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Funkwetter – Teil 2/7

26.04.2026 Amateurfunk Podcast

Nachdem wir uns im ersten Modul ausführlich mit den verschiedenen Etagen unseres atmosphärischen Hochhauses beschäftigt haben, verlassen wir nun die Erde und schauen uns denjenigen an, der das ganze Spektakel überhaupt erst finanziert: die Sonne. Ohne diesen glühenden Gasball in 150 Millionen Kilometern Entfernung wäre die Ionosphäre so nützlich wie eine leere Batterie im Handfunkgerät. Die Sonne brennt nämlich nicht einfach nur gleichmäßig vor sich hin, sondern ist ein ziemlich launisches Kraftwerk – und wir Funkamateure sind vollständig von ihrer Tagesform abhängig. In diesem Modul lernen wir, wie wir die Launen unseres Sterns deuten können, damit wir nicht völlig planlos am Abstimmknopf drehen.

Modul 2: Die Sonne – Das Kraftwerk des Weltraumwetters

Die Sonne sendet uns nicht nur Licht für den Garten, sondern auch hochenergetische elektromagnetische Strahlung und geladene Teilchen, die maßgeblich am Auf- und Abbau der Ionosphärenschichten beteiligt sind. Wenn die Sonne aktiv ist, brodelt ihre Oberfläche mit einer Energie, die wir uns kaum vorstellen können. Dabei entstehen verschiedene Phänomene, die wir mit mathematischen Indizes erfassen müssen, um eine halbwegs brauchbare Vorhersage für unseren Funkbetrieb zu basteln. Wer gedacht hat, Amateurfunk sei ein entspanntes Hobby, hat die Sonne noch nicht wirklich kennengelernt.

2.1 Indikatoren der Sonnenaktivität

Um den Zustand unseres solaren Motors zu bewerten, schauen wir auf ein paar Instrumente im Cockpit, die uns verraten, wie viel Gas die Sonne gerade gibt. Diese Indikatoren helfen uns zu entscheiden, ob wir heute die Welt erreichen – oder uns lieber einem anderen Hobby widmen und die Antennenanlage etwas entstauben sollten.

2.1.1 Solarer Flux Index (SFI)

Der solare Flux Index ist für uns Funkamateure so etwas wie die Tankanzeige für die Ionosphäre. Er verrät uns, wie viel „Sprit“ die Sonne gerade oben in die Atmosphäre pumpt, damit unsere Wellen auch schön reflektiert werden. Kurz gesagt: Je höher der Wert, desto breiter das Grinsen am Transceiver.

  • Was genau gemessen wird: Beim SFI misst man die Energie der Radiostrahlung, die die Sonne bei einer Wellenlänge von 10,7 cm aussendet – das entspricht einer Frequenz von 2.800 MHz (2,8 GHz). Man gibt diesen Wert in Solar Flux Units (SFU) an. Warum ausgerechnet Radiofrequenzen? Weil diese Wellenlänge hervorragend mit der extremen UV-Strahlung korreliert, die für die Ionisation der F-Schicht zuständig ist. Da wir diese harte UV-Strahlung vom Boden aus wegen der Atmosphäre nicht direkt sehen können, nehmen wir eben den Radio-Umweg als Stellvertreter. Sozusagen Ionosphären-Diagnose über den Hintereingang.
  • Die Skala des Glücks: In Zeiten, in denen die Sonne so aktiv ist wie ein Stein im Schatten – also im Sonnenfleckenminimum –, dümpelt der SFI bei etwa 65 bis 70 Einheiten herum. Dieser Mindestwert ist physikalisch bedingt: Selbst bei komplett fleckenfreier Sonne ist immer noch eine Grundstrahlung vorhanden, die den SFI nie unter ca. 64–67 SFU fallen lässt. Wenn die solare Party aber richtig losgeht und wir uns dem Maximum nähern, klettern die Werte oft über 200 SFU. Das ist der Moment, auf den wir gewartet haben.
  • Deine persönliche Band-Prognose: Damit du einschätzen kannst, was das für dein Funkgerät bedeutet, hier eine kleine Orientierungshilfe:
    • Werte um 70: Die Bedingungen sind schlecht bis mittelmäßig; das 20m-Band ist tagsüber gerade noch nutzbar. Immerhin.
    • 80 bis 110 Einheiten: Jetzt wird es moderat – meist gut bis zum 15-Meter-Band.
    • Über 100 Einheiten: Du spürst eine deutliche Belebung der oberen Bänder.
    • Über 150 Einheiten: Das ist der Stoff, aus dem DX-Träume sind. Zuverlässige Verbindungen bis zum 6-Meter-Band.
  • Der heilige Gral der Ausbreitung: Wenn du wirklich angeben willst, wartest du auf Tage, an denen der SFI über mehrere Tage bei über 150 liegt und gleichzeitig der K-Index unter 2 bleibt. Das sind die Momente, in denen du wahrscheinlich sogar mit einer feuchten Wäscheleine als Antenne bis nach Australien kommst. Kein Witz – probier’s trotzdem lieber nicht aus.
  • Warum der SFI der objektivere Partner ist: Früher haben wir Funker nur Sonnenflecken gezählt. Aber das Fleckenzählen ist ein bisschen wie das Schätzen von Erbsen in einem Glas – jeder sieht etwas anderes, je nachdem wie gut das Teleskop oder die eigenen Augen sind. Der SFI hingegen ist eine rein physikalische Messung per Radioteleskop und damit völlig unbestechlich und objektiv. Keine Interpretationsspielräume, keine müden Augen, kein „ich glaube, da ist noch einer“.
Zusammenfassend lässt sich sagen: Wenn der SFI steigt, steigen deine Chancen auf weltweite Kontakte. Wenn er fällt, hast du mehr Zeit, um endlich mal wieder die Stecker an deinen Kabeln ordentlich zu verlöten – die warten schon seit Monaten darauf.

2.1.2 Sonnenflecken (SN / SSN / R)

Wenn du dir die Sonne durch ein Teleskop mit speziellem Sonnenfilter anschaust, entdeckst du oft dunkle Punkte auf ihrer hellen Oberfläche. Diese Flecken sind für uns Funkamateure ein Segen – auch wenn sie eigentlich Zeichen für magnetische Turbulenzen auf der Sonne sind. Schön für uns, dass wir davon profitieren.

  • Was sind Sonnenflecken eigentlich? Diese dunklen Bereiche entstehen durch extrem starke lokale Magnetfelder, die den Energietransport aus dem Inneren der Sonne behindern. Dadurch kühlt die Photosphäre an diesen Stellen ab. Während die normale Sonnenoberfläche etwa 6000 Kelvin heiß ist, sind die Flecken mit rund 4200 Kelvin vergleichsweise kühl. Weil sie weniger Licht abstrahlen als ihre Umgebung, erscheinen sie uns als dunkle Punkte – sozusagen die Erkältungsflecken der Sonne, die uns trotzdem ins Logbuch bescheren.
  • Die Zählweise nach der Wolf-Formel: Um die Sonnenaktivität vergleichbar zu machen, hat Rudolf Wolf im Jahr 1849 eine mathematische Formel eingeführt, die heute noch als Sonnenflecken-Relativzahl R (oder auch SSN für Sunspot Number) bekannt ist. Du zählst die Anzahl der Fleckengruppen (G) und multiplizierst mit zehn, dann addierst du die Anzahl aller Einzelflecken (E) dazu: R = 10 × G + E. Zusätzlich wird oft ein Korrekturfaktor k genutzt, um Unterschiede zwischen verschiedenen Beobachtern und Teleskopen auszugleichen. Wolf hat uns damit 1849 einen Gefallen getan, den wir bis heute nutzen.
  • Einfluss auf die Ionisation: Für dich ist entscheidend, dass mehr Sonnenflecken fast immer mit einer stärkeren ultravioletten Strahlung einhergehen. Diese Strahlung ionisiert die oberen Schichten unserer Atmosphäre, besonders die F2-Schicht. Je höher die Sonnenfleckenzahl, desto dichter wird der ionosphärische Spiegel – und desto höhere Frequenzen werden zurück zur Erde reflektiert, anstatt uns sang- und klanglos ins Weltall zu verlassen.
  • Deine Bewertungsskala für den Funkbetrieb:
    • 0 bis 10 (Sehr niedrig): Die Ionisation ist so schwach, dass die Bänder oberhalb von 40 Metern meist unbrauchbar sind. Tee kochen.
    • 10 bis 35 (Niedrig): Mäßige Bedingungen, die vielleicht gerade so bis zum 20-Meter-Band reichen.
    • 35 bis 70 (Moderat): Das 15-Meter-Band fängt an, regelmäßig für Weitverbindungen zu öffnen.
    • 70 bis 105 (Hoch): Gute Bedingungen, auch das 10-Meter-Band zeigt deutliche Lebenszeichen.
    • 105 bis 160 (Sehr hoch): Exzellente DX-Bedingungen – sogar das 6-Meter-Band kann sich für interkontinentale Wege öffnen.
    • Über 160 (Intensiv): Außergewöhnliche Bedingungen. Fast alle Kurzwellenbänder bis hinauf zu 6 Metern funktionieren zuverlässig. Jetzt bloß nicht schlafen.
  • Subjektivität und SFI: Obwohl die Sonnenfleckenzahl historisch extrem wichtig ist, hat sie einen kleinen Haken: Sie ist etwas subjektiv, da sie von der Sehkraft des Beobachters und der Qualität seines Teleskops abhängt. Deshalb wird heute in der professionellen Vorhersage oft der objektivere SFI bevorzugt. Dennoch bleiben die Flecken für uns ein unersetzlicher Indikator, um langfristige Trends über Jahre hinweg zu verstehen – und um auf Partys interessante Sätze zu beginnen.
Zusammenfassend gilt die einfache Faustregel: Je mehr Pickel die Sonne im Gesicht hat, desto mehr Spaß wirst du auf den hohen Bändern haben. Wenn die Sonne hingegen glatt wie ein Kinderpopo ist, solltest du dich eher auf die unteren Bänder wie 40, 80 oder 160 Meter konzentrieren – und Geduld üben.

2.1.3 Sonnenfleckenzyklen

Die Sonne verhält sich nicht statisch, sondern folgt rhythmischen Mustern, die du wie einen Fahrplan für deine Funkaktivitäten nutzen kannst. Es gibt vor allem zwei zeitliche Zyklen, die massiven Einfluss auf die Ionosphäre haben – und die man kennen sollte, bevor man sich wundert, warum das 10m-Band seit Monaten tot ist.

Der 11-Jahres-Zyklus (Schwankung der Aktivität)

Die Sonnenaktivität ist kein Dauerzustand, sondern schwankt in einem Rhythmus von durchschnittlich etwa 11 Jahren.

  • Das Sonnenfleckenmaximum: In dieser Phase brodelt die Sonne förmlich vor Energie. Es gibt hunderte von Sonnenflecken, und die Ionisation der F2-Schicht ist so stark, dass selbst die höchsten Kurzwellenbänder (10m, 12m, 15m) weltweit „offen“ sind. In dieser Zeit kannst du oft mit minimaler Sendeleistung und einfachen Antennen Verbindungen um den halben Globus führen. Das ist die Zeit, in der selbst Funkamateure mit einer Drahtantenne aus dem Dachboden DX nach Japan machen.
  • Das Sonnenfleckenminimum: Hier wirkt die Sonne oft monatelang wie „saubergewischt“. Die Ionisation reicht dann meist nicht aus, um die hohen Bänder für DX-Verbindungen zu öffnen. Der weltweite Funkverkehr verlagert sich fast ausschließlich auf die unteren Bänder wie 40m, 80m und 160m. Willkommen im Erdkeller.
  • Aktueller Status: Wir befinden uns momentan im Bereich des Maximums von Sonnenzyklus 25 (ca. 2024–2026). Das ist für dich die beste Zeit seit Jahren, um auf den oberen Bändern aktiv zu werden. Falls du das liest und noch nicht auf 10m warst – was machst du eigentlich noch hier?

Der 27-Tage-Zyklus (Die Sonnenrotation)

Neben dem großen 11-Jahres-Takt gibt es noch eine kurzfristige Planungshilfe: Die Sonne dreht sich in etwa 27 Tagen einmal um ihre eigene Achse.

  • Wiederkehrende Öffnungen: Da Sonnenflecken oft in stabilen Gruppen auftreten, wandern sie durch die Rotation aus deinem Blickfeld und tauchen nach etwa vier Wochen am anderen Sonnenrand wieder auf.
  • Praxis-Tipp: Wenn du heute eine spektakuläre Verbindung nach Japan oder Südamerika hattest, weil eine bestimmte Fleckengruppe die Ionosphäre „angefeuert“ hat, markiere dir diesen Tag im Kalender. Die Chance ist groß, dass du in 27 Tagen bei der gleichen Konstellation wieder Erfolg hast – sofern die aktive Region den Umlauf über die Rückseite der Sonne überlebt hat. Die Sonne macht auch nicht immer mit.

Jahreszeitliche Effekte

Zusätzlich zu den Sonnenzyklen beeinflusst auch die Neigung der Erdachse dein Funkvergnügen. Die Jahreszeiten mischen also ebenfalls kräftig mit.

  • Winter: Hier erreichst du paradoxerweise oft höhere Grenzfrequenzen (MUF) an der F2-Schicht, und die niedrigen Bänder (160m, 80m) sind aufgrund der geringeren atmosphärischen Störungen und längeren Nächte in Bestform. Die Natur entschädigt uns für das schlechte Wetter zumindest am Funkgerät.
  • Sommer: Die oberen Bänder sind länger offen, aber die unteren Bänder leiden oft unter starkem Prasseln (QRN) durch weltweite Gewittertätigkeit. Zudem ist das die Hauptsaison für das Phänomen Sporadic-E auf 10m und 6m – der unberechenbare Joker, der plötzlich und ohne Vorwarnung für spektakuläre Öffnungen sorgt.
Zusammenfassend: Wer den 11-jährigen Rhythmus und die 27-tägige Rotation im Blick behält, weiß immer genau, wann er seinen Transceiver für die „großen Fische" im DX-Teich einschalten muss – und wann er besser die Antennenanlage kontrolliert.

2.1.4 Spezialstrahlung: Der 304 Å Flux

Wenn du wirklich wissen willst, wie stark die Ionosphäre gerade „aufgepumpt“ wird, ist dieser Index dein bester Freund. Er misst die Strahlung in einem Bereich, der weit jenseits des sichtbaren Lichts liegt und direkt für die Erzeugung freier Elektronen in der Ionosphäre verantwortlich ist. Kurz gesagt: der Treibstoffmesser für den Spiegel da oben.

  • Definition und Messung: Der 304 Å Flux (auch: 304-Angström-Flux) misst den Photonenfluss der energiereichen UV-Strahlung bei einer Wellenlänge von genau 30,4 Nanometern. Da diese extrem kurzwellige Ultraviolettstrahlung (EUV) von der Erdatmosphäre komplett geschluckt wird, können wir sie nur mithilfe von Raumsonden wie dem Solar Dynamics Observatory (SDO) direkt im Weltraum messen. Ein weiterer Beweis dafür, dass Weltraumforschung auch uns Funkern nützt.
  • Der energetische Ursprung: Diese Strahlung stammt aus der oberen Chromosphäre und der Übergangsregion der Sonnenatmosphäre – hauptsächlich emittiert von einfach ionisiertem Helium (He II) bei Temperaturen von etwa 50.000 bis 80.000 Kelvin. In den entsprechenden SDO-Bildern erkennst du bei dieser Wellenlänge besonders gut Protuberanzen, aktive Regionen und Filamente. Nebenbei: Diese Bilder sehen fantastisch aus.
  • Bedeutung für dein Funkwetter: Der Zusammenhang ist simpel: Steigt die Sonnenaktivität, nimmt auch der 304 Å Flux massiv zu. Diese hochenergetischen Photonen knallen auf die Gasmoleküle der Ionosphäre und verstärken deren Reflexionseigenschaften drastisch. Man kann sagen, dass dieser Flux den „Spiegel“ da oben dicker und belastbarer für deine Signale macht.
  • Das DX-Signal: Achte besonders darauf, wenn dieser Wert zusammen mit dem SFI ansteigt. Ein stetig steigender 304 Å Flux ist oft das sicherste Anzeichen dafür, dass sich die Bedingungen auf den hohen Bändern (15m, 10m, 6m) nachhaltig verbessern. Wenn der SFI stagniert, aber der 304 Å Flux nach oben schießt, lohnt es sich trotzdem, die oberen Bänder im Auge zu behalten. Die Ionosphäre hat eben ihre eigenen Tricks.
  • Abgrenzung zur Röntgenstrahlung: Dieser Index liegt im extremen UV-Bereich, direkt an der Grenze zur Röntgenstrahlung. Während Röntgenflares eher für akute Blackouts sorgen, ist der 304 Å Flux der stetige Lieferant für die notwendige Grundionisation der F2-Schicht. Der eine macht Ärger, der andere hält den Laden am Laufen.
Zusammenfassend ist der 304 Å Flux die Bestätigung dafür, dass die Energie der Sonne auch wirklich dort ankommt, wo wir sie brauchen. Wenn dieser Wert hoch ist, ist das Fundament für deine nächste DX-Jagd gelegt – und du kannst beruhigt die Antenne ausrichten.

2.2 Hochenergetische Ereignisse

Manchmal reicht es der Sonne nicht, uns nur ein bisschen UV-Licht zu schicken. Dann wird sie richtig dramatisch und schmeißt mit Materie und Röntgenstrahlen nach uns. Diese Ereignisse sind die Rockkonzerte unter den solaren Phänomenen: laut, gewaltig und manchmal so heftig, dass sie unsere mühsam aufgebauten Funkwege komplett zerlegen. Wenn die Sonne anfängt zu spucken, sollten wir unsere Messgeräte ganz genau im Auge behalten – und uns nicht wundern, wenn das Band plötzlich tot ist.

2.2.1 Solar Flares

In der Hierarchie der Sonneneruptionen bilden die verschiedenen Klassen das Fundament. Da die Skala logarithmisch aufgebaut ist, bedeutet jede Stufe nach unten eine Reduzierung der Strahlungsintensität um den Faktor zehn. Für uns Funker sind manche Klassen so aufregend wie eine weggeworfene Postkarte – andere hingegen legen den Betrieb für Stunden lahm.

  • A- und B-Klasse (Das solare Grundrauschen): Diese Flares sind die absoluten Leichtgewichte. Ein A-Flare ist physikalisch so schwach, dass er auf der Erde praktisch keine messbaren Auswirkungen auf die Ionosphäre hat. Auch die B-Klasse, mit einer Intensität von weniger als 10⁻⁶ Watt pro Quadratmeter, wird vom Funkwetter-Dashboard meistens mit einem gelangweilten Gähnen ignoriert. In dieser Phase ist die Sonne quasi im Energiesparmodus und lässt uns völlig in Ruhe an unseren Antennen basteln. Genießen wir das.
  • C-Klasse (Die kleinen Störenfriede): Mit der C-Klasse, die sich im Bereich von 10⁻⁶ bis 10⁻⁵ Watt pro Quadratmeter bewegt, fängt die Sonne langsam an, sich zu räuspern. Ein C1-Flare gilt in der Fachwelt als geringfügiges Ereignis – für uns meist kaum wahrnehmbar.
  • M-Klasse (Moderat): Diese Flares sind die „mittelschweren“ Jungs. Die Intensität der Röntgenstrahlung liegt hier zwischen 10⁻⁵ und 10⁻⁴ Watt pro Quadratmeter. Ein M1-Flare bedeutet oft nur eine kurze Unterbrechung der Funkverbindung. Wenn die Sonne sich aber richtig in Rage arbeitet und einen M5-Flare raushaut, kann das Band schon mal für etwa fünf Minuten komplett im Rauschen verschwinden – Zeit genug für einen Kaffee.
  • X-Klasse (eXtreme): Hier betreten wir den Bereich der solaren Schwergewichte. Alles über 10⁻⁴ Watt pro Quadratmeter bekommt das Label X. Diese Ereignisse sind zwar seltener, haben es aber faustdick hinter den Ohren. Ein X1-Flare kann zu einem Blackout von ein bis zwei Stunden führen. Bei einem X10-Flare kann man den Transceiver eigentlich gleich ausschalten und für zwei bis drei Stunden im Garten Unkraut jäten gehen. Bei einem legendären X20-Flare sprechen wir von totalen Funkstille-Zuständen, die auf der NOAA-Skala als R-5 klassifiziert werden. Willkommen im Radiostillstand.
  • Auswirkungen in der Praxis: Während wir bei der M-Klasse schon über Verbindungsabbrüche fluchen, bemerken wir von einem C-Flare meistens nur eine kaum wahrnehmbare Zunahme der Absorption in der D-Schicht. Vergleichbar mit einem dünnen Schleiergewölk, das kurz die Sicht trübt, aber den Funkverkehr nicht ernsthaft behindert. Wer bei einem C-Flare über schlechte Bedingungen klagt, sucht wahrscheinlich nur eine Ausrede für seine falsch abgestimmte Antenne.
Zusammenfassend: Die M-Klasse ist der lästige Schluckauf der Sonne, der uns kurzzeitig ärgert. Die X-Klasse ist der ausgewachsene Wutanfall, der die Funkautobahn für Stunden in eine Geisterstraße verwandelt. Falls du mal wieder mitten im QSO plötzlich nur noch Stille hörst – es war wahrscheinlich ein solarer VIP der X-Klasse, der gerade ungefragt das Mikrofon übernommen hat.

2.2.2 Koronale Massenauswürfe (CME)

Ein koronaler Massenauswurf – international als Coronal Mass Ejection bekannt – ist die grobe Variante eines solaren Ausbruchs. Während Flares reine Strahlung sind, haben wir es hier mit handfester Materie zu tun, die uns zeigt, dass die Sonne auch anders kann als nur hell zu leuchten. Sie wirft auch mal ein paar Milliarden Tonnen Plasma hinterher.

  • Definition und Zusammensetzung: Bei einem CME werden Milliarden Tonnen solarer Materie als Plasma explosionsartig in den Weltraum geschleudert. Dieses Plasma besteht aus elektrisch leitfähigem, ionisiertem Gas – hauptsächlich Protonen, Elektronen und Heliumkerne. Man kann sich das wie eine gigantische, magnetisch geladene Gaswolke vorstellen, die mit unvorstellbarer Wucht von der Sonnenoberfläche wegkatapultiert wird. Richtung Erde. Auf uns zu. Schönen Dank.
  • Die Reisezeit (Das Warten auf den Einschlag): Im Gegensatz zu Flares, die uns nach etwa acht Minuten überraschen, bewegen sich CMEs naturgemäß viel langsamer. Die Teilchenwolken brauchen in der Regel zwischen 24 und 72 Stunden, um die 150 Millionen Kilometer bis zur Erde zurückzulegen. Für uns Funker ist das die gute Nachricht: Durch diese Reisezeit lassen sich die Auswirkungen mit gewisser Vorlaufzeit vorhersagen. Wir haben also Zeit, das Logbuch in Sicherheit zu bringen – oder zumindest den Kaffee für die kommende Funkstille warmzustellen.
  • Interaktion mit dem Erdmagnetfeld: Wenn diese Plasmawolke wie eine Stoßwelle auf die Magnetosphäre der Erde trifft, kommt es zu gewaltigen Wechselwirkungen. Unser unsichtbarer Schutzschild wird durch den dynamischen Druck des Plasmas regelrecht zusammengedrückt und durchgeschüttelt. Die Folge sind geomagnetische Stürme, die wir an einem sprunghaft ansteigenden K-Index ablesen können. Besonders kritisch wird es, wenn die Bz-Komponente des interplanetaren Magnetfeldes nach Süden zeigt – dann kann die Energie der Wolke besonders leicht in unser Magnetfeld einkoppeln. Mehr dazu in Modul 3.
  • Auswirkungen auf den Funkbetrieb: Ein kräftiger CME kann den Funkverkehr in weiten Gebieten komplett lahmlegen. Während ein Flare eher die Tagseite trifft, wirkt ein CME global auf das Magnetfeld und damit auf die gesamte Ionosphäre. Die MUF sinkt, Signale werden gedämpft, und wir hören nur noch gleichmäßiges Rauschen im Empfänger. Besonders betroffen sind die unteren Bänder sowie Funkwege über die Polregionen, wo es zur berüchtigten Polarkappenabsorption kommen kann. DX auf 20m und höher wird oft schlicht unbrauchbar.
  • Der visuelle Bonus (Aurora): Wenn der CME die Kurzwelle lahmlegt, schau mal aus dem Fenster – und schalte auf UKW um. Die eindringenden Teilchen zünden nicht nur Polarlichter, sondern auch Radio-Aurora. Alles dazu in Kapitel 5.3.1. Die Natur nimmt mit der einen Hand und gibt mit der anderen.
Zusammenfassend: CMEs sind zwar die Spielverderber für stabile Kurzwellenverbindungen, bescheren uns aber gleichzeitig eines der spektakulärsten Naturphänomene unseres Planeten. Wenn die Sonne also wieder einmal ihre Materie großzügig im System verteilt, ist das der perfekte Zeitpunkt, um entweder die Aurora zu genießen – oder die Antennenstecker zu polieren, die ohnehin schon seit Wochen auf dich warten.

2.2.3 Surges (Eruptive Protuberanzen)

Diese eruptiven Erscheinungen sind oft spektakulär anzusehen, wenn man das Glück hat, durch ein entsprechendes Sonnenteleskop zu linsen. Für uns Funkamateure sind sie vor allem ein weiterer Hinweis darauf, dass es oben im Gebälk der Sonnenatmosphäre gerade ordentlich rumst – und dass wir vielleicht besser die Erwartungen an den Nachmittag am Transceiver etwas herunterschrauben sollten.

  • Erscheinungsbild und Form: Surges zeigen sich als sehr helle, meist stabförmige Protuberanzen, die mehr oder weniger senkrecht über den Sonnenrand hinausstehen. Man kann sie sich wie gigantische Materie-Speere vorstellen, die aus der Chromosphäre in die Korona schießen. Während CMEs eher wie riesige, unförmige Plasmawolken wirken, haben Surges diese charakteristische, fast schon ordentliche Nadelform – wie kosmische Schaschlikspieße, die die Sonne begeistert in den Weltraum feuert.
  • Geschwindigkeit und Reisezeit: Die Materie in diesen Spießen wird mit Geschwindigkeiten von etwa 200 Kilometern pro Sekunde in den Raum katapultiert. Das klingt nach wahnsinnigem Tempo – ist aber im Vergleich zur Lichtgeschwindigkeit der Flares eher ein gemütlicher Sonntagsausflug. Genau wie ihre großen Geschwister, die CMEs, brauchen die von Surges ausgehenden Teilchenströme eine gewisse Reisezeit, bis sie bei uns ankommen und unser Funkvergnügen beeinflussen können.
  • Auswirkungen auf den Funkbetrieb: Was die Konsequenzen für unsere Antennen angeht – Surges machen keine halben Sachen und kopieren schlicht das Verhalten der koronalen Massenauswürfe. Die Dämpfung nimmt zu, die Signalqualität leidet, und vor allem auf den unteren Bändern sowie in den Polregionen wird es ungemütlich. Wer auf 80m ein DX-Wunder erwartet, während die Sonne gerade mit Surges um sich wirft, sollte sich vielleicht lieber ein Buch nehmen – oder, wie immer, die Stecker an den Kabeln nachlöten.
  • Der gemeinsame Ursprung: Die moderne Sonnenforschung geht davon aus, dass Flares, CMEs und Surges eigentlich nur unterschiedliche Kostüme für denselben physikalischen Prozess sind: dynamische Vorgänge zwischen den komplexen Magnetfeldern auf der Sonnenoberfläche. Wenn sich diese Magnetfeldlinien neu ordnen oder gar reißen, wird die gespeicherte Energie frei – mal als reiner Lichtblitz (Flare), mal als riesige Wolke (CME), oder eben als graziler Materie-Spieß in Form eines Surges. Die Sonne ist kreativ, das muss man ihr lassen.
Zusammenfassend: Auch wenn Surges vielleicht nicht die mediale Aufmerksamkeit eines riesigen X-Flares bekommen, sind sie ein fester Bestandteil des solaren Chaos-Orchesters. Sie erinnern uns daran, dass die Sonne ein dynamisches und oft unvorhersehbares Kraftwerk ist – das uns Funkern zwar die Ionosphäre schenkt, uns aber auch immer wieder vor neue Herausforderungen stellt. Es bleibt spannend. Leider.

Weiterführende Informationen zu Modul 2

Solar Flux Index (SFI) und Sonnenflecken

Sonnenzyklen und Aktivitätsprognosen

Solar Flares und koronale Massenauswürfe (CME)