Solarer Flux :

Die auf der Wellenlänge von 10,7 cm (2,8 GHz) gemessene Energiestrahlung der Sonne wird als 10,7 cm Solar Flux F oder als 10,7 cm Radiostrahlung bezeichnet und ist, wie dieSonnenfleckenrelativzahl R, ein Maß für die solare Aktivität. Die Maßeinheit des Fluxes, oder eine solare Fluxeinheit (engl. SFU= Solar Flux Unit) hat die Dimension 10 hoch minus 22 Watt pro Quadratmeter Messfläche. Eine weniger gebräuchliche Bezeichnung für die Maßeinheit ist 10 hoch vier Jansky. In den Jahren niedriger Sonnentätigkeit werden Fluxwerte um 70 Einheiten, im Sonnenfleckenmaximum teilweise über 200 Einheiten gemessen. Die bei sehr ruhiger Sonne gemessene Grundstrahlung erzeugt als niedrigsten Wert etwa 65 Fluxeinheiten. Fluxwerte über 100, wie gegenwärtig, führen zur spürbaren Belebung der oberen Kurzwellenbänder.

Geomagnetischer Index A :

Neben dem geomagnetischen Index k, der eine quasi-logarithmische Einteilung hat und der ganze Zahlenwerte zwischen 0 und 9 annehmen kann wird in den Funkwettermeldungen auch der Index A angegeben.
Der A-Index ist ein Tageswert für die geomagnetische Aktivität, gültig für einen bestimmten Meßort. Der Tagesmittelwert A wird aus den acht k-Werten über eine Zuordnungstabelle mit dem ak-Wert berechnet. Dabei entspricht beispielsweise k=1 einem ak=3, k=9 einem ak=400. A hat eine nach oben offene Skala.
Am 4. Mai 1998 war A sehr hoch und betrug 96. Die geomagnetisch stürmischsten Tage seit 1932 waren der 18.September 1941 mit A=312, der 12.November 1960 mit A=293 und der 13.März 1989 mit A=285.
Ein hoher Index A ist ein Indiz für mögliche Ausbreitungsphänomene, wie AURORA oder unerwartete Öffnungen auf 1,8 MHz.
Im RSGB Funkwetterbericht wird erwähnt, daß am Sonntag den 3.Mai 1998, A betrug 57, nach dem Protonenflare die Feldstärke auf 136 kHz um etwa zwei S-Stufen anstieg. DK3OI berichtete, daß am besagten Sonntag während des Rundspruches auf 3,6 MHz die Signalstärke um mehr als 30 dB absackte.

Geomagnetischer Index k :

Der Index k wird am jeweiligen Messort lokal achtmal täglich bestimmt. Dazu wird jeweils drei Stunden lang die Schwankungsbreite der horizontalen Komponente des Erdmagnetfeldes gemessen, mit einer für den Messort angenommenen Referenzkurve, die für ein ruhiges Magnetfeld gilt, verglichen und dann mittels einer Tabelle der k-Wert zwischen 0 und 9 zugeordnet. Der k-Wert gibt also ziemlich nahe am augenblicklichen Geschehen das Maß der Unruhe des Erdmagnetfeldes an. Je kleiner der k-Wert, desto ruhiger sind die geomagnetischen Bedingungen. Während am QTH von --> DK0WCY bei k=1 die Magnetfeldschwankung zwischen 11 und 15 Nanotesla im Messzeitraum liegt, beträgt sie bei k=9 mehr als 500 Nanotesla. Ein Sprung um zwei oder drei Ziffern beim k-Wert bedeutet schon eine erhebliche Magnetfeldschwankung und man sollte in den Dämmerstunden die unteren Bänder beobachten. Der planetarische k-Wert kp wird in Göttingen berechnet und basiert auf dem k-Wert von weltweit 13 Messorten. UKW-Effekte bei großer erdmagnetischer Unruhe Erfahrungsgemäß können von Norddeutschland aus 2-m-QSOs getätigt werden, wenn der Kiel k-Wert (gemessen am Standort von DK0WCY) größer oder gleich 5 gemeldet wird. Je höher der gesendete Kiel k-Wert, desto eher wahrscheinlich sind Aurora-QSOs auf UKW.
KW-Effekte bei großer erdmagnetischer Unruhe Funklinien, die die Polarregionen queren, können bei höheren k-Werten stark gestört sein.

Aurora :

Sichtbare Aurora oder Polarlicht entsteht, wenn sehr viele Elektronen des Sonnenwindes, die sich spiralförmig entlang der Erdmagnetfeldlinien bewegen, die neutralen Atome und Moleküle in der oberen Polaratmosphäre ionisieren. Dabei werden deren Hüllenelektronen, die sich um den Atomkern auf festen Energieniveaus befinden, auf ein höheres Energieniveau gehoben. Die Elektronen haben aber das Bestreben, in ihren stabilen Grundzustand zurückzuspringen und geben dabei die ihnen zuvor bei der Ionisation übertragene Energie in Form von Licht ab. Die Farbe des Polarlichtes richtet sich danach, welche Art von Atomen und Molekülen ionisiert wurden. Typische Auroras spielen sich in Höhen zwischen 100 und 250 km ab.
Radio-Aurora ist der Scattereffekt, den wir ausnutzen, indem Funkwellen an den ionisierten Gebieten der oberen Polaratmosphäre gestreut werden. Typisch sind die rauhen, verzerrten Signale: CW-Signale klingen zischend, SSB-Signale heiser. Ursache sind die sich mit unterschiedlicher Richtung und Geschwindigkeit bewegenden Aurora-Gebiete, an denen die Funksignale rückgestreut werden. Neben diesem Aurora-Fading wird auch der Dopplereffekt beobachtet, indem beispielsweise die 2m-Signale mehrere Hundert Herz verbreitert und verschoben rückgestreut werden.
Typisch für Radio-Aurora ist auch, daß die meisten QSO's am späten Nachmittag und kurz vor Mitternacht möglich sind.

Sonnenfleckenrelativzahl R :

Sie wurde zur Bewertung der Sonnenfleckenaktivität im letzten Jahrhundert vom Direktor des Züricher Observatoriums Rudolf Wolf eingeführt. Sie wird zu seinen Ehren auch als Wolf-Zahl bezeichnet.
Er erdachte 1849 den noch heute benutzten Berechnungsmodus R = k (10 G + E). Alle auf der Sonne sichtbaren Sonnenfleckengruppen G werden gezählt, dabei ist ein isoliert sichtbarer Einzelfleck auch eine Gruppe. Dann werden noch Mal alle einzelnen Flecken E gezählt, auch die bereits als Gruppe erfassten Sonnenflecken.
An der Beobachtung sind weltweit viele Observatorien beteiligt, deshalb wird das erhaltene Ergebnis mit einem Korrekturfaktor, der aber etwa 1 ist, multipliziert. Praktisch heißt das: Ist kein Fleck zu sehen, so ist R=Null. Ist ein Fleck zu sehen, so ist R=11 (der Fleck ist zugleich eine Gruppe).
Je höher die Sonnenfleckenrelativzahl ist, um so besser ist der Zustand der Ionosphäre für DX-Verbindungen auf den oberen Kurzwellenbändern. Im Maximum des 22. Sonnenfleckenzyklusses 1989 bis 1992 war ein Zahlenwert von 150 relativ häufig, im letzten Minimum, 1994 bis 1997, lag der Durchschnitt bei 11(ein Fleck), oftmals waren keine Sonnenflecken sichtbar. Ein Wert von 90, wie am 1. September 1997, ist erfreulich und vergleichbar mit dem Mittelwert der Sonnenfleckenrelativzahl etwa ein Jahr vor einem Maximum. Dies kann als Indiz für das Ende des Minimums angesehen werden.

W3ASK (CQ 12/1998) beurteilt in seiner Jahreszusammenfassung der solaren Aktivität den Verlauf des 23.Sonnenfleckenzyklus nach Aktivitätsphasen:

Sporadic-E-Überreichweiten lassen sich nicht vorhersagen. Sie treten normalerweise spontan auf und können zwischen wenigen Minuten bis zu Stunden andauern. Da sich die E-Schicht in großer Höhe befindet  fallen die erzielbaren Reichweiten relativ groß aus: 800-2200km. Jeder weitere Sprung (Erde-E-Erde-E....) vergrößert die mögliche Reichweite (Skizze 2).

Höchste brauchbare Frequenz (MUF)

Ausgangspunkt für eine Abschätzung der MUF für eine bestimmte Funklinie sind die Grenzfrequenzen der F2-Schicht, wobei die Tagesmaxima mit einer anzugebenden Wahrscheinlichkeit aus dem gleitenden Monatsmittel R12 der --> Sonnenfleckenrelativzahlen ermittelt werden. Die Tagesmaxima werden im Winter mittags, im Sommer erst nachmittags erreicht. Sie sind auch von den Funklinien abhängig, wobei die Nord-Südlinien etwas höhere Grenzfrequenzen haben.
Als Beispiel: Ein R12-Wert von knapp 50 läßt uns im Winter als Tageshöchstwert für die Grenzfrequenz der F2-Schicht erwarten: etwa 9 MHz mit 10 % Wahrscheinlichkeit, etwa 7 MHz mit 50 % Wahrscheinlichkeit.
Für die MUF darf man, wenn man flachstrahlende Antennen verwendet, die F2-Grenzfrequenzen mit dem Faktor 2,5 bis maximal 3,5 multiplizieren und den höheren Wert für transäqatoriale Linien einsetzen.
So wird ein wenig verständlich, daß DX-QSOs auf 28 MHz in Zeiten schwacher Sonnenaktivitä relativ selten sind und daß wir auf 28 MHz dann vorzugsweise die südlich von uns gelegenen Baken hören. Bei einer Verdoppelung der R12-Werte steigen die F2-Grenzfrequenzen um etwa 2 MHz und je nach Funklinie und Abstrahlwinkel die MUF-Werte um 4 bis 7 MHz.