Prognozy propagacyjne. Współczynniki określające warunki propagacyjne
A Index oraz K Index. Zmiany następujące w ziemskim polu magnetycznym są rejestrowane przez przyrządy zwane magnetometrami. Magnetometry pozwalają na uzyskanie pomiarów dwóch współczynników: A index (pomiar dzienny) oraz K index (pomiar wykonywany co trzy godziny).
A index jest średnią ośmiu pomiarów wielkości współczynnika K index. Wielkość indeksu A waha się w granicach od 0 (warunki ustabilizowane) do 400 (silna burza magnetyczna). Wielkość indeksu K waha w granicach od 0 (warunki ustabilizowane) do 9 (silna burza magnetyczna). Ogólnie rzecz biorąc, najbardziej sprzyjające warunki propagacyjne panują w okresie, kiedy wartość A index wynosi 15 lub mniej, a wartość K index wynosi 3 lub mniej.
SSN. Jonizacja warstwy F jest bezpośrednio związana z aktywnością plam słonecznych. Codzienne pomiary ilości plam słonecznych często dają dość zróżnicowane wyniki dla poszczególnych dni. Miesięczne uśrednienie codziennych pomiarów daje średnią miesięczną liczbę plam słonecznych. Jednakże gdyby przyszło porównać obliczone w ten sposób wartości dla poszczególnych miesięcy, zobaczymy że bywają znacznie zróżnicowane. Gdyby umieścić takie pomiary na wykresie, otrzymamy silnie poszarpaną krzywą. Do pomiarów ilości plam słonecznych stosowany jest współczynnik SSN (smoothed sunspot number). Ten współczynnik oblicza się, biorąc pod uwagę wartości z poprzednich sześciu miesięcy, prognozy na kolejne sześć miesięcy oraz wartości z miesiąca, dla którego jest ustalany SSN. Ta metoda powoduje, że w praktyce SSN jest współczynnikiem półrocznym. Niestety ta metoda obliczania i uśredniania danych może ?ukryć? krótkotrwałe, ?nadplanowe? zjawiska zachodzące na Słońcu i mające wpływ na warunki propagacyjne.
Aktywność plam słonecznych przebiega w 11 letnich cyklach. Osiągnięcie maksimum (4 - 5 lat) jest zwykle szybsze niż spadek do minimum (6 - 7 lat). W okresach maksimum duża ilość plam słonecznych powoduje zwiększone promieniowanie ultrafioletowe, które oddziałuje na ziemską atmosferę. Rezultatem tego jest silna jonizacja warstwy F, pozwalająca jej odbijać fale elektromagnetyczne (pasma (15, 12, 10 czy nawet 6 metrów). W okresach słonecznego minimum ilość plam jest mała - fale o wyższych częstotliwościach nie są odbijane, lecz przechodzą przez jonosferę. Jednakże okresy minimum oznaczają także mniejszą absorpcję i ustabilizowany stan jonosfery - to stwarza dobre warunki propagacyjne w pasmach 160 i 80 metrów.
CME i rozbłyski słoneczne (solar flares). Większość zjawisk wpływających na warunki propagacyjne to wynik słonecznych rozbłysków i koronalnych wyrzutów materii (CME - coronal mass ejections). Rozbłyski słoneczne powodują powstawanie promieniowania rentgenowskiego, którego częstotliwość jest mierzona w skali od 1 do 8 Angstromów. Natomiast siła promieniowania X jest określana literowymi współczynnikami: C (najsłabsze), M (średniej wielkości), oraz X (najsilniejsze). Rozbłyski klasy C mają znikomy wpływ na warunki propagacyjne.
Rozbłyski klasy M, a szczególnie klasy X mogą bardzo intensywnie wpływać na warunki propagacyjne. Zjawisko CME to gwałtowna emisja ogromnej ilości częsteczek ze Słońca. W czasie CME następuje gwałtowny wzrost prędkości wiatru słonecznego skierowanego w kierunku Ziemii. Kiedy niesione wiatrem słonecznym cząsteczki docierają do ziemskiej atmosfery, oddziałują silnie na pole magnetyczne naszej planety. Współczynniki A Index oraz K Index gwałtownie wzrastają. W takich okresach czasu występuje zjawisko zorzy. Jednocześnie bombardowanie ziemskiego pola magnetycznego przez wiatr słoneczny powoduje, że elektrony są porywane przez strumień wiatru słonecznego. W takich sytuacjach, ponieważ mniejsza się ilość elektronów, maleje współczynnik MUF.
Współczynniki MUF i LUF. Jednymi z parametrów, które mówią nam, jaką charakterystykę ma w danym momencie jonosfera są współczynniki LUF (lowest usable frequency - minimalna użyteczna częstotliwość) oraz MUF (maximum usable frequency - maksymalna użyteczna częstotliwość). Jonosfera posiada zdolność odbijania takich fal radiowych, których częstotliowści są wyższe od LUF i jednocześnie niższe od MUF. Prognozy propagacyjne.
Prognozy propagacyjne są publikowane przez amerykańską agencję rządową Space Environment Center, która jest częścią National Oceanographic and Atmospheric Administration (NOAA). Space Environment Center we współpracy z Siłami Zbrojnymi USA publikują Solar and Geophysical Activity Report. Taki raport zawiera wiele informacji - ich znaczenie jest wyjaśnione na stronie internetowej www.sec.noaa.gov/Data/info/WWVdoc.html oraz www.sec.noaa.gov/NOAAscales/.
Skrócone wersje raportów NOAA są nadawane przez stację WWV (co godzinę, 18 minut po pełnej godzinie) oraz przez stację WWVH (co godzinę, 45 minut po pełnej godzinie). Zawartość tych raportów jest opisana na dwóch stronach internetowych: www.sec.noaa.gov/Data/info/WWVdoc.html oraz www.sec.noaa.gov/NOAAscales/.
Informacje z raportów WWV są dostępne także w sieci internet, a przede wszystkim - co jest ważne dla radioamatorów - są dostępne w różnych krótkofalarskich zasobach informacyjnych. Można je np. uzyskać na stronie OH2AQ: oh2aq.kolumbus.com/dxs/wwv25.html. Te informacje są także dostępne w sieci DX Clusterów. Uzyskujemy je podając komendę show/wwv.
Zasoby internetowe są bardzo bogate jeśli chodzi o informacje dotyczące propagacji. Przy czym nie dotyczy to tylko samych prognoz propagacyjnych, ale także materiałów edukacyjnych. Pod tym względem niedoścignione są zasoby organizacji z USA: strony uniwersytetów, agencji rządowych a także strona ARRL. Poniżej podajemy niektóre z adresów internetowych, które warto odwiedzić, aby pogłębić swoją wiedzę w zakresie znajomości zjawisk propagacyjnych.
"Zawody krótkofalarskie" - 2008
źródło: http://sp8kaf.com