Sperrstunde mehr. Im Minimum dagegen sind Öffnungen auf 15 m und höher eine Seltenheit (sofern nicht gerade sporadic E herrscht) und 20 m ist ein reines Tagband. Dafür aber ist das Rauschen auf den niedrigen Bändern deutlich geringer, was sie wiederum für DX attraktiver macht, weil schwächere Signale dann mehr Chancen haben.

Erst in jüngster Zeit bieten Forschungssatelliten die Möglichkeit, die ionosierende Strahlung der Sonne direkt zu messen. Noch bevor man darüber überhaupt etwas wusste, erkannte man am Schwanken der Zahl der Sonnenflecken den solaren Zyklus. Aber welcher Mechanismus ihn verursacht, steuert und am Laufen hält können wir bestenfalls vermuten – wissen tun wir es bis heute nicht. Was immer es ist, es beeinflusst jedenfalls sowohl die Strahlungsintensität als auch die Anzahl der Sonnenflecken.

Die Sonnenfleckenrelativzahl ist der klassische Messwert für die Sonnenaktivität, sie schwankt von 0 im Minimum bis über 200 im Maximum. »Schwanken« ist dabei sehr wörtlich zu nehmen, denn sie kann sich von einem Tag auf den anderen beträchtlich verändern, was auf dieser kurzen Zeitskala aber nur noch wenig mit der wahren Stärke der ionosierenden Strahlung zu tun hat. Die bekannte Kurve des Sonnenfleckenzyklus erhält man daher erst, wenn man die täglich bestimmte Sonnenfleckenrelativzahl massiv mittelt, nämlich über einen Zeitraum von 13 Monaten.

Ein anderes Maß für die Sonnenaktivität ist deutlich weniger sprunghaft: Es ist der solare Fluss (solar flux), der durch die spektrale Bestrahlungsstärke der Radiostrahlung der Sonne auf 2800 MHz definiert ist; sein unterer Grenzwert liegt bei etwa 65 sfu, die bislang gemessenen Höchstwerte um die 350 sfu (sfu=solar flux unit, 1 sfu entspricht einer Bestrahlungsstärke von 10e−22 W/m²·Hz. Die Bestrahlungsstärke ist die Gesamtleistung der auf eine Fläche einfallenden elektromagnetischen Energie).

Und damit zurück zur ursprünglichen Frage: Wann kann das Signal denn nun überhaupt beim Empfänger ankommen? Wenn überall dort, wo das Signal an der Ionosphäre gebrochen wird, die MUF oberhalb der Sendefrequenz ist. Bei einem Ein-Hop Pfad gibt es genau eine solche Brechungszone und da ist das recht einfach zu bestimmen. Eine DX Verbindung läuft aber meistens über mehrere Hops und da lohnt schon der Blick auf eine Karte oder ein entsprechendes Softwareprogramm, um zu erkennen, wo das Signal im Tageslicht ist und wo nicht. Oder auch wie nahe es den polaren Zonen der Erde kommt. Warum das wichtig ist? Dazu gleich mehr.

Dämpfung

Nehmen wir also an, dass unsere Sendefrequenz auf dem gesamten Pfad zum Empfänger unterhalb der MUF liegt. Damit ist aber nur eine von insgesamt drei Voraussetzungen erfüllt, die für eine funktionsfähige Funkverbindung gegeben sein müssen. Denn jetzt stellt sich sofort die Frage, ob unser Signal-Rauschabstand beim Empfänger noch ausreicht (der minimal erforderliche Signal-Rauschabstand für eine Verbindung ist von der verwendeten Betriebsart abhängig, vor allem von ihrer Bandbreite). Schauen wir also zuerst auf die Signaldämpfung und danach auf das Rauschen: Wie hoch sind die Energieverluste, die unser Signal auf seiner Reise verkraften muss?

Nachdem dieses Signal nicht wie ein Laserstrahl gebündelt ist, sondern mit zunehmender Entfernung eine immer größere Fläche bestrahlt, bleibt für die wirksame Fläche der Empfangsantenne umso weniger Energie übrig, je weiter sie von der Sendeantenne entfernt ist. Dieser Effekt wächst quadratisch mit der Entfernung. Er tut damit auf den ersten Kilometern am meisten »weh«, aber wenn man mal DX Distanzen erreicht hat ist der Unterschied zwischen 5000 km und 10000 km mit etwa 6 dB nicht mehr gar so dramatisch; tatsächlich ist die überbrückte Distanz daher im Vergleich zu anderen Dämpfungsverursachern von geringerer Bedeutung.

Ein zweiter Effekt, der an unserer Signalstärke knabbert, sind die Reflektionen am Erdboden. Die gibt es erst bei Pfaden mit mindestens zwei Hops, also bei Distanzen über etwa 3500 km. Hier ist es entscheidend, wie der Erdboden im Reflektionsgebiet beschaffen ist.

Ideal ist Seewasser, das fast als perfekter Spiegel wirkt und uns mit Abstand am wenigsten Energie kostet. Da trifft es sich natürlich gut, dass sieben Zehntel der Erdoberfläche von Meeren bedeckt sind. Fester Erdboden ist schon ungünstiger; am schlechtesten eignet sich Eis. Mit Ausnahme von Seewasser ist die Dämpfung außerdem umso höher, je steiler das Signal einfällt. Selbst wenn das bei flachen Winkeln von 10 ◦ »nur« vier bis fünf dB kostet muss man sehen, dass dieser Verlust für jede Reflektion am Boden erneut fällig wird. Für eine Verbindung ans andere Ende der Welt, die im Normalfall nicht unter sechs Hops zu bekommen ist, macht es da schon einen rechten Unterschied, ob der Pfad vornehmlich über Wasser oder aber über Land bzw. Eis verläuft.

Die Regel lautet daher: Suche das Meer und meide die Polarzonen; letztere sind, wie wir später noch sehen werden, sowieso die Schlangengrube des Kurzwellenfreunds.

Aber auch dieser Effekt wird häufig durch einen weiteren Teilnehmer am Dämpfungswettbewerb in den Schatten gestellt: Die bereits erwähnte D Region. Die gute Nachricht ist: Sie existiert nur in den Gebieten, die Sonnenlicht empfangen; auf Nachtstrecken ist man diese Sorge also los. Die schlechte Nachricht: Pro Hop durchläuft unser Signal gleich zweimal diese Region und das kann sich so summieren, dass Strecken, die von der MUF her weit offen sind, durch die D Region völlig kaltgestellt werden. Was man nun noch wissen muss, ist, dass die Dämpfung der D Region zu den höheren Bändern hin stark abnimmt, und zwar mit dem Quadrat der Frequenz. Im 40 m Band ist die Dämpfung also beispielsweise viermal so hoch wie im 20 m Band.

Was tagsüber auf niedrigen Kurzwellenbändern die D Region noch zu durchdringen vermag schafft es häufig trotzdem nicht bis zur F2 Region, sondern wird bereits von der E Region in 90 km bis 140 km Höhe gebrochen. Damit sinkt die erreichbare Sprungdistanz erheblich ab, auf unter 2000 km. Um DX Distanzen zu überwinden macht das wesentlich mehr Sprünge erforderlich als bei der F2 Region und das kostet dann wieder jede Menge wertvolle Signalenergie.

So ergibt sich eine weitere »Fleisch- und Blut Regel« des Kurzwellenamateurs: Höhere Frequenzen sind zu bevorzugen. Ideal ist es, wenn man 10–15 % unter der MUF bleibt, wobei dabei wie schon erwähnt die niedrigste MUF aller Brechungszonen der Strecke gemeint ist. Hat man also einen Pfad, der Tag und Nacht durchläuft und zwingt die Nachtstrecke wegen geringer MUF zu einer niedrigen Frequenz, hat man oft schlechte Karten, weil dann auf der Tagstrecke die D Region unser Signal auffrisst.

Rauschen

Wenn das Band offen ist und alle dämpfenden Einflüsse unserem Signal nicht den Garaus gemacht haben, wäre es jetzt doch schön, wenn dem Empfänger alles das zur Verfügung stehen würde, was da noch übrig ist. Aber dem ist leider nicht so und deswegen müssen wir uns einem weiteren Mitspieler zuwenden: Dem Rauschen (Noise). Es entstammt sowohl natürlichen als auch künstlichen Quellen; im ersten Fall nennen wir es QRN, im zweiten QRM.

Die Hauptquelle des QRN ist das Wetter, konkreter die Blitzentladungen in der Troposphäre. Sie erzeugen einen breitbandigen Impuls, der, wie jedes andere Funksignal auch, per Ionosphäre weite Strecken überwinden kann. Derartige Impulse sind zwar relativ kurz, dafür umso zahlreicher: Die Meteorologen schätzen ihre Zahl auf etwa 200 pro Sekunde und ihre hauptsächliche Brutstätte sind die Tropengürtel der Erde. Diese Häufigkeit und ein frequenzmäßiges »Verbreitern« der Impulse auf ihrem Weg zum Empfänger, vornehmlich durch Mehrwegeausbreitung, führen zu dem kontinuierlichen Rauschteppich, der für die Kurzwelle so typisch ist.

Dass die Hochfrequenzenergie solcher Blitzentladungen zu höheren Frequenzen hin stark abnimmt führt zu einem weiteren »Fundamentalsatz« der Kurzwelle: Das Rauschen ist auf den höheren Bändern viel geringer als auf den niedrigen. Im Winter ist es zudem in den gemäßigten Breiten weniger stark als im Sommer, weil die Gewitteraktivität sich dann auf der anderen Seite des Äquators konzentriert, die Rauschquelle also weiter weg ist. Im solaren Minimum sind die Bänder hinsichtlich des Rauschens ebenfalls ruhiger, weil die schlechtere Ausbreitung der Kurzwellen fairerweise nicht nur die Nutzsignale beeinträchtigt, sondern auch die Störsignale.

Zu diesem natürlichen Rauschpotential, das wir schlichtweg so hinnehmen müssen, gesellt sich auch noch eines, das vom Menschen gemacht ist, eben das QRM. Dazu gehören zuerst einmal die vielen weltweit erzeugten Radiosignale selbst. Viel unangenehmer sind aber meist die leider immer zahlreicher werdenden lokalen Rauschquellen in der Nähe der Empfangsantenne.

Waren das früher vor allem schlecht bis gar nicht entstörte Motoren – Stichwort »Zündfunken« – denen man noch relativ einfach die HF-Zähne ziehen konnte, heissen die Störer heute Schaltnetzteil, Energiesparlampe, Mikroprozessor und Plasmafernseher. Und als ob das noch nicht reichen würde gebiert das Internetzeitalter Übertragungstechnologien, die die Frequenzen bis 30 MHz zur Datenübertragung nutzen, und zwar auf Drahtleitungen, die dafür nicht wirklich geeignet sind: PLC ist wohl die krasseste (Fehl-)Entwicklung auf diesem Gebiet, aber auch DSL kann man durchaus dazu zählen.

All das schlägt auf den natürlichen Rauschteppich noch das eine oder andere dB drauf. Für manchen Kurzwellennutzer bleibt dann nur noch die Flucht in eine ruhigere Umgebung als einzige Möglichkeit, sein Hobby noch sinnvoll ausüben zu können; wer diese Möglichkeit nicht hat, hängt es womöglich frustriert ganz an den Nagel. Aber auch das QRM unterliegt einem Zyklus, der jedoch weniger physikalischen als vielmehr soziologischen Regeln folgt: In den Abendstunden und der ersten Nachthälfte ist es höher als tagsüber und vor allem frühmorgens, weil dann deutlich mehr elektrische Verbraucher eingeschaltet sind.

Ein erstes Fazit

Die Kurzwellen Amateurfunkbänder kann man somit grob in drei Gruppen einteilen, die ganz unterschiedliche Charakteristik haben: Für die unteren Bänder bis etwa 30 m steht unabhängig vom solaren Zyklus immer genügend Elektronendichte zur Verfügung, um Funkverkehr zu betreiben. Der begrenzende Faktor ist hier die Dämpfung durch die D Region, die diese Bänder nur nachts für DX tauglich werden lässt, und der vergleichsweise hohe Rauschpegel.

Die oberen Bänder ab 15 m, spätestens aber 12 m haben kein Dämpfungsproblem, benötigen aber dafür eine sehr hohe Elektronendichte, die nur in den Jahren um das solare Maximum tagsüber konstant zur Verfügung steht.

Die Bänder dazwischen haben von beidem etwas: Sie brauchen einerseits weniger Ionisation, um »anzuspringen«, andererseits ist die Dämpfung zwar da, aber bereits soweit reduziert, dass diese Frequenzbereiche auch tagsüber für DX Verbindungen taugen.

Ein Kurzwellensignal in der Zielregion hörbar zu machen ist also in erster Linie ein Spiel mit der Frequenz und dem Sonnenlicht, also zu wissen, wo sich der Signalweg im Sonnenlicht befindet und wo nicht. Natürlich sollte man auch eine ungefähre Idee haben, auf welchen Bändern es überhaupt wohin gehen könnte. Baken sind da gute Ratgeber (und übrigens schneller als der DX-Cluster, denn der meldet häufig nur das, was viele andere auch schon wissen und nach dem Spot wissen es dann wirklich alle). Wenn sich dann auch noch das QRM in Grenzen hält, dann hat man gute Chancen, dem »Wettbewerb« eine Nasenlänge voraus zu sein.

Besonderheiten der Kurzwellenausbreitung

Alles bisher Gesagte ist die Regel, und die kann bekanntlich ohne Ausnahme nicht existieren. Es gibt daher immer wieder Situationen, die mysteriös erscheinen, beispielsweise 10-minütige »Mikroöffnungen« auf 10 m oder das schlagartige Schließen eines Bandes. Das macht die Sache spannend und zeigt auch, dass es noch einiges zu erforschen und zu verstehen gilt.

Für ein paar solcher Seltsamkeiten gibt es aber durchaus Erklärungen und man sollte sie kennen, um das volle Potential der Kurzwelle ausreizen zu können. Zum Beispiel sind die MUF Werte im Winter üblicherweise höher als im Sommer, obwohl die Sonneneinstrahlung dann doch eigentlich weniger intensiv ist. Diese sogenannte Winteranomalie hat ihren Grund in der Dynamik der oberen Erdatmosphäre. Die sorgt dafür, dass im Winter in der F2 Region mehr molekularer Sauerstoff vorhanden ist als im Sommer und das ist genau der Stoff, aus dem die solare Strahlung die freien Elektronen herausbricht.

Die Skip Zone

Wenn das Signal einer Station für einige Minuten deutlich ansteigt, dann aber rasch unlesbar wird, hat oft die Skip Zone (oder tote Zone) zugeschlagen. Es wurde schon erwähnt, dass steile Einfallswinkel eine höhere Elektronendichte brauchen, um noch zurückgebrochen zu werden. Wenn es Abend wird und die Ionisation abnimmt kann es daher passieren, dass mitten im QSO die Elektronendichte unter das Maß sinkt, das für den benutzten Signalweg erforderlich ist. Das Signal verschwindet dann beim Empfänger recht schnell, nicht selten innerhalb einer Minute. Da die Ionosphäre gekrümmt ist kommt es häufig kurz vorher zu einer Bündelung der Signale, vergleichbar mit der Wirkungsweise eines Parabolspiegels. Die Feldstärke steigt dadurch merklich an, nur um bald darauf drastisch abzufallen und das Signal im Rauschen verschwinden zu lassen.

Die Skip Zone ist immer dabei, wenn die genutzte Frequenz oberhalb der Grenzfrequenz ist. Je höher die Frequenz, desto ausgedehnter ist die Skip Zone, desto größer ist also die Distanz, bis das Signal nach der ersten Brechung wieder die Erdoberfläche erreicht. Und da sie direkt von der Elektronendichte abhängt ist auch verständlich, warum sie tagsüber kleiner ist als nachts. Nachdem die Brechung während der Dämmerung häufig unregelmäßig ist, kann ein Signal sogar zwischenzeitlich wieder richtig ansteigen, nachdem es eigentlich schon in der toten Zone verschwunden war.

Unregelmäßige Brechung

Wenn der OM 50 km weiter eine Station nach der anderen arbeitet, von denen man selber kaum etwas aufnehmen kann, dann ist solch eine unregelmäßige Brechung oder spread F im Spiel, denn sie vermag Funksignale sogar »zur Seite« abzulenken. Sie tritt nicht nur in der Dämmerung auf, sondern auch bei anderen besonderen Zuständen der Ionosphäre, vor allem bei Aurora, aber auch bei sporadic E. Beide erlauben Verbindungen weit oberhalb der normalerweise zu erwartenden Grenzfrequenz und besonders bei Aurora sind die Signale extrem schwundbehaftet und klingen eigenartig verrauscht. Die stark ionisierten Bereiche sind hier eng begrenzt (manchmal wird das mit dem Begriff »Elektronenwolke« umschrieben) und sind außerdem in ständiger Bewegung – die lauten Signale können daher genauso schnell wieder verschwinden, wie sie gekommen sind.

Sporadic E ist das Auftreten von Bereichen mit hoher Elektronendichte in etwa 110 km Höhe, also der E Region, und ist für die Wissenschaft immer noch ein ziemliches Mysterium. Solche Gebiete verkürzen die Sprunglänge erheblich, weil die Brechung jetzt in niedrigeren Höhen passiert, dafür steigt die Grenzfrequenz und das 10 m Band geht auch mitten im solaren Minimum auf (short skip). Auf der Kurzwelle ist short skip zumindest im solaren Maximum eher eine DX Bremse, dafür sorgt es im Minimum wenigstens für ein bisschen Leben auf den hohen Kurzwellenbändern und auf 144 MHz ist es ein ersehntes DX Ereignis. Sporadic E-Wolken können sogar zeitweise oder dauerhaft durchlässig werden, wodurch dann wieder Ausbreitung über die F Regionen erfolgen kann, womöglich nur für ein paar Sekunden. Sie sind ein Phänomen der Sommermonate (manchmal auch Anfang Dezember) in den mittleren Breiten und da vor allem des Nachmittags und frühen Abends.

Transäquatoriale Ausbreitung

Das sind signifikant gute Bedingungen auf Frequenzen nahe oder sogar über der lokalen MUF, wenn die Pfade etwa in Nord-Süd (bzw. Süd-Nord) Richtung verlaufen. Auch dafür zeichnen durch das Erdmagnetfeld verursachte »Strömungen« in der oberen Atmosphäre verantwortlich, die freie Elektronen vom geomagnetischen Äquator weg nach Norden und Süden transportieren. Dadurch erhöht sich die Elektronendichte in diesen Bereichen und die Grenzfrequenzen liegen deutlich höher als nördlich und südlich davon; die Ionosphärenphysiker nennen das die Äquatoranomalie der Ionosphäre.

Das ist nun genau die Ausgangssituation, die eine spezielle Ausbreitungsform möglich macht, den chordal hop. Im Bereich der hohen Elektronendichte auf der einen Seite des Äquators wird das einfallende Signal weniger stark gebrochen und läuft dadurch nicht zum Erdboden weiter, sondern direkt zum Brechnungspunkt auf der anderen Seite des Äquators. Man nutzt dadurch nicht nur die hohe Grenzfrequenz, sondern erspart sich auch noch eine Reflektion am Erdboden und womöglich zwei Durchgänge durch die D Region.

Letztlich ist ein chordal hop Folge der Tatsache, dass die F2 Region eben keine plane und homogene Fläche parallel zur Erdoberfläche ist: Sie ist im Gegenteil sehr dynamisch. Die Elektronendichte ändert sich, Bereiche starker Ionisierung wandern und es gibt sogar regelrechte Wellenbewegungen. Das kann dazu führen, dass das eingestrahlte Signal nicht im gleichen Winkel gen Erde zurückläuft, sondern stärker oder weniger stark abgelenkt wird (ionospheric tilt) und genau das ermöglicht einen chordal hop.

Das gibt es übrigens nicht nur in der Nähe des (magnetischen) Äquators; bei etwa 60° magnetischer Breite finden wir beispielsweise das Gegenstück zur Äquatoranomalie, ein lokales Minimum der Grenzfrequenz, das vornehmlich nachts und im Winterhalbjahr auftritt. In den Aurorazonen nahe der magnetischen Pole, wo es auch beim Funkwetter um einiges extremer zugeht als in unseren Breiten, kann es sogar soweit gehen, dass das Signal »genau von oben« einfällt!

Vermutlich wundert es jetzt auch niemanden mehr, dass so eine Neigung der Ionosphäre nicht nur als Nicken auftritt, also den Brechungswinkel beeinflusst, sondern auch als Gieren, das Signal also zur Seite ablenkt. Es breitet sich dann nicht mehr in Großkreisrichtung aus, das heisst die Antenne des Empfängers zeigt nicht mehr in Richtung des Senders, wenn das S-Meter die höchste Feldstärke meldet.

Grey Line DX

Eine weitere sehr spannende Ausbreitungsform ist das Grey Line DX. Wie schon erwähnt verschwindet bei Sonnenuntergang die D Region sehr schnell, die Grenzfrequenz der F2 Region nimmt dagegen nur langsam ab. Bei Sonnenaufgang ist zwar die D Region auch sofort wieder da, aber da die F2 Region deutlich weiter oben ist findet ihr Sonnenaufgang etwas früher statt. Die Grenzfrequenz der F2 Region kann sich also erhöhen, noch bevor die Dämpfung durch die D Region einsetzt.

Vermutlich kann das sogar ähnlich wie beim chordal hop zu einem Duct-Effekt führen, also der zeitweisen Ausbreitung in einem »Schlauch« innerhalb der Ionosphäre, z. B. durch Brechung an der Oberseite der F1 oder E Region anstelle der Reflektion an der Erdoberfläche; auch hier entkommt man dadurch der Dämpfung durch D Region und Erdboden. Unterm Strich finden sich somit entlang des Terminators – also der Trennlinie zwischen Tag und Nacht – besonders günstige Ausbreitungsbedingungen.

Die klassische Grey Line Ausbreitung kann man dann nutzen, wenn der eigene Standort im Bereich des Sonnenauf- oder -untergangs liegt. Damit sind über die Grey Line aber auch nur solche Gebiete zu erreichen, für die dasselbe gilt. Da sich aber die Lage des Terminators täglich ändert lassen sich im Laufe eines Jahres viele interessante DX Ziele etwa im Pazifik ins Visier nehmen. Internet und diverse Softwareprogramme liefern aktuelle Darstellungen der Grey Line und der Funkwetterbericht im DL-Rundspruch des DARC listet am Ende die aktuellen Auf- und Untergangszeiten für Gebiete, die aktuell über Grey Line DX erreichbar wären.

Dabei gibt es genau genommen zwei Arten von Grey Line Pfaden: Solche, bei denen beide Stationen dieselbe Situation haben (also beide Sonnenauf- oder -untergang) und solche, bei denen es genau entgegengesetzt ist. Bei letzteren verändert sich die Situation rascher, weswegen solche Pfade schwieriger zu arbeiten sind. Übrigens können auch Pfade quer zur Grey Line gut funktionieren; das ist dann aber keine typische Grey Line Ausbreitung sondern profitiert von der eben schon beschriebenen unregelmäßigen Brechung oder einem ionospheric tilt während der Dämmerung.

Und nun zu den Schmankerln

Eigentlich könnte man an dieser Stelle aufhören, wenn unsere Sonne nicht ein paar Spezialitäten auf Lager hätte, die die Kurzwellenausbreitung noch ein Stück »abwechslungsreicher« gestalten. Gemeint sind besondere Ereignisse auf der Sonne, die sich auf die Fähigkeit der Ionosphäre auswirken, Kurzwellen zu brechen; leider meist in negativer Weise.

Dämpfungsanstieg der D Region

Ein solches Ereignis sind Flares, von Magnetfeldern getriebene Strahlungsausbrüche in der Photosphäre der Sonne, die eine Unmenge Ultraviolett- und Röntgenstrahlung aussenden. Die breitet sich mit Lichtgeschwindigkeit aus, daher dauert es nur etwa 500 Sekunden, bis dieser Strahlungsimpuls auf die irdische Ionosphäre trifft.

Dort fällt insbesondere die harte Röntgenstrahlung unangenehm auf, denn sie erhöht die Ionisation der D Region. Die Folge ist eine erhöhte Dämpfung der Kurzwellen beim Durchgang durch diese Bereiche; im Extremfall kommt es zur Sudden Ionospheric Disturbance (SID), die auch als Mögel-Dellinger Effekt oder Shortwave Fadeout bekannt ist. Dabei erleidet die Tagseite der Erde zumindest auf den unteren Bändern einen Totalausfall der Kurzwellenausbreitung. Wie lange die Störung andauert und welche Frequenzen betroffen sind ist von der Stärke der Röntgenstrahlung abhängig.

Solche Ereignisse treten bevorzugt in den Jahren um das solare Aktivitätsmaximum auf und betreffen nur die Tagseite der Erde. Meist ist der Spuk nach ein bis zwei Stunden vorbei, außerdem ist er auf niedrigen Frequenzen weitaus stärker zu spüren als auf den höheren Bändern; er kann einem den DX-Spaß aber trotzdem gründlich verderben. Vor allem das abrupte Einsetzen der Störung ist bemerkenswert und so mancher Funkamateur und SWL sah sich zu einer gründlichen Durchsicht seines Equipments und seiner HF-Verbinder veranlasst, weil er die Ursache dort anstelle auf der Sonne vermutete.

In den solaren Daten, wie sie z. B. von DKØWCY verbreitet werden, ist die Anzahl der Flares der letzten 24 Stunden und die maximal gemessene Röntgenstrahlung der wesentliche Indikator. Findet sich dort ein M oder gar X Wert dann ist von einer zeitweise erhöhten Dämpfung auszugehen. Da die D Region Längstwellen im Gegensatz zu Kurzwellen nicht absorbiert sondern bricht ist ein kräftiger Anstieg der Feldstärken von Längstwellensendern ein weiteres Indiz für eine solche Störung.

Flares können auch hochenergetische Protonen ausstoßen, die üblicherweise ein paar Stunden bis zur Erde unterwegs sind. Sie werden vom Erdmagnetfeld in die Polarregionen abgelenkt und hämmern dann dort auf die Ionosphäre ein. Das führt wiederum zu deutlich beeinträchtigter Ausbreitung, aber eben begrenzt auf Funklinien, die Bereiche über 60° magnetischer Breite durchlaufen. Sehr häufig sind diese als Polar Cap Absorption bezeichneten Ereignisse zwar nicht, dafür halten sie dann aber gerne gleich mehrere Tage an.

Reduzierung der Elektronendichte in der F2 Region

Erhöhte Dämpfung durch Röntgenstrahlungsausbrüche ist unangenehm, aber geht relativ schnell vorüber und ist zudem auf die Tagseite der Erde begrenzt. Nicht so die zweite Klasse von ionosphärischen Störungen, denn die führt zum Verlust freier Elektronen in der F2 Region und schädigt so die Ausbreitungsbedingungen viel nachhaltiger.

Hier liegt die Ursache im Sonnenwind. Das ist ein ständig vorhandener Fluss von geladenen Teilchen, von denen die Sonne jede Sekunde die unvorstellbare Menge von einer Million Tonnen ins Weltall entlässt. Normalerweise strömen diese Teilchen mit etwa 400 km/s dahin. Bestimmte Ereignisse auf der Sonne heizen diesen Teilchenfluss aber auf mehr als das Doppelte der normalen Geschwindigkeit an und erzeugen so eine regelrechte Stoßfront im Sonnenwind. Und wenn die auf das Erdmagnetfeld trifft dann geht es dort so richtig ab: Ein geomagnetischer Sturm bricht los.

Es kann dann zur Einkopplung geladener Teilchen des Sonnenwinds in die Ionosphäre kommen. Dank des irdischen Magnetfelds werden die wiederum Richtung Polargebiete gezwungen und verursachen dort unter anderem das Polarlicht, die Aurora. Aber sie sorgen auch für einen massiven Abfluss freier Elektronen, insbesondere aus der F2 Region, und nehmen damit der Kurzwellenausbreitung ihre Grundlage. Bis die Ionosphäre diesen Aderlass durch die normale Ionisation wieder ausgeglichen hat kann es ein paar Tage dauern. Das macht diese Störungen für den Kurzwellennutzer so unangenehm.

Als Konsequenz verringern sich die Grenzfrequenzen und das atmosphärische Rauschen auf den Bändern nimmt zu. Die Ausbreitungsbedingungen sind dann spürbar schlechter, bei starken geomagnetischen Stürmen ist die Kurzwellenausbreitung sogar massiv behindert. Höhere Frequenzen sind stärker betroffen als niedrige und können sogar total ausfallen. Dank der ablenkenden Wirkung des Erdmagnetfelds auf geladene Teilchen wird außerdem einmal mehr die Ionosphäre über den Polen am stärksten in Mitleidenschaft gezogen. Für DX von Europa aus ist das ganz schlecht, denn wenn man sich mal die Beamrichtungen anschaut verlaufen viele Funklinien in DX Gebiete über die Polargebiete.

Paradoxerweise beobachtet man vor so einer Verschlechterung der Ausbreitungsbedingungen häufig das genaue Gegenteil: Für einige Stunden sind die Bedingungen deutlich angehoben. Man spricht dann von der positiven Phase vor Eintreffen der Stoßfront des Sonnenwinds.

Um zu wissen, auf was man sich einzustellen hat, muss man die solaren Verursacher solcher Störungen kennen: Koronale Löcher und koronale Massenauswürfe.

Ein koronales Loch ist ein großflächiges Gebiet in der Sonnenkorona, in dem das Gas weniger heiß und dicht ist und das daher auch weniger UV- und Röntgenstrahlung abgibt. Entsprechende Aufnahmen der SOHO oder SDO Satelliten, die man täglich aktuell im Internet bewundern kann, zeigen sie daher tatsächlich als dunkle Gebiete. Dafür entlassen sie aber umso mehr Partikel, die den Sonnenwind in Fahrt bringen.

Die Störung setzt allerdings vergleichsweise langsam ein und vermag auch keinen kompletten Ausfall von Kommunikationslinien zu bewirken, übrigens auch keine Aurora Erscheinungen. Aber sie verschlechtert die Ausbreitungsbedingungen typischerweise für ein bis zwei Tage (es kann auch mal etwas mehr sein). Und: Koronale Löcher sind sehr langlebig. Es kann also durchaus passieren, dass die Störung nach einer Sonnenumdrehung – etwa 27 Tage – wiederkommt.

Die Folgen koronaler Massenauswürfe (Coronal Mass Ejection, CME) sind ähnlich, aber meist heftiger. Sie entstehen aus schlagartigen Änderungen lokaler Magnetfelder auf der Sonne, durch die riesige Materiemengen explosionsartig in den Raum ausgestoßen werden; häufig sind Flares die »Zünder« für einen CME.

Wie bei koronalen Löchern braucht der Partikelstrom zwei bis drei Tage zur Erde, bringt dort dann aber sofort und nachhaltig die Ionosphäre durcheinander. Man spricht von einem geomagnetischen Sturm. Je heftiger der »Einschlag«, desto länger die Erholungszeit. Starke Stürme können durchaus eine ganze Woche die Kurzwellenausbreitung beeinträchtigen.

Der Begriff geomagnetischer Sturm rührt daher, dass die anfliegenden geladenen Teilchen das Erdmagnetfeld deformieren, was wiederum die Kompassnadel von der magnetischen Nordrichtung abweichen lässt. Genau diesen Effekt verwendet man zur Messung des Vorgangs: Die Feldstärke des Erdmagnetfelds in Nord-Süd und Ost-West Richtung wird gemessen und die Unruhe im K Index ausgedrückt. Werte unter vier haben keine merkbaren Konsequenzen auf die Kurzwellenausbreitung. Bei vier beginnt es unruhig zu werden, fünf ist schon ein schwacher geomagnetischer Sturm und auch die Aurora kann jetzt auftreten. Die glücklicherweise seltenen schweren Stürme treiben den K Index dann bis auf seinen Höchstwert neun.

Der K Index wird jeweils für eine 3-Stunden-Periode im Nachhinein ermittelt. DKØWCY liefert mit »current K« den aktuellen Wert für die unmittelbar vergangenen 180 Minuten; damit hat man dann die Information deutlich schneller.

Der A Index gilt für einen ganzen Tag und hat ein anderes Maß: Von 0 bis weit über 100. Auf ihm fußt in der Regel die Definition, wie schwer ein geomagnetischer Sturm war. Ab acht aufwärts spricht man von gestörten Bedingungen, ab 30 vom schwachen Magnetsturm und ab 50 vom starken, ab 100 sogar von einem sehr starken Magnetsturm. Der Blick auf den A Index des vergangenen Tages sagt einem also schon, was zu erwarten ist, denn diese Art der Störung klingt wie erwähnt nur langsam ab. War also ein Tag magnetisch stürmisch dann wird der Folgetag gewiß noch nicht ungestört sein.

Geomagnetische Störungen sind besser vorhersehbar als Strahlungsausbrüche, denn die sie verursachenden Teilchen sind deutlich langsamer als das UV- und Röntgenlicht, in dem wir die Auslöser erkennen können. Für koronale Löcher gelingt das sogar sehr präzise; regelmäßige Leser des Funkwetterberichts im DL-Rundspruch kennen die entsprechenden Warnungen.

CMEs vorherzusagen ist nicht möglich und wenn einer eintritt ist die zentrale Frage, welcher Anteil der ausgestossenen Partikel tatsächlich auf Kurs zur Erde ist. Satellitenmissionen wie STEREO und SDO haben in jüngster Zeit die Möglichkeiten zur Vermessung und Kursbestimmung der Partikelwolke eines CMEs deutlich verbessert.

Wie man sieht geht es bei der Kurzwellenausbreitung zwar nur um Dämpfung und Rauschen, aber die Gemengelage, aus der sie sich ergeben, ist doch gehörig komplex. Deswegen ist kein Tag auf der Kurzwelle so wie der nächste und das Signal, das man gestern noch gut lesen konnte, kann heute schon nicht mehr aufzufinden sein. Und das ist es doch eigentlich, was diese Kurzwelle so spannend macht!