Ionosphäre III (Klasse A)

Mit den Grundlagen zur Ionosphäre, der Sonnenfleckenaktivität, der sogenannten „Toten Zone“ sowie den wichtigsten ionosphärischen Regionen haben wir uns bereits in den Prüfungsfragen zur Klasse N und E beschäftigt. Das grundlegende Prinzip dabei war, dass die von der Sonne ausgesandte UV-Strahlung Moleküle in der Ionosphäre ionisiert.

In den Prüfungsfragen der Klasse E wurden die wichtigsten Regionen der Ionosphäre – die D-, E- und F-Region – sowie ihre Eigenschaften bereits vorgestellt. In der Klasse A ist es nun zusätzlich wichtig zu wissen, in welchen Höhenbereichen sich diese Regionen in der Erdatmosphäre befinden. Abbildung 2 zeigt diese wichtigen Höhenangaben die man sich gut einprägen muss. Dabei ist auch die Abhängigkeit von Tageszeit und Jahreszeit zu berücksichtigen.

Diese Abhängigkeit von der Tageszeit hat eine große Auswirkung auf die Ausbreitung unserer Funkwellen. Im Sonnenfleckenmaximum funktioniert das 10-Meter-Band auch tagsüber gut. Im Sonnenfleckenminimum dagegen ist das 10-Meter-Band tagsüber kaum nutzbar. Deshalb wird in dieser Zeit für Weitverbindungen tagsüber häufig auf das 20-Meter-Band zurückgegriffen.

Ein Band, das eigentlich fast immer gut und zuverlässig funktioniert, ist das 40-Meter-Band, das genauso wie das 20-Meter-Band der Klasse A vorbehalten ist. Gerade für innerdeutsche Weitverbindungen, zum Beispiel von Hamburg nach München, zeigt es eine sehr verlässliche Performance.

Tagsüber sind aufgrund der stark ionisierten D-Schicht das 80- und das 160-Meter-Band kaum nutzbar, doch sobald die Sonne untergeht, ermöglichen auch diese Bänder eine zuverlässige Kommunikation. Mit dem 40-Meter-Band sind sogar noch größere Reichweiten möglich, da die Ausbreitung dann ausschließlich über die höhere F2-Schicht erfolgt und nicht mehr durch die niedrigere F1-Schicht. Letztere führt aufgrund ihrer geringeren Höhe zu kürzeren Sprungdistanzen und ist deshalb meist unerwünscht.

Zur Messung der Sonnenaktivität gibt es zwei verbreitete Methoden: Die Zählung der Sonnenflecken (für die wir seit Mitte des 18. Jahrhunderts zuverlässige Werte haben) und die Messung des solaren Flux, der Strahlung der Sonne auf 2,8 GHz (Wellenlänge von 10,7 cm), die seit Mitte des 20. Jahrhunderts durchgeführt wird. Beide Angaben korrelieren stark miteinander. Der solare Flux ist weniger sprunghaft und reicht von etwa 65 im Aktivitätsminimum bis über 300 bei sehr starken Maxima. Fluxwerte über 100 führen zu einem stark erhöhten Ionisationsgrad in der Ionosphäre und zu einer erheblich verbesserten Fernausbreitung auf den höheren Kurzwellenbändern.

Ein weiterer Aspekt, der bei der Refraktion an den genannten Regionen eine Rolle spielt, ist die Polarisation. Die Polarisation einer elektromagnetischen Welle verändert sich bei der Raumwellen-Ausbreitung insbesondere durch Faraday-Rotation, Reflexionsphänomene in der Ionosphäre und Multipath-Effekte. Dies führt dazu, dass die empfangene Polarisation oft nicht mehr der ursprünglich ausgesendeten entspricht.