Aktuelle Werte

Der Solarflux-Index (SFI) ist die Radiostrahlung der Sonne bei 10,7 cm Wellenlänge (2800 MHz), angegeben in Solar Flux Units (sfu) und gemessen in Penticton, Kanada. Er ist ein guter Stellvertreter für die extreme UV-Strahlung, welche die F-Schicht ionisiert: Je höher der Wert, desto stärker die Ionisation und desto höher die nutzbaren Frequenzen. Die oberen KW-Bänder (17 m bis 10 m) öffnen sich vor allem bei hohem Solarflux.

Die Sonnenfleckenzahl (SN) beschreibt Anzahl und Gruppierung der Sonnenflecken. Sie folgt dem etwa elfjährigen Sonnenzyklus und hängt eng mit dem Solarflux zusammen.

Der K-Index (0–9) beschreibt die Störung der Horizontalkomponente des Erdmagnetfelds in einem 3-Stunden-Intervall auf einer quasi-logarithmischen Skala. Angezeigt wird der planetare Wert (Kp), ein Mittel aus mehreren Observatorien. Der A-Index ist ein linearer Tagesmittelwert derselben Aktivität, gebildet aus acht 3-Stunden-Werten. Niedrige Werte bedeuten ein ruhiges Magnetfeld und stabile Ausbreitung; hohe Werte führen zu Absorption, Fading und geschlossenen Bändern, besonders auf polnahen Pfaden.

Der Röntgenfluss der Sonne wird von GOES-Satelliten im Band 0,1–0,8 nm gemessen und in die Klassen A, B, C, M und X eingeteilt. Jede Klasse ist zehnmal stärker als die vorhergehende (A1 = 10⁻⁸ W/m², X1 = 10⁻⁴ W/m²). Starke Flares ionisieren die D-Schicht auf der Tagseite der Erde und verursachen Kurzwellen-Ausfälle (Mögel-Dellinger-Effekt), die von Minuten bis Stunden dauern können.

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen von der Sonne, typischerweise 300–500 km/s schnell. Schnelle Ströme aus koronalen Löchern erreichen 500–800 km/s, koronale Massenauswürfe (CME) teils deutlich mehr. Gemessen wird er von Raumsonden am Lagrange-Punkt L1, etwa 1,5 Millionen km vor der Erde.

Bz ist die Nord-Süd-Komponente des interplanetaren Magnetfelds (im GSM-Koordinatensystem), Bt dessen Gesamtstärke. Zeigt Bz längere Zeit nach Süden (negative Werte), koppelt der Sonnenwind effizient an das Erdmagnetfeld: Geomagnetische Stürme und Polarlichter werden wahrscheinlicher, die KW-Ausbreitung verschlechtert sich, VHF-Aurora-Verbindungen werden möglich.

Die Bandbedingungen werden von N0NBH aus Solarflux, Sonnenflecken, geomagnetischer Aktivität (K-Index, Aurora, Sonnenwind, Bz) sowie Röntgen- und Protonenfluss berechnet – es sind keine Messungen. Sie zeigen eine allgemeine Tendenz für Tag und Nacht: Gut, Mittel oder Schlecht.

foF2 ist die kritische Frequenz der F2-Schicht – die höchste Frequenz, die bei senkrechtem Einfall noch reflektiert wird. Die MUF (Maximum Usable Frequency) ist die höchste nutzbare Frequenz für eine bestimmte Strecke; für 3000 km liegt sie typischerweise beim 2,5- bis 3,5-Fachen von foF2. Beide Werte stammen von Ionosonden; «Keine Meldung» bedeutet, dass aktuell kein Messwert vorliegt.

Der Störpegel ist eine Schätzung des Rauschens in S-Stufen, das durch die Wechselwirkung von Sonnenwind und Erdmagnetfeld entsteht. Er wird aus der geomagnetischen Aktivität (K-Index) abgeleitet.

Bei starker geomagnetischer Aktivität können VHF-Signale an Polarlichtern gestreut werden (Aurora-Ausbreitung), typisch mit rauem, zischendem Klang. N0NBH unterscheidet Aurora in hohen Breiten (über 60° N) und mittleren Breiten (30–60° N).

Die sporadische E-Schicht (Es) tritt in Europa vor allem von Mai bis August auf. Sie ermöglicht Verbindungen über typischerweise 1000–2000 km (bei einem Sprung bis etwa 2300 km) auf 6 m und 4 m, seltener auch auf 2 m.

304 Å: Relative Stärke der extremen UV-Strahlung bei 30,4 nm, ausgesandt vor allem von ionisiertem Helium (He II). Sie trägt wesentlich zur Ionisation der F-Schicht bei.

Protonen- und Elektronenfluss: Flüsse energiereicher Teilchen. Hohe Protonenflüsse verursachen Absorption über den Polkappen (Polar Cap Absorption, PCA) und schliessen polare KW-Pfade.

Aurora: Polarlicht-Aktivität, von N0NBH aus der hemisphärischen Leistung (0–150 GW) berechnet und auf eine Skala ab 0 umgerechnet. Die angegebene Breite ist die geschätzte tiefste Breite, die vom Polarlicht betroffen ist.

The solar flux index (SFI) is the Sun's radio emission at a wavelength of 10.7 cm (2800 MHz), given in solar flux units (sfu) and measured at Penticton, Canada. It is a good proxy for the extreme UV radiation that ionises the F layer: the higher the value, the stronger the ionisation and the higher the usable frequencies. The upper HF bands (17 m to 10 m) open mainly when the solar flux is high.

The sunspot number (SN) describes the number and grouping of sunspots. It follows the roughly eleven-year solar cycle and correlates closely with the solar flux.

The K-index (0–9) describes the disturbance of the horizontal component of the Earth's magnetic field during a 3-hour interval on a quasi-logarithmic scale. The planetary value (Kp), averaged from several observatories, is shown. The A-index is a linear daily average of the same activity, derived from eight 3-hour values. Low values mean a quiet magnetic field and stable propagation; high values cause absorption, fading and closed bands, especially on polar paths.

The Sun's X-ray flux is measured by GOES satellites in the 0.1–0.8 nm band and divided into classes A, B, C, M and X. Each class is ten times stronger than the previous one (A1 = 10⁻⁸ W/m², X1 = 10⁻⁴ W/m²). Strong flares ionise the D layer on the sunlit side of the Earth and cause HF radio blackouts (sudden ionospheric disturbance, Dellinger effect) lasting from minutes to hours.

The solar wind is a stream of charged particles from the Sun, typically travelling at 300–500 km/s. High-speed streams from coronal holes reach 500–800 km/s, coronal mass ejections (CMEs) sometimes considerably more. It is measured by spacecraft at the L1 Lagrange point, about 1.5 million km upstream of the Earth.

Bz is the north-south component of the interplanetary magnetic field (in GSM coordinates), Bt its total strength. When Bz points south (negative values) for a prolonged period, the solar wind couples efficiently to the Earth's magnetic field: geomagnetic storms and aurora become more likely, HF propagation degrades and VHF auroral contacts become possible.

The band conditions are calculated by N0NBH from solar flux, sunspots, geomagnetic activity (K-index, aurora, solar wind, Bz) and X-ray and proton flux – they are not measurements. They indicate a general trend for day and night: Good, Fair or Poor.

foF2 is the critical frequency of the F2 layer – the highest frequency still reflected at vertical incidence. The MUF (maximum usable frequency) is the highest usable frequency for a given path; for 3000 km it is typically 2.5 to 3.5 times foF2. Both values come from ionosondes; "No report" means no reading is currently available.

Signal noise is an estimate, in S-units, of the noise generated by the interaction between the solar wind and the Earth's magnetic field. It is derived from geomagnetic activity (K-index).

During strong geomagnetic activity, VHF signals can be scattered by the aurora (auroral propagation), typically with a rough, hissing tone. N0NBH distinguishes high-latitude aurora (above 60° N) and mid-latitude aurora (30–60° N).

Sporadic E (Es) occurs in Europe mainly from May to August. It allows contacts over typically 1000–2000 km (up to about 2300 km in a single hop) on 6 m and 4 m, and less often on 2 m.

304 Å: relative strength of extreme-UV radiation at 30.4 nm, emitted mainly by ionised helium (He II). It contributes significantly to F-layer ionisation.

Proton and electron flux: fluxes of energetic particles. High proton fluxes cause polar cap absorption (PCA) and close polar HF paths.

Aurora: auroral activity, calculated by N0NBH from the hemispheric power (0–150 GW) and converted to a scale starting at 0. The latitude shown is the estimated lowest latitude affected by the aurora.