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Ionosphäre

Ionosphäre

Die Ionosphäre ist ein Teil der Erdatmosphäre und umfasst hierbei speziell die Meso- und Thermosphäre. Sie erstreckt sich daher von der Stratopause, der unteren Grenze der Mesosphäre, bis zur unteren Grenze der Exosphäre in circa 500 km Höhe. Die mittlere freie Weglänge einzelner Gasteilchen beträgt in der Ionosphäre mehrere Kilometer, so dass ein Energieaustausch zwischen den Teilchen auf Grund seltenen Kontakts kaum stattfindet. Diese Gasmoleküle der extrem dünnen Atmosphärenschicht werden von der eintreffenden energiereichen kosmischen Strahlung ionisiert, also in Ionen und freie Elektronen gespalten. Dadurch geht das Gas in den Plasmazustand über. Aufgrund der geringen Dichte der Ionosphäre können diese Teilchen lange existieren, ehe sie wieder rekombinieren. Es herrschen hierbei starke elektrische und magnetische Felder, mit denen elektrisch geladene Teilchen des Sonnenwindes wechselwirken, wodurch es unter anderem zu Polarlichtern kommt. Es können auch elektrische Ströme fließen, die die Ausbreitung von Funkwellen erheblich beeinflussen. Dies führt dazu, dass je nach Höhe, Tageszeit und auch Sonnenaktivität elektromagnetische Strahlung im Bereich der Radiowellen in der Ionosphäre reflektiert bzw. absorbiert werden und sich auf diese Weise charakteristische Auswirkungen der Ionosphäreschichtung auf die Funk- und Kommunikationstechnik zeigen. Es liegt beispielsweise hierin begründet, dass Radioprogramme und Funkamateure oft Reichweiten aufweisen, die auf direktem Wege, bedingt durch die Erdkrümmung, unmöglich wären. Die hierfür verantwortlichen Ionosphärenchichten werden als D, E, F₁ und F₂ Schicht bezeichnet.

Aufbau, Reflexionsverhalten und Tagesgang

Erdkrümmung Erdkrümmung Das Reflexionsverhalten von Kurzwellen an der Unterseite der Ionosphäre ist von der Tages- und Jahreszeit, das Reflexionsverhalten am Erdboden von der Bodenbeschaffenheit, vom Wassergehalt, vom Grundwasserspiegel und von der geologischen Struktur abhängig. Hauptursache für das Reflexionsverhalten an der Ionospäre ist dabei die von der Sonne einfallende elektromagnetische und Korpuskularstrahlung, welche eine ionisierende Wirkung auf hohe Schichten der Erdatmosphäre hat (solarer Flux). Die Ionendichte ist in verschiedenen Höhen über den Erdboden nicht konstant. Vielmehr gibt es Schichten, in denen die Dichte - und damit die Anzahl freier Elektronen - stärker ansteigt als in den dazwischen liegenden Zonen. Solche Zonen nennt man Ionosphärenschichten. 1902 sagten Arthur Edwin Kennelly und Oliver Heaviside unabhängig voneinander als erste eine solche Schicht voraus. Sie heißt heute E-Schicht oder Kennelly-Heaviside-Schicht. Edward Victor Appleton entdeckte in großer Höhe eine wesentlich stärker ionisierte Schicht, die heute F-Schicht genannt wird und für die Reflexion von Kurzwellensignalen von elementarer Bedeutung ist. Die Höhe der Schicht und die Intensität der Ionisierung hängt sowohl von der Jahreszeit als auch von der Tageszeit ab. Nachts, wenn keine Sonneneinstrahlung vorhanden ist und damit die Ionisationsquelle entfällt, lösen sich verschiedene Schichten durch Rekombination von Ionen und Elektronen zu ungeladenen Atomen auf. Die D-Schicht rekombiniert nach Sonnenuntergang sehr schnell, da sie am nähesten über der Erdoberfläche liegt und die Luftdichte noch nicht so gering ist. Die E-Schicht verschwindet einige Stunden nach Sonnenuntergang. Die am Tage gebildeten F₁- und F₂-Schichten verschmelzen zur F-Schicht, deren Ionisation in den Nachtstunden zwar abnimmt, jedoch nicht vollständig verschwindet. Kurzwellensignale müssen tagsüber die D- und E-Schicht passieren, bevor sie an der F₂-Schicht reflektiert werden können. Sie erfahren dort eine Streuung und eine Absorption ihrer Energie. Das heißt sie werden gedämpft und ihre Signalstärke wird schwächer. Nachts, wenn sich die unteren Ionosphärenschichten aufgelöst haben, tritt diese Dämpfung nicht ein. Die Reflexion elektromagnetischer Wellen an der F₂-Schicht, kann mit den Brechungsgesetzen von Snellius erklärt werden. Nach diesen Gesetzen wird eine elektromagnetische Welle beim Eintritt in ein optisch dichteres Medium zum Einfallslot hingebrochen. Das Lot ist dabei die Senkrechte auf die Ionosphärenschicht, die als optisches dichteres Medium fungiert. Die einfallende Strahlung wird in mehreren kleinen Winkeln gebrochen, bis Totalreflexion auftritt. Der Brechungsindex der elektromagnetischen Strahlung ist von ihrer Frequenz abhängig. Je niedriger die Frequenz ist, desto stärker ist die Brechung. Für Kurzwellenempfang bedeutet dies, dass niedrigere Frequenzen besser reflektiert werden als hohe Frequenzen. Tagsüber, bei einer stärkeren Ionisation der F₂-Schicht, werden auch höhere Frequenzen gut reflektiert. In einer Höhe von 90 bis 120 km tritt sporadisch die E_s-Schicht (sporadicE) auf. Diese tritt zu willkürlichen Zeiten - in Mitteleuropa meist tagsüber in den Sommermonaten - auf und entsteht, wenn unterschiedliche physikalische Prozesse zusammentreffen. Es wird vermutet, dass Spuren ionisierender Gase von in der Atmosphäre verbrennenden Meteoriten, zur Entstehung dieser Schicht beitragen. Wird die Iononisation der E_s-Schicht sehr stark, so können Kurzwellen nicht mehr zur F₂-Schicht gelangen und an ihr reflektiert werden. Dies kann temporär zum völligen Zusammenbruch des Kurzwellenempfangs führen. Dieser als Mögel-Dellinger-Effekt bezeichnete Zustand wird auch tote Viertelstunde genannt. Im UKW-Bereich können Überreichweiten auftreten, da UKW-Signale an der E_s-Schicht reflektiert werden. Prinzipiell bedeutet hohe Energieeinstrahlung auch eine bessere Reflexion. Zusätzlich werden höhere Frequenzen (größer als beispielsweise 10 MHz) besser reflektiert, wenn die Einstrahlung ansteigt. Dabei stellt sich eine maximale Grenzfrequenz ein, die kontinuierlich gemessen werden kann (MUF, Maximum Usable Frequency). Analog gibt es eine minimale Grenzfrequenz unterhalb derer Kurzwellen nicht mehr an der Ionosphäre reflektiert werden. Diese wird als Lowest Usable Frequency (LUF) bezeichnet. Zu bestimmten Zeiten kann in einer Weltregion die LUF über der MUF liegen, sodass kein Kurzwellenempfang zwischen zwei Orten innerhalb dieser Region möglich ist. So ist beispielsweise zur Mittagszeit in Mitteleuropa kein Empfang von südamerikanischen Sendern möglich. Der Ort maximaler Ionisation wandert täglich durch die Erdrotation von Ost nach West über den Globus. Durch die Neigung der Erdachse kommt es dabei zusätzlich zu einer jahreszeitlichen Verschiebung. Bei Dämmerung und in den Nachtstunden klingt die Ionisation langsam wieder ab, wobei die MUF absinkt. Des Weiteren hat die Sonnenfleckenaktivität, die in einem 11-Jahreszyklus variiert, einen Einfluss auf die Ionisation. Ähnlich wie in der Meteorologie gibt es für Ausbreitungsbedingungen einen Funk-Wetterbericht sowie Ausbreitungsvorhersagen, die nach Frequenz, Tageszeit, Jahreszeit und geografischem Zielgebiet aufgeschlüsselt werden. Das Reflexionsverhalten ist vom Winkel der eintreffenden Strahlung des Senders abhängig. Sendeantennen werden auch unter Berücksichigung dieses Aspektes entworfen und gebaut. Der niedrigste Abstrahlwinkel einer Kurzwellenantenne beträgt etwa 5 Grad. Die F₂-Schicht wird in einer Entfernung von etwa 1.500 bis 2.000 Kilometern vom Sender getroffen. Nach der Reflexion kann das Signal folglich in einer Entfernung von 3.000 bis 4.000 Kilometern vom Sender am Erdboden empfangen werden. Ist die Entfernung zwischen Sender und Empfänger größer, so sind mehrere Ionosphären-Reflexionen erforderlich, um diese Distanz zurückzulegen. Siehe auch: Troposphäre - Stratosphäre

Erforschung

Der Physiker Merle Antony Tuve entwickelte die Methode um mit Radiowellen die Ionosphäre zu erforschen.

Weblinks

- [http://www.ionosonde.iap-kborn.de/ionogram.htm Aktuelle Diagramme der Ionosphärensonde in Juliusruh] Kategorie:Atmosphäre Kategorie:Geophysik ja:電離層 ko:전리층

Erdatmosphäre

Die Erdatmosphäre (von griechisch ατμός, atmós „Luft, Druck, Dampf“ und σφαίρα, sfära „Kugel“), die Atmosphäre der Erde, ist die gasförmige Hülle oberhalb der Erdoberfläche. Sie stellt eine der Geosphären dar und ihr Gasgemisch ist durch einen hohen Anteil an Stickstoff und Sauerstoff und somit oxidierende Verhältnisse geprägt. Eine Darstellung der Konzentration der Atmosphärengase sowie deren Charakteristika bietet der Artikel Luft.

Entwicklung

Luft Hauptartikel: Entwicklung der Erdatmosphäre Die Entwicklung der Erdatmosphäre ist ein Teil der chemischem Evolution der Erde und zudem ein wichtiges Element der Klimageschichte. Sie wird heute in vier wesentliche Entwicklungsstufen unterschieden. Am Anfang stand die Entstehung der Erde vor etwa 4,56 Milliarden Jahren. Dabei verfügte sie schon sehr früh über eine vermutlich aus Wasserstoff (H₂) und Helium (He) bestehende Gashülle, die jedoch wieder verloren ging. Durch die langsame Abkühlung der Erde und den dabei auftretenden Vulkanismus kam es zu einer umfangreichen Ausgasung aus dem Erdinneren. Die dadurch erzeugte Atmosphäre bestand zu etwa 80 % aus Wasserdampf (H₂O), zu 10 % aus Kohlendioxid (CO₂) und zu 5 bis 7 % aus Schwefelwasserstoff. Dabei handelt es sich um ebenjene Produkte des Vulkanismus, wie wir sie auch heute noch beobachten können. Der hohe Anteil des Wasserdampfs erklärt sich dadurch, dass die Atmosphäre zu diesem Zeitpunkt noch zu warm war, um Niederschläge bilden zu können. Es gab also noch keine Gewässer auf der Erde. Der eigentliche Ursprung des Wassers ist umstritten. Nachdem die Temperatur der Atmosphäre unter den Siedepunkt des Wassers fiel, kam es zu einem extrem langen Dauerregen, nach dessen Ende sich die Ozeane gebildet hatten und dementsprechend die anderen Atmosphärengase relativ zum Wasserdampf angereichert wurden. Die hohe UV-Einstrahlung bedingte eine photochemische Zerlegung der Wasser-, Methan- und Ammoniakmoleküle, wodurch sich Kohlenstoffdioxid und Stickstoff ansammelten. Die leichten Gase wie Wasserstoff oder Helium verflüchtigten sich in den Weltraum, vor allem Kohlendioxid wurde in großen Mengen in den Ozeanen gelöst und dort in Form von Carbonatablagerungen. Einzig unbeeindruckt zeigte sich der inerte Stickstoff. Dieser sammelte sich mit der Zeit an und bildete vor etwa 3,4 Milliarden Jahren den Hauptbestandteil der Atmosphäre. Der Sauerstoff spielt die Hauptrolle bei der weiteren Entwicklung hin zu unserer heutigen Atmosphäre. Die ersten vor etwa 3,5 Milliarden Jahren photosynthetisch aktiven Cyanobakterien führten zwar zu einem Absinken der Kohlenstoffdioxidkonzentration, die Sauerstoffkonzentration der Atmosphäre blieb jedoch gering. Dieser wurde in den Ozeanen zur Oxidation von Eisenionen verbraucht und sammelte sich erst nach deren Knappheit vor etwa zwei Milliarden Jahren an. Vor einer Milliarden Jahre überstieg die Sauerstoffkonzentration die Marke von einem Prozent, wodurch sich wenige hundert Millionen Jahre später eine erste Ozonschicht bilden konnte. Der heutige Sauerstoffgehalt von knapp 21 % wurde schließlich vor 350 Millionen Jahren erreicht und blieb seitdem recht stabil.

Aufbau und Gradienten

Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht in Abhängkeit von der Höhe.]] Ozonschicht Die Erdatmosphäre weist eine Masse von zirka 4,9 · 10¹⁸ kg auf und teilt sich in Bezug auf ihren Temperaturverlauf in mehrere Schichten ein:
- Die Troposphäre von 0 km (Gebirge, Stratosphärendurchbruch) bis zwischen 7 (Polargebiete) und 17 km (Tropen), begrenzt durch die Tropopause,
- die Stratosphäre von zwischen 7 und 17 km bis 50 km, begrenzt durch die Stratopause,
- die Mesosphäre von 50 km bis zwischen 80 und 85 km, begrenzt durch die Mesopause und
- die Thermosphäre von zwischen 80 und 85 km bis über 640 km.
- die Exosphäre von zwischen 500 und 1.000 km bis etwa 100.000 km (in den interplanetaren Raum übergehend). Die Troposphäre wird auch als untere Atmosphäre, Mesosphäre und Stratosphäre gemeinsam als mittlere Atmosphäre und Thermosphäre und Exosphäre zusammen als obere Atmosphäre bezeichnet. Zudem zeigt sich vor allem in der Troposphäre – der Wettersphäre – eine Dynamik innerhalb der Temperaturschichtung, weshalb dort auch die jeweilige Schichtungsstabilität eine große Rolle spielt. Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder und es ist auch möglich, die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie
- dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre:
- # Ionosphäre
- # Magnetosphäre
- nach den physiko-chemischen Prozessen
- # Ozonosphäre / Ozonschicht (16-50 km)
- # Chemosphäre (20-600 km)
- der Lebenszone
- # Biosphäre (0-20km)
- dem Durchmischungsgrad
- # Homosphäre (0-100 km)
- # Homopause (100-120 km)
- # Heterosphäre (>120 km)
- dem aerodynamischen Zustand
- # Prandtl-Schicht (ca. 0-50 m)
- # Ekman-Schicht (ca. 50-1000 m)
- # Prandtl-Schicht + Ekman-Schicht = Planetare Grenzschicht (Peplosphäre)
- # Freie Atmosphäre (>1 km) Die bodennahen Schichten bis in etwa 90 km Höhe haben eine recht gleichförmige Zusammensetzung, weshalb dieser Abschnitt auch als Homosphäre bezeichnet wird. Was wir als Luft bezeichnen, besteht im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff, 0,93 % Argon und anderen Edelgasen. Der Kohlendioxid-Gehalt beträgt nur 0,03 %, ist aber neben dem Wasserdampf der wichtigste Verursacher des natürlichen Treibhauseffektes, ohne den es auf der Erde bedeutend kälter wäre. Die oberen Schichten bestehen aus sehr dünnem Gas, das nicht mehr in Molekülen, sondern in Atomen und Ionen vorliegt (daher der Name Ionosphäre). Dies liegt daran, dass die von der Sonne eingestrahlte hochenergetische Strahlung die Moleküle dissoziieren lässt, die so entstehenden Ionen aber erst nach längerer Zeit auf einen Partner treffen. Ferner kommt es auch zu einer Entmischung der Bestandteile nach ihrer unterschiedlichen molaren Masse, weshalb sich mit zunehmender Höhe leichtere Gase wie Wasserstoff konzentrieren (siehe Abbildung 2). Diese sind unter Umständen auch in der Lage in den Weltraum zu entweichen, was sich jedoch aufgrund der extrem dünnen Atmosphäre in diesen Höhen und den dadurch sehr geringen Masseverlusten mit dem Eintrag beispielsweise durch den Sonnenwind ausgleicht. Für die Entstehung des Wetters ist neben der Energiezufuhr durch die Sonneneinstrahlung hauptsächlich der Gehalt an Wasserdampf verantwortlich. Dieser kommt in wechselnder Konzentration von 0 % Vol. bis etwa 4 % Vol. in der Luft vor.

Grenze zum Weltraum

Der Übergang zwischen Exosphäre und Weltraum ist kontinuierlich und man kann daher perse keine scharfe Obergrenze der Erdatmosphäre ziehen. Seitens der Fédération Aéronautique Internationale wird daher die Homopause bzw. eine Höhe von rund 100 km als Grenze angesehen, da hier mit einer Temperatur von -90 ºC und einem Luftdruck von einem Hektopascal (0,1 % des Luftdrucks auf Meereshöhe) bereits nahezu Weltraumbedingungen herrschen. Diese Definition ist international weitesgehend anerkannt, wenn sie auch keine uneingeschränkte Gültigkeit besitzt. So wird zum Beispiel von der NASA die Mesopause (etwa 80 km) als Grenze definiert.

Erforschung

Die untere Atmosphäre, insbesondere die Troposphäre, ist das Forschungsfeld der Meteorologie, wohingegen die mittlere und obere Atmosphäre (Stratosphäre, Mesosphäre) in den Bereich der Aerologie gehören. Messungen erfolgen in Bodennähe mit dem vollen Spektrum der meteologischen Messgeräte. In der Höhe, besonders in Bezug auf Höhenprofile, stellen Radiosonden, meteorologische Raketen, Lidars, Radars und Wetter- beziehungsweise Umweltsatelliten die wichtigsten Messverfahren dar. In der Zukunft werden vorraussichtlich auch Höhenplattformen wie das High Altitude and Long Range Research Aircraft eine größere Rolle spielen.

Siehe auch

Atmosphäre, Schichtungsstabilität der Erdatmosphäre, Entwicklung der Erdatmosphäre, Ozonschicht, Luft, Luftfeuchtigkeit, Kohlenstoffkreislauf, Erdmagnetfeld

Weblinks

- [http://www.kowoma.de/gps/zusatzerklaerungen/atmosphaere.htm Erdatmosphäre, Aufbau und Bild]
- [http://www.astronomie.de/sonnensystem/erde/atme.htm Atmosphäre - Mesosophäre]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/model/models_home.html Atmosphärenmodelle des National Space Science Data Center] (Englisch) Kategorie:Erde Kategorie:Umweltschutz ja:大気 ko:대기권 ms:Atmosfera simple:Atmosphere

Thermosphäre

in Abhängkeit von der Höhe.]] Die Thermosphäre (von griechisch θερμός, thermós „warm, heiß“ und σφαίρα, sfära „Kugel“) ist die vierte und zweitäußerste der Schichten der Erdatmosphäre. Sie erstreckt sich von der in etwa 80 bis 85 Kilometer Höhe liegenden Mesopause, der oberen Grenze der Mesosphäre, bis unter die Exosphäre in etwa 500 bis 600 Kilometern über der Erdoberfläche. Die mittlere freie Weglänge einzelner Gasteilchen beträgt hier mehrere Kilometer, so dass ein Energieaustausch zwischen den Teilchen aufgrund seltenen Kontakts kaum stattfindet. Diese Gasmoleküle der extrem dünnen Atmosphärenschicht werden von der eintreffenden energiereichen kosmischen Strahlung ionisiert, also in Ionen und freie Elektronen gespalten, daher ist die Thermosphäre auch ein Teil der Ionosphäre. Aufgrund der geringen Dichte der Ionosphäre können diese Teilchen lange existieren, ehe sie wieder rekombinieren. Die Temperatur beträgt - auch abhängig von der Sonnenaktivität - bis über 1.700 °C und nimmt mit der Höhe zu. Dies spielt aufgrund des geringen Wärmeaustausches zum Beispiel für Astronauten keine Rolle. In der Thermosphäre umkreisen unter anderem das Space Shuttle und die Internationale Raumstation (ISS) die Erde. Obwohl die Atmosphäre hier außerordentlich dünn ist, macht sich der Luftwiderstand über längere Zeit bemerkbar. Die ISS, die in zwischen 350 und 400 km Höhe die Erde umkreist, würde ohne regelmäßige Anhebung ihrer Umlaufbahn durch Raketentriebwerke innerhalb weniger Jahre so stark abgebremst werden, dass sie auf die Erde stürzen würde. Meteore werden beim Eintritt in die Erdatmosphäre meist in der unteren Thermosphäre sichtbar. Auch beim Wiedereintritt von Raumfahrzeugen treten hier erste thermische Belastungen auf, die höchsten Temperaturen werden dabei in der Regel aber erst in der Mesosphäre erreicht. Die International anerkannte Definition der Grenze zwischen Erdatmosphäre und Weltraum ist die der Fédération Aéronautique Internationale und liegt in einer Höhe von 100 km, also auf Höhe der Homopause. Demnach wäre der größte Teil der Thermosphäre bereits Weltraums. Diese Definition ist mehr oder weniger willkürlich und hat kein gesondert hervorstechendes Kriterium.

Weblinks

- [http://www.crista.uni-wuppertal.de/public/kaufmann.shtml CRISTA: Das Wetter in 140 km Höhe] Kategorie:Atmosphäre ja:熱圏 ms:Termosfera

Stratopause

in Abhängkeit von der Höhe.]] Die Stratopause ist die atmosphärische Grenzschicht zwischen Stratosphäre und Mesosphäre. Die Lage der Stratopause wird durch das erste Maximum des atmosphärischen Temperaturprofils gekennzeichnet; sie liegt in etwa 50 km Höhe. Kategorie:Atmosphäre ms:Stratopause

Exosphäre

in Abhängkeit von der Höhe.]] Die Exosphäre (von griechisch έξο, éxo „außen, außerhalb“ und σφαίρα, sfära „Kugel“) stellt die äußerste Schicht der Erdatmosphäre dar. Sie markiert den fließenden Übergang zum interplanetaren Raum, ist jedoch nach Defnition von NASA und Fédération Aéronautique Internationale bereits dessen Teil. Sie schließt an die Thermosphäre an, und beginnt damit (nach unterschiedlichen Quellenangaben) etwa in einer Höhe zwischen 500 und 1.000 km. Ihre äußere Grenze wird mit etwa 10.000 km angegeben. Allerdings ist die Grenze nicht genau definiert, weil die Gasdichte kontinuierlich abnimmt und theoretisch nie den Wert Null erreicht. Alle in ihr enthaltenen Teilchen sind weitgehend ionisiert. Die Exosphäre ist die einzige Atmosphärenschicht, aus der Gasmoleküle aufgrund der ihnen eigenen Geschwindigkeit das Gravitationsfeld der Erde verlassen können, da so wenige Teilchen vorhanden sind, dass deren Bremswirkung vernachlässigt werden kann. Die Exosphäre wird deshalb auch als Dissipationssphäre bezeichnet. Sie ist ein Teil der Heterosphäre, das heißt jenem Bereich der Atmosphäre ab ca 120 km Höhe, in dem sich die Gase entsprechend ihrer Atomgewichte entmischen und schichten. Ab einer Höhe von 1000 km kommt nurmehr Wasserstoff als das leichteste Gas vor. Auch andere Planeten oder Monde besitzen eine Exosphäre, so zum Beispiel der Planet Merkur, aber auch der Erdmond, der durch LunarSat, eine Monderkundungsmission der ESA unter anderem diesbezüglich untersucht werden soll (Start am 1. Januar 2006).

Weblinks

- [http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/raumsonden/bepicolombo.shtml Untersuchung der Exosphäre des Merkur]
- [http://www.astrolink.de/m050/m050000/index.htm Erforschung der Exosphäre des Erdmonds durch LunarSat] Kategorie:Atmosphäre ms:Eksosfera

Mittlere freie Weglänge

Die mittlere freie Weglänge ist die durchschnittliche Weglänge, die ein Teilchen (Atom oder Molekül) ohne Wechselwirkung mit einem anderen Teilchen zurücklegt. Unter einer Wechselwirkung wird dabei jede Art von Energie- bzw. Impulsänderung des Teilchens verstanden. Die mittlere freie Weglänge beträgt in Luft etwa 68 nm unter Standardbedingungen. Für ein ideales Gas gilt: mittlere freie Weglänge

\lambda = \frac  = \frac

mit der Teilchenzahldichte

n

und dem Teilchendurchmesser

d

Kategorie:statistische Physik

Ion (Chemie)

Ein Ion (von altgriechisch ἰόν: „sich fortbewegend“) ist ein elektrisch geladenes Atom oder Molekül. Entsprechend werden die Ionen Atomion und Molekülion genannt. Ionen sind durch Elektronenmangel positiv oder durch Elektronenüberschuss negativ geladen. Positiv geladene Ionen werden Kationen genannt, negativ geladene Anionen, da sie jeweils in einem elektrischen Feld zur Kathode (Minuspol) oder zur Anode (Pluspol) wandern.

Kennzeichnung

Ein Ion wird in der Chemie allgemein mit NiMe^n- (Nichtmetall-Ion) oder mit Meⁿ⁺ (Metall-Ion) gekennzeichnet. Beispiele sind:
- Na⁺ - Natrium-Ion (n wird hier weggelassen, da n gleich eins ist)
- S²⁻ - Sulfid-Ion
- NH₄⁺ - Ammoniumion, ein Molekülion

Eigenschaften

Der Radius von Ionen unterscheidet sich von dem des entsprechenden Atoms. Der Kationenradius ist kleiner – aufgrund der Nichtbesetzung der äußeren Orbitale –, der der Anionen meistens größer, da die äußeren Orbitale mit Elektronen aufgefüllt und/oder weitere Orbitale neu besetzt werden. Lösungen, die ionische Substanzen enthalten, Elektrolyte, leiten elektrischen Strom. Abhängig vom Verhältnis Ladung/Radius wirken Ionen unterschiedlich polarisierend in chemische Bindungen. Ionen unterschiedlicher Ladung bilden durch die Ionenbindung Salze. Ein cyclisches Ion ist ein Ion, das in einer Ringstruktur aufgebaut ist.

Vorkommen

Ionen mit mehr als 3 Unter- oder Überschussladungen kommen in der Chemie nur selten vor. In der Physik werden mit Duoplasmatrons hochgeladene Ionen in Beschleunigern erzeugt, denen nahezu alle Elektronen fehlen. Hiermit kann der Atomkern studiert werden oder es können schwere Wasserstoff- oder Heliumartige ein- bzw. zwei-Elektronen-Systeme studiert werden. Ionisierte Edelgase können Ionenbindungen eingehen. Edelgas-Halogenid-Verbindungen werden in Excimerlasern verwendet. Bei Molekülen mit zwei oder mehreren funktionellen Gruppen kann es vorkommen, dass sie an der einen Gruppe eine positive, an einer anderen eine negativ Ladung tragen (insgesamt ist das Molekül dann neutral). Solche polaren Moleküle werden auch als Zwitterionen bezeichnet. Elektrolyte spielen eine große Rolle in Stoffwechselvorgängen und in Batterien. Sternenmaterie liegt in ionisierten Zustand vor, geht hier aber wegen der hohen Temperatur keine chemische Bindung mehr ein. Diesen Zustand nennt man Plasma. Kategorie:Elektrochemie ja:イオン ko:이온 ms:Ion simple:Ion

Plasma

Das Wort Plasma (griechisch »Gebilde«, »Gebildetes«) hat mehrere Bedeutungen:
- In der Medizin versteht man unter dem Plasma den Teil des Blutes, der von den roten und weißen Zellen abgetrennt wurde, der aber noch gerinnen kann (Blutplasma).
- In der Physik einen Aggregatzustand, siehe Plasma (Physik)
- In der Biologie gibt es das Zytoplasma. Darunter versteht man die Zellflüssigkeit mit ihren kolloidalen Bestandteilen.
- ein dunkelgrüner Edelstein, verwandt dem Jaspis, siehe Plasma (Edelstein)

Siehe auch

- Plasmabildschirm

Dichte

Die Dichte, Formelzeichen: ρ (griechisch: rho), ist eine physikalische Eigenschaft eines Materials. Sie ist über das Verhältnis der Masse m eines Körpers zu seinem Volumen V definiert: :

\rho = \frac

in Worten: :

= \frac

Der Kehrwert der Dichte wirdspezifisches Volumen genannt und spielt vor allem in der Thermodynamik der Gase und Dämpfe eine Rolle. Die Dichte sollte nicht mit dem spezifischen Gewicht verwechselt werden, denn diese ist zwar sehr ähnlich zur Dichte, unterscheidet sich aber in einem Punkt: Während bei der Dichte das Volumen im Verhältnis zur Masse steht, geschieht dies beim spezifischen Gewicht mit dem Volumen und der Gewichtskraft. Das Verhältnis der Dichte eines Stoffes zur Dichte im Normzustand wird als Relative Dichte bezeichnet. Bei porösen Stoffen wird zudem zwischen der Rohdichte (Hohlräume inklusive) und der Reindichte (Volumen ohne Hohlräume) unterschieden.

Einheit

Die abgeleitete SI-Einheit der Dichte ist Kilogramm pro Kubikmeter (kg/m³). Weit verbreitet und besonders bei Feststoffen gebräuchlich ist zudem die Angabe in g/cm³. Weitere in Spezialfällen genutzte Einheiten sind Gramm pro Liter (g/l) und Gramm pro Kubikdezimeter (g/dm³). Hierbei gilt: 1.000 kg/m³ = 1 kg/dm³ = 1 kg/l oder 1 g/cm³ = 1 g/ml. Alle diese Größen stellen die Bezugsdichte von Wasser dar. Wasser hat als Bezugspunkt bei einer Temperatur von 3,98 °C seine größte Dichte (Dichteanomalie) mit 1.000 kg/m³, was einem g/cm³ entspricht. Ein Liter ist definiert als das Volumen, das genau ein Kilogramm Wasser bei seiner höchsten Dichte (bei 3,98 °C ≈ 4 °C) bei Normaldruck einnimmt. Die Abweichung von 1 dm³ ist so gering, dass man im Normalfall 1 l und 1 dm³ als gleich ansehen kann. Für Feststoffe wird die Dichte üblicherweise in g/cm³ bei 20 °C angegeben und für gasförmige Stoffe in g/l bei 0 °C und einem Luftdruck von 1.013,25 hPa = 101.325 Pa (Normalbedingungen).

Beispiel

Die Dichte von Kupfer bestimmt man experimentell wie folgt: Die Stoffprobe wiegt z.B. 35 g. Nun füllt man ein Reagenzglas teilweise mit Wasser; nehmen wir beispielsweise 16 ml. Jetzt lässt man den Stoff eintauchen und liest den Füllstand 17,7 ml des Wasserspiegels ab. Die Differenz der beiden Füllmengen beträgt 1,7 ml. Also kann für die Dichte von Kupfer die Näherung :

\rho \approx \approx 20,6 \;\mathrm/\mathrm^3

ermittelt werden.

Eigenschaften

Die Dichte von Flüssigkeiten hängt deutlich von der Temperatur ab, bei Gasen zusätzlich vom Druck. Ein Beispiel hierfür ist die Temperaturabhängigkeit der Luftdichte im unteren Abschnitt. Die Dichte von hygroskopischen Stoffen wie zum Beispiel Holz ist zudem von der Luftfeuchte (Wirkung auf Holzfeuchte) abhängig. Um deren Messergebnisse vergleichen zu können, bezieht man sich auf ein sogenanntes Normalklima. Körper in einer Flüssigkeit, die eine geringere Dichte als diese haben, steigen entsprechend dem archimedischen Prinzip nach oben (Auftrieb), bis sie irgendwann einen Gleichgewichtszustand erreichen (schwimmen). Körper mit größerer Dichte sinken entsprechend nach unten bzw. haben einen höheren Tiefgang als Körper mit geringeren Dichten. Insbesondere kann daher das weniger dichte Eis auf dem Wasser schwimmen und verdrängt dabei genau das Volumen an Wasser, das die gleiche Masse wie das Eis hat. In Gasen gilt entsprechendes. Ein mit Helium gefülltes Luftschiff schwebt in der Luft, da das Helium bei gleichem Druck und gleicher Temperatur eine geringere Dichte als Luft hat. Die dichteste auf der Erde natürlich vorkommende Substanz ist Iridium mit etwa 22.650 kg/m³. Neutronensterne dagegen können eine Dichte von etwa 10¹⁴ kg/m³ haben.

Tabellenwerte

Tabellenwerte zur Dichte verschiedene Stoffe sind in folgenden Artikeln zu finden:
- Liste der Dichte fester Stoffe
- Liste der Dichte von Flüssigkeiten
- Liste der Dichte gasförmiger Stoffe

Temperaturabhängigkeit der Luftdichte

Die Wirkung der Temperatur auf die Luftdichte, die Schallgeschwindigkeit und die Schallkennimpedanz ist in folgender Tabelle dargestellt. Der Luftdruck hat auf die Schallgeschwindigkeit keinen Einfluss, auch wenn diese Fehlangabe in vielen Büchern zu finden ist. Größen:
-

\vartheta

(theta) = Temperatur in °C
- ρ (rho) = Luftdichte oder Dichte der Luft in kg/m³
- c = Schallgeschwindigkeit in m/s
- Z = Schallkennimpedanz in N·s/m³

Messmethoden

Von einem Körper mit exakt bekannter Geometrie kann die Dichte mittels Masse und berechnetem Volumen bestimmt werden. Nach dem Prinzip von Archimedes erfährt ein Körper in der Umgebung einer Flüssigkeit genau so viel Auftriebskraft, wie die von seinem Volumen verdrängte Flüssigkeit an Gewichtskraft ausüben würde. Alle direkten Dichtemessverfahren beruhen noch heute auf diesem Prinzip und können auch auf die Dichtebestimmung von Gasen übertragen werden. Bei bekannter Dichte der Flüssigkeit, lässt sich auch das Volumen des eingetauchten Festkörpers bestimmen und schließlich auch dessen Dichte bestimmen. Beispiel für die Bestimmung der Dichte eines Festkörpers: Das Gewicht des Festkörpers wird an Luft gemessen. Eigentlich müsste man die Messung im Vakuum durchführen, da der Festkörper auch in Luft einen gewissen Auftrieb erfährt. Man erhält

m_

. Anschließend wird der Festkörper in Wasser eingetaucht und gewogen. Er scheint leichter zu sein als an der Luft. Man erhält

m_

. Nach dem Prinzip von Archimedes ist die Masse des verdrängten Wassers

m_ = m_ - m_

. Das Volumen des verdrängten Wassers

V_

ist gleich dem Volumen des Festkörpers

V_

. Es ist bekannt, dass

\rho_

für die Dichte des Wassers gilt. Durch Einsetzen und Umformen erhält man folglich:

\frac= V_

. Im letzten Schritt erhält man somit für die Dichte des Festkörpers:

\rho_=\frac

Dichten von Flüssigkeiten werden mit einem Aräometer gemessen. Dichten von Festkörpern werden z. B. mit einem Pyknometer gemessen oder über indirekte Bestimmungsverfahren, wie der Isotopenmethode ermittelt. Der Biegeschwinger ermöglicht es mit Hilfe eines mit Messflüssigkeit gefüllten U-Rohres, die Dichte von flüssigen Reinstoffen und binären Mischungen exakt zu ermitteln. Die Dichte von Holz kann man mit einem Resistographen bestimmen.

Beispiele

Wasser Wasser hat eine sehr seltene Eigenschaft, indem es bei 3,98 °C die größte Dichte besitzt (Anomalie des Wassers). Es dehnt sich beim weiteren Abkühlen aus, die abnehmende Dichte bewirkt eine Volumenausdehnung. Hierdurch treten Frostschäden beispielsweise bedingt durch die Frostverwitterung auf. Bei zugefrorenen Seen befindet sich so auch das 3,98 °C warme Wasser am Seeboden, während kälteres Wasser mit geringerer Dichte nach oben steigt. Dies verhindert das Zufrieren von Gewässern bis auf den Grund und ermöglicht es erst den Lebewesen in Seen und Meeren zu überleben. Atmosphäre In der Atmosphäre steigen erwärmte und damit weniger dichte Luftschichten vom Boden auf (Konvektion). Sie kühlen dabei jedoch ab, wobei Wasserdampf kondensieren kann und sich daraufhin Wolken ausbilden. Entsprechend sinken kühlere Luftschichten wieder ab.

Abgeleitete Bezeichnungen

In Analogie werden auch andere Größen pro Raumeinheit als Dichten bezeichnet, zum Beispiel die Teilchendichte, die Ladungsdichte oder die Wahrscheinlichkeitsdichte. Teilweise wird der Begriff Dichte auch für Größen pro Flächeneinheit verwendet (Stromdichte, Strahlungsstromdichte, elektrische und magnetische Flussdichte). Eine spezifische Dichte ist API-Grade für Rohöl. Weitere Analogien (neben den schon genannten):
- Darrdichte
- Fülldichte
- Klopfdichte
- Längendichte
- Pressdichte
- Relative Dichte
- Schüttdichte
- Sinterdichte
- Stopfdichte

Weblinks

- [http://www.sengpielaudio.com/Rechner-dichteeinheiten.htm Umrechnung von allen Dichte-Einheiten]
- [http://www.engnetglobal.com/tips/convert.asp?catid=9 Umrechnung von Dichte-Einheiten - auch amerikanische und englische Größen]
- [http://www.mineralienatlas.de/lexikon/index.php/Dichte Mineralienatlas - Dichte]
- [http://www.physik.uni-muenchen.de/leifiphysik/web_ph08/m11_dichte.htm Versuche und Aufgaben zur Dichte] Kategorie:Werkstoffeigenschaft Kategorie:Physikalische Größe Kategorie:Mineralogie ms:Ketumpatan ja:密度

Rekombination (Physik)

Unter Rekombination versteht man die Vereinigung positiver und negativer Ladungsträger (Ionen, Elektronen) zu einem elektrisch neutralen Produkt (Atom, Molekül). Rekombination stellt den Umkehrprozess zur Ionisation dar.

Dreierstoß-Rekombination

Häufigster Fall ist dabei die Dreierstoß-Rekombination, bei der ein positives Ion mit 2 Elektronen gleichzeitig stößt. Das Ion rekombiniert mit dem ersten Elektron zu einem neutralen Atom. Die dabei freiwerdende Bindungsenergie wird vom zweiten Elektron 'abgeführt'. (Ähnlich der Wärmeabstrahlung beim inelastischen Stoß.) Das zweite Elektron erhöht bei diesem Vorgang seine Energie und Frequenz. Alternativ kann auch ein anderes Atom die Bindungsenergie aufnehmen. Dass ein Elektron und ein Ion ohne weitere Partner rekombinieren ist nicht möglich.

Im Halbleiter

Im Halbleiter spricht man von Rekombination, wenn ein ins Leitungsband angeregtes Elektron wieder relaxiert, d.h. unter Abgabe eines Photons oder Phonons ins Valenzband "zurückfällt". Hier wählt man oft einen einfachen Ansatz für die Rekombinationsrate, d.h. die Anzahl der Rekombinationen pro Zeit (und Volumen): :Für Elektronen gilt

r_n = \frac

, :analog gilt für Defektelektronen

r_p = \frac

. Hierbei sind n bzw. p die Konzentrationen der Ladungsträger,

n_o

bzw.

p_o

die Gleichgewichtskonzentrationen und

\tau_n

bzw.

\tau_p

die effektiven Lebensdauern der Ladungsträger. Anschaulich steigt also die Rekombinatiosrate, wenn die Ladungsträgerkonzentration über der Gleichgewichtskonzentration liegt. Das Gegenteil von Rekombination nennt man für Halbleiter Generation. Genauer betrachtet gibt es viele verschiedene Effekte die im Prozess der Rekombination eine Rolle spielen. Photonen oder Phononen, deren Energie

h

ν größer ist als die Energielücke

E_g

im Halbleiter, können ihre Energie an Valenzelektronen abgeben und damit im Halbleiter Elektronen-Loch-Paare erzeugen. Diese Ladungsträger (Elektronen und Löcher) gehen durch Strahlung und/oder Gitterschwingungen(Phononen) wieder in Richtung der Bandkante, da dort ihre Energie minimiert wird. Dieser Effekt begrenzt maßgeblich den Wirkungsgrad von Solarzellen, den man aber durch die Entwicklung von Tandem-Solarzellen minimieren kann. Eine Rekombination dieser Elektronen und Löcher kann entweder strahlend oder nichtstrahlend erfolgen. Rekombinieren sie strahlend, so nennt man diesen Effekt Lumineszenz. Entscheidend ist, dass für eine beobachtbare strahlende Rekombination ein direkter Halbleiter nötig ist, bei denen es keinen Impuls-Unterschied der Band-Minima gibt. Es gibt drei bekannte Rekombinationsarten: Direkte Rekombination Hier rekombiniert ein Elektron strahlend mit einem Loch. Das entstandene Photon besitzt die Energie E =

h

ν Shockley-Read-Hall(SRH)-Rekombination Bei diesem Rekombinationsmechanismus springt das Elektron zuerst auf ein Rekombinationsniveau, das sich in der Halbleiter-Bandlücke befindet, und rekombiniert darauf mit einem weiteren Sprung mit einem Loch, unter Freiwerdung thermischer Energie in Form von Gitterschwingungen. Es handelt sich also um eine nicht-strahlende Rekombination. Auger-Rekombination Die Auger-Rekombination ist ebenfalls eine nicht-strahlende Rekombination. Ein Leitungsband-Elektron gibt zwar seine Energie durch den Sprung in ein Loch im Valenzband ab, diese Energie wird allerdings vollständig von einem anderen Leitungsband-Elektron aufgenommmen. Dieses Elektron relaxiert anschließend wieder zum Leitungsband-Minimum. Es gibt also wieder seine Energie in Form von Gitterschwingungen ab, um seine Energie zu minimieren.

Rekombination an der Oberfläche

Es handelt sich hierbei um eine Rekombination durch ungebundene Zustände an der Oberfläche des Halbleiters. Diese ungebundenen Zustände (Dangling Bonds) stellen einerseits zusätzliche Zustände in der Bandlücke dar über die Elektronen und Löcher rekombinieren können, andererseits können sich daran Fremdatome (Verschmutzung, Feuchtigkeit, etc. ) festsetzen. Dieser Rekombinationsprozess ist in der Regel schädlich für Bauelemente und verringert seine Lebensdauer, zudem sind die Zustände an der Oberfläche nicht mehr wohl definiert, was die Berechenbarkeit eines Halbleiterbauteils verringert. Dieser Effekt gewinnt allerdings durch seine technologische, gezielte Ausnutzung immer mehr an Bedeutung. Kategorie:Atomphysik Kategorie:Festkörperphysik

Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ins All strömt. Gelegentlich wird insbesondere in der Presse auch der falsche Begriff Sonnenstaub verwendet, was insbesondere bei der Berichterstattung zur Genesis-Sonde der Fall war.

Entstehung und Zusammensetzung

Der Sonnenwind besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen sowie aus Heliumkernen (Alphateilchen); andere Atomkerne und nicht ionisierte (elektrisch neutrale) Atome sind nur in kleinem Umfang vorhanden. Obwohl der Sonnenwind aus den äußeren Schichten der Sonne stammt, spiegelt der Sonnenwind die Elementhäufigkeit dieser Schichten der Sonne nicht exakt wieder, da durch Fraktionierungsprozesse (FIP-Effekt) manche Elemente im Sonnenwind angereichert beziehungsweise verdünnt werden. Im Inneren der Sonne wurden die Elementhäufigkeiten durch die dort stattfindende Kernfusion geändert. Da die äußeren Schichten der Sonne jedoch nicht mit den inneren Schichten gemischt sind, entspricht deren Zusammensetzung noch der Zusammensetzung des Urnebels, aus dem sich das Sonnensystem gebildet hat. Die Erforschung des Sonnenwinds ist deshalb auch interessant, um sowohl auf die chemische Zusammensetzung als auch auf die Isotopenhäufigkeiten des Urnebels schließen zu können. Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa 1 Million Tonnen ihrer Masse. Man unterscheidet den langsamen und den schnellen Sonnenwind. Die Geschwindigkeit des langsamen Sonnenwinds liegt bei etwa 400 Kilometern pro Sekunde, der schnelle Sonnenwind, der an den koronalen Löchern austritt, erreicht 800–900 Kilometer pro Sekunde. In Erdnähe hat der Sonnenwind eine Dichte von ca. 5·10⁶ Teilchen pro m³.

Auswirkungen des Sonnenwinds

Da der Sonnenwind aus elektrisch geladenen Teilchen besteht, stellt er ein Plasma dar, das sowohl das Magnetfeld der Sonne wie auch das der Erde verformt. Das irdische Magnetfeld hält den Teilchenschauer zum größten Teil von der Erde ab. Nur bei einem starken Sonnenwind können die Teilchen in die hohen Schichten der Atmosphäre eindringen und dort Polarlichter hervorrufen, ebenso wie auf anderen Planeten mit einem Magnetfeld. Starke Sonnenwinde haben auch Einfluss auf die Ausbreitung von elektromagnetischen Wellen und können unter anderem den Kurzwellenfunk und die Kommunikation mit Satelliten stören. Ein deutlich sichtbares Anzeichen für die Existenz des Sonnenwinds liefern die Kometen: Kometenschweife zeigen immer von der Sonne weg, denn die Gas- und Staubteilchen, welche die Koma und den Schweif bilden, werden vom Sonnenwind mitgerissen. Der Sonnenwind reicht weit bis über die äußeren Planetenbahnen hinaus. Er treibt das interstellare Gas aus dem Sonnensystem hinaus und bildet eine Art Blase im Weltall, welche Heliosphäre genannt wird. Die Grenze der Heliosphäre, an der die Teilchen des Sonnenwinds abgebremst werden, heißt Heliopause. Sie wird oft als die Grenze des Sonnensystems angesehen. Die genaue Entfernung ist nicht bekannt, Beobachtungen der Raumsonde Voyager 2 geben Grund zu der Annahme, dass sich die Heliopause in etwa der vierfachen Entfernung des Plutos befindet.

Entdeckung und Erforschung

Bereits 1859 beobachtete der Forscher Richard Carrington einen Zusammenhang zwischen Sonnenflares und zeitlich versetzten irdischen Magnetfeldstürmen, was - obwohl damals unerklärlich - ein frühes Indiz für die Existenz des Sonnenwindes war. Anfang des 20. Jahrhunderts vertrat der norwegische Physiker Kristian Birkeland die Auffassung, die Polarlichter würden durch Teilchenströme von der Sonne ausgelöst. Seine Idee wurde jedoch ebenso wenig ernst genommen, wie die des deutschen Physikers Ludwig Biermann, der eine „Solare Teilchenstrahlung“ annahm, um die Richtung der Kometenschweife erklären zu können. Astronomen war aufgefallen, dass die Kometenschweife nicht exakt von der Sonne weg gerichtet waren, sondern einen kleinen Winkel dazu aufwiesen. Biermann erklärte diese Eigenschaft 1951 durch die Bewegung des Kometen in einem sich ebenfalls bewegenden Teilchenstrom, gewissermaßen ein seitliches Abdriften durch die Strömung. E.N. Parker hat 1959 die englische Bezeichnung solar wind eingeführt und eine magnetohydrodynamische Theorie zur Beschreibung des Sonnenwindes vorgeschlagen. Die Existenz des Sonnenwinds konnte erst 1959 durch die sowjetische Lunik 1 und 1962 durch die amerikanische Raumsonde Mariner 2 auf ihrem Weg zur Venus experimentell bestätigt werden. Ein weiterer Meilenstein in der Erforschung des Sonnenwindes waren die Sonnenwindsegel welche mit Ausnahme von Apollo 13 und 17 bei allen Mondlandungen aufgestellt wurden und Daten über die Isotopenhäufigkeiten der Edelgase Helium, Neon und Argon im Sonnenwind lieferten. Viele weitere Missionen haben zum Verständnis des Sonnenwindes beigetragen. Die Raumsonden Pioneer 10/11, Voyager 1/2 und die Ulysses-Mission lieferten Daten des Sonnenwindes außerhalb der Erdumlaufbahn, während Helios 1/2 und die Mariner- und Pioneer-Missionen zur Venus sowie russische VeGa-Sonden Daten von innerhalb der Erdumlaufbahn lieferten. IMP 1–8, AIMP 1/2, ACE, ISEE 1–3 Sonden sowie das Sonnenobservatorium SOHO und die Raumsonde Wind lieferten Sonnenwinddaten in Erdnähe. Die Ulysses-Mission lieferte auch Daten über den Sonnenwind außerhalb der Ekliptik. Im Jahr 2001 wurde die Genesis-Mission gestartet bei welcher hochreine Kristalle im einem der Lagrange-Punkt L1 des Erde-Sonne-Systems dem Sonnenwind ausgesetzt wurden und danach zur Untersuchung zur Erde zurückgebracht werden sollten. Die Mission schlug jedoch bei ihrem Abschluss im Jahr 2004 fehl, da die Kapsel, in der die Sonnenwindteilchen zur Erde transportiert werden sollten, nicht wie geplant von einem Fallschirm abgebremst und dann von einem Helikopter aufgefangen wurde, sondern auf dem Boden zerschellte, da sich der Fallschirm nicht geöffnet hatte. Es gibt Bemühungen, den Sonnenwind mithilfe von Sonnensegeln zum Antrieb von Raumfahrzeugen zu nutzen.

Literatur

- Kevin Ivory: Suprathermische Elektronen im Sonnenwind als Indikatoren außergewöhnlicher Magnetfeldstrukturen der inneren Heliosphäre: Dissertation an der Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultät der Georg-August-Universität zu Göttingen, 1998: Artikel online auf dem Dokumentserver der Niedersächsischen Staats- und Universitätsbibliothek Göttingen erhältlich: http://webdoc.gwdg.de/diss/1999/ivory/phd_ivory.pdf
- Bild der Wissenschaft: 11. August 2005: Wie der Sonnenwind den Schutzschild der Erde durcheinander wirbelt: Axel Tillemans: Artikel im Onlineangebot von Bild der Wissenschaft http://www.wissenschaft.de/wissen/news/256293.html

Weblinks

- [http://genesismission.jpl.nasa.gov/ Homepage der Genesis-Mission] (Englisch)
- [http://www.spaceweather.com/ spaceweather.com - Weltraumwetterseite] (Englisch)
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/space/disciplines/solar_wind.html Wissenschaftliche Daten zum Sonnenwind] (Englisch) Kategorie:Sonne ja:太陽風 ms:Angin suria th:ลมสุริยะ

Funkwellen

"Funkwellen" (engl. radio waves) sind ein nicht scharf definierter Überbegriff von elektromagnetischen Wellen geringer Energie, der die Bereiche der Radiowellen, der Mikrowellen und des "fernen Infrarot" überdeckt. Funkwellen umfassen daher Wellenlängen von vielen Kilometern bis herab zu Millimeterbruchteilen, was Frequenzen von mehreren Kilohertz bis zu 3000 Gigahertz entspricht. Mit diesen etwa 10 Größenordnungen stellen die Funkwellen den bei weitem größten Spektralbereich unter allen elektromagnetischen Wellen dar. Prinzipiell unterscheiden sich Funkwellen (außer durch ihre niedrigen Frequenzen) nicht von anderen elektromagnetischen Wellen wie Licht, UV- oder Röntgenstrahlen. Viele Menschen stellen sich die Funkwellen jedoch so ähnlich wie Schallwellen vor. Im Gegensatz zu diesen breiten sie sich jedoch auch im Vakuum aus - und zwar mit Lichtgeschwindigkeit (299.792,5 km pro Sekunde).

Funkwellen in Technik und Natur

In der Technik und im Alltag sind Funkwellen von großer Bedeutung. Sie werden zur drahtlosen Verbreitung von Information verwendet - vor allem für Sprach- und Fernsehsendungen und für digitale Datenströme. Dazu unterteilt man sie in verschiedene, international festgelegte Frequenzbänder. Auch natürliche Radioquellen gibt es, deren Erforschung sich die Radioastronomie widmet. Als erstes wurde 1932 von K.G.Jansky die Radiostrahlung der Milchstraße entdeckt; inzwischen hat man Millionen solcher Quellen festgestellt, deren Strahlung von Materie niedriger Temperatur herrührt. Besonders wichtig für die heutigen Vorstellungen vom Weltall wurden die Quasare und die kosmische Hintergrundstrahlung. Technische Funksignale werden im Sender erzeugt, indem magneto-elektrische Schwingungen hoher Frequenz im gewünschten Rhythmus moduliert und von der Antenne in den Raum ausgestrahlt werden. Unter Wirkung der Induktion entstehen auch in weit entfernten Empfangsantennen gleichartige, aber viel schwächere Schwingungen. Um die in ihnen enthaltene Information zu erhalten, müssen sie noch verstärkt und demoduliert werden.

Herkunft des Namens "Funk-" bzw. "Radiowellen"

Die Vorsilbe "Radio-" stammt technisch vom verwendeten elektromagnetischen Wellenbereich, und phonetisch vom lateinischen Wort "radius" (Strahl). Der Ausdruck "Funk" wiederum kommt vom Wort "Funke". Denn bei der Entladung eines elektrischen Stromkreises können Funken entstehen, wenn die Radiowellen den Stromkreis durch Induktion unter entsprechende Spannung setzen. Auf diesem bereits um 1800 bekannten Prinzip experimentierte man nach der Veröffentlichung der Abhandlung von James Clerk Maxwell "Treatise on Electricity and Magnetism" und der Arbeiten von Heinrich Hertz, um Signale berührungslos über weite Strecken zu übertragen. Die erste technische Nutzung von Funkwellen gelang 1896 dem italienischen Physiker Guglielmo Marconi mit der Übertragung von Signalen über den Ärmelkanal.

Siehe auch

- Funk, Funkgerät, Fernsehen, Sprechfunk, Telekom
- Fernmeldetechnik, Frequenzband, Modulationsart, Telekommunikation
- Datenübertragung, GPS, Radiointerferometrie, Zeitzeichen Kategorie:Elektromagnetisches Spektrum Kategorie:Funktechnik Kategorie:Elektrodynamik Kategorie:Messtechnik Kategorie:Telekommunikation ja:高周波

Sonnenaktivität

Sonnenaktivität ist die Abweichung der Sonnenstrahlung vom gleichmäßigen Fluss. Im sichtbaren Licht erkennt man sie seit langem an der wechselnden Zahl der Sonnenflecken, die einem 11-jährigen (Schwabe-Zyklus nach Samuel Heinrich Schwabe) und einem 80-jährigen Zyklus (Gleissberg-Zyklus) folgen. Seit einigen Jahrzehnten stellt die Sonnenforschung fest, dass in anderen Bereichen des Energie-Spektrums die Sonnenaktivität noch stärker spürbar ist. Auch die Nord- oder Polarlichter hängen damit zusammen. Die Strahlungsenergie der Sonne stammt aus Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, die sich beim Empordringen aus dem Sonneninnern von Gammastrahlung über UV in Konvektion heißer Gasblasen umwandelt. Dabei gibt es groß- und kleinräumige Temperaturunterschiede, Gasausbrüche und vereinzelte "Strahlungsstürme" im [Röntgen]- und UV- bis Radiobereich. Seit Mitte des 20. Jahrhunderts befindet sich die Sonne in einer ungewöhnlich aktiven Phase, wie Forscher der Max-Planck-Gesellschaft meinen. Die Sonnenaktivität ist demnach etwa doppelt so hoch wie der langfristige Mittelwert, und höher als jemals in den vergangenen 1000 Jahren. Konvektion - wie kochendes Wasser In Zeiten vermehrter Sonnenflecken sind in diesen etwas dunkleren Gebieten (4-5.000° statt 6.000°) starke Magnetfelder festzustellen. Normalerweise brodelt die Sonne wie Wasser in einem Kochtopf. Heißes Gas steigt nach oben, kühleres sinkt am Rand nach unten. Magnetfelder behindern diese Konvektion lokal. An den betroffenen Stellen kühlt das heiße Gas mehr als sonst ab und wird - wie schneller abgekühltes glühendes Eisen - dunkler. Die Flecken treten meist in Magnetpaaren auf und können Tage bis Monate am selben Ort bleiben. Nach einer halben bis vollen Sonnenrotation (27-30 Tage) sehen wir sie dann wieder. Heiße Gaswolken, Flares und Polarlichter Starke Magnetfelder bei großen Sonnenflecken (Typ E, Typ F) können Wolken heißen Gases aus den Außenschichten der Sonne ins All schleudern. Diese Gaswolken sind elektrisch geladen und stören daher das Erdmagnetfeld, wenn sie nach einigen Tagen ankommen. Damit sind meist Flares verbunden - plötzliche Strahlungsausbrüche in den äußeren Schichten, die einige Minuten bis Stunden dauern. Dabei wird verstärkte Gammastrahlung, UV- und Radiostrahlung beobachtet. Auch energiereiche atomare Partikel (Elektronen, Protonen, Heliumkerne) können emittiert werden. Ein geomagnetischer Sturm bleibt meist unbemerkt. Schwere Stürme können aber Satelliten, elektrische Anlagen oder Funkverbindungen stören - was in den vergangenen Jahren mehrmals vorkam. Im Alltag ist das Phänomen ungefährlich. Erhöhte Strahlenbelastung gibt es jedoch in der Raumfahrt und bei manchen Langstreckenflügen. Jedes Sonnenobservatorium dient neben der Beobachtung von Sonnenflecken auch zur Messung von Flares und Strukturen der Sonnenkorona. Es gibt neuerdings spezielle Satelliten, welche verstärkte Gaswolken von Flares schon lange vor dem Eintreffen auf der Erde registrieren. Nach Angaben des GFZ (Geoforschungszentrum Potsdam) legte der bislang größte Sonnensturm der Geschichte am 1./2. September 1859 die gerade eingeführten Telegrafenleitungen lahm und erzeugte Polarlichter, die noch in Rom und Havanna sichtbar waren. Auch im Herbst 2003 waren Polarlichter bis in den Süden Deutschlands und in Österreich zu beobachten. Von Andrew Ellicott Douglass wurde vermutet, dass das Wachstum der Bäume von der Sonnenaktivität abhängen könnte.

Weblinks

- http://www.seds.org/nineplanets/nineplanets/sol.html
- http://www.inter-sol.org/BasInfoD.HTM
- http://www.gfz-potsdam.de/pb2/pb23/index.html -> Magnetfeld, Sonne, Obs.Wingst
- http://www.wissenschaft-online.de/abo/ticker/611297
- http://rhein-zeitung.de/on/03/10/29/topnews/sonne-sti.html?a Kategorie:Sonne

Amateurfunkdienst

Der Amateurfunkdienst (kurz: Amateurfunk, engl. ham radio) ist ein Funkdienst gemäß dem Internationalen Fernmeldevertrag. In vielen Ländern sind die internationalen Regelungen in nationalen Amateurfunkgesetzen umgesetzt und die Details in Amateurfunkverordnungen, sowie zwischenstaatlichen Verträgen präzisiert. Ein Teilnehmer am Amateurfunkdienst wird Funkamateur genannt. Die Definition des Amateurfunkdienstes im deutschen Amateurfunkgesetz von 1997 lautet: :Im Sinne dieses Gesetzes ist Amateurfunkdienst ein Funkdienst, der von Funkamateuren untereinander, zu experimentellen und technisch-wissenschaftlichen Studien, zur eigenen Weiterbildung, zur Völkerverständigung und zur Unterstützung von Hilfsaktionen in Not- und Katastrophenfällen wahrgenommen wird.

Historisches

Funkamateur Es ist erst gut hundert Jahre her, dass es im Jahr 1888 dem deutschen Physiker Heinrich Hertz zum ersten Mal gelang, elektronische Schwingungen zu erzeugen und in einiger Entfernung wieder zu empfangen. 1897 begann mit Guglielmo Marconi die Geschichte der Telegrafie ohne Draht. Erst mit der Erfindung der Röhre als Verstärker entstand 1923 die drahtlose Funktechnik mit einer rasend schnell sich entwickelnden Unterhaltungselektronik (Rundfunk und Fernsehen). Die ersten kommerziellen Stationen benutzten damals Frequenzen unterhalb von 1,5 MHz (man würde heute Mittelwelle dazu sagen); hier konnte ein einzelner Sender hohe Entfernungen überbrücken, benötigte dabei aber eine Sendeleistung in der Größenordnung einiger hundert Kilowatt. Auf höheren Frequenzen konnten selbst mit solch hohen Leistungen nur Entfernungen bis zu einigen hundert Kilometern überbrückt werden; daher wurden alle höheren Frequenzen (Kurzwelle) als unbrauchbar den Funkamateuren überlassen. Am 27. November 1923 wurde die erste zweiseitige Funkverbindung auf kurzen Wellen zwischen einem amerikanischen und einem französischen Funkamateur hergestellt und zwar auf einer Wellenlänge von etwa 110 Meter, das sind etwa 2,7 MHz. Das war, was die Funkamateure damals noch nicht wussten, die Geburtsstunde des Kurzwellenrundfunks. Denn es stellte sich bald heraus, dass man auf den kurzen Wellen mit einem Bruchteil der Energie auskam, die die kommerziellen Großstationen auf den langen Wellen brauchten. Die kommerziellen Stationen hatten nur die bislang bekannte Bodenwelle untersucht, erst die Funkamateure entdeckten, dass Kurzwellen von der Ionosphäre reflektiert werden. Plötzlich war es möglich, europäische Funkverbindungen mit Sendeleistungen im Watt-Bereich aufzubauen. Die Funkamateure waren es, die diese Eigenschaft der Kurzwellen entdeckt hatten. Man kann sich vorstellen, was passierte: Die amtlichen und kommerziellen Funkstellen prüften die Entdeckung der Funkamateure nach, gaben ihre Riesenstationen auf, siedelten sich zusätzlich auf den kurzen Wellen an. Dabei ersparten sich auf diese Weise Millionenbeträge wegen der viel einfacheren Antennen und geringeren Leistungen, die auf Kurzwelle nötig waren. Es musste unbedingt etwas getan werden, wenn man ein Frequenz-Chaos vermeiden wollte, da sich jede neue Kurzwellenstation einfach eine für sie freie Frequenz suchte und auf Sendung ging. Die Interessierten der Erde traten deshalb im Jahre 1927 zu einer Konferenz zusammen und verteilten die kurzen Wellen (das sind die Wellen von 100 Meter bis etwa 10 Meter herab) unter den staatlichen und kommerziellen Funkstellen und überließen den Funkamateuren mehrere schmale Bereiche in der Nähe von 160, 80, 40, 20, 15 und 10 Meter Wellenlänge. Die Funkamateure hatten sich vor dieser entscheidenden Konferenz international organisiert und in der International Amateur Radio Union (IARU) zusammengeschlossen, um ihre Interessen vertreten zu können. Das Ergebnis dieser Konferenz wurde im Washingtoner Abkommen zum Funkverkehr niedergeschrieben. Heute ist es der internationale Fernmeldevertrag, der als Nachfolger des Abkommens von 1927 die Funknutzungen regelt und noch immer die Amateurfunk-Frequenzbänder, auch Amateurbänder genannt, enthält. Der Amateurfunkdienst war amtlich anerkannt und als gleichberechtigter Funkdienst festgeschrieben.

Das Hobby Amateurfunk

Amateurbänder Das Hobby Amateurfunk ist sehr vielfältig. Da gibt es auf der einen Seite diejenigen, denen es auf die eigentliche Funkverbindung ankommt und dem Gespräch mit anderen Funkamateuren auf der ganzen Welt. Auf der anderen Seite gibt es die Techniker unter den Funkamateuren, die gern ihre Funkanlage selbst bauen und die selbst gebauten Geräte dann ausprobieren wollen. Wegen der sehr komplizierten Technik der Geräte mit integrierten Schaltkreisen und den Minibauteilen werden gelegentlich Bausätze angeboten, die man dann eventuell selbst ergänzt und schließlich zu einem Funkgerät zusammen baut. Die funktionstüchtige Zusammenstellung von Funkgerät, Antenne und messtechnischem Zubehör nennt man auch Amateurfunkstelle. Hinsichtlich der Qualität der Amateurfunkstelle gelten für den Amateurfunkdienst die gleichen strengen Grenzwertforderungen wie für alle anderen Funkdienste. Das gilt sowohl für die elektrischen Parameter der Funkgeräte, aber auch für die Wahrung des Schutzes von Personen vor elektromagnetischen Abstrahlungen der Antenne. Ein Funkamateur muss die Einhaltung dieser Grenzwerte gegenüber den zuständigen Behörden gegebenenfalls nachweisen können. Funkgeräte kann man selber bauen oder auch fertig kaufen. Ein Kurzwellenfunkgerät kostet etwa ab 500 Euro. Dann benötigt man für den Kurzwellenfunkverkehr noch eine Außenantenne. Das ist mindestens ein zehn oder zwanzig Meter langer Draht im Garten oder ein Stab von etwa 5 m Länge auf dem Dach. Zur Not geht es auch mit einer Drahtantenne auf dem Dachboden des Hauses. Für den Funkbetrieb auf Ultrakurzwelle genügt ein 50 cm langer Stab, eventuell auch im Zimmer. Für größere Reichweiten ist natürlich eine Richtantenne auf dem Hausdach besser; bei sehr hohen Frequenzen ist der Einsatz einer Parabolantenne sinnvoll. Zur Nutzung im Amateurfunkdienst sind diverse Frequenzbereiche, die sogenannten Amateurbänder, zwischen 135 kHz und 250 GHz im Langwellen-, Mittelwellen-, Kurz- und Ultrakurzwellen- bis hinauf in den Gigahertzbereich ausgewiesen. Auch im optischen Bereich und im Bereich der Terahertzstrahlung sind Funkamateure aktiv. Dabei kommen traditionelle Betriebsarten wie Morsetelegrafie und Sprechfunk genauso zum Einsatz, wie Funkfernschreiben und moderne digitale Übertragungsverfahren wie Packet Radio, APRS oder PSK31, welche hauptsächlich für die Textübertragung Verwendung finden. Auch Bild- und Videoübertragungen sind mit Betriebsarten wie FAX, SSTV (Slow Scan Television) und ATV (Amateur-TV, Amateurfernsehen) möglich. Auch eine Amateurfunk-Version vom neuen digitalen Kurzwellenrundfunk DRM (Digital Radio Mondiale) wurde entwickelt. Viele der modernen Betriebsarten lassen sich mit Hilfe von zum Teil kostenloser, von Funkamateuren entwickelter Software betreiben. Für den praktischen Betrieb verbindet man lediglich das Funkgerät mit der Soundkarte eines handelsüblichen PC. Soundkarte Neben direkten Verbindungen sind auch Kontakte via Relaisstationen, Echolink, Satelliten (z.B. Amateurfunksatelliten, auch OSCAR genannt), EME oder auch Meteorscatter möglich. Damit kann man auch auf den UKW-Bändern, wo man eigentlich nur Entfernungen bis 300 km zurücklegen kann, mit fast der ganzen Welt sprechen. Funkamateure haben eigene Satelliten gebaut, die ständig die Erde umkreisen und die man als Relaisstation nutzen kann. Aber auch nur kurzzeitig vorhandene natürliche Erscheinungen, wie z.B. Aurora (Reflexion der Funkwellen an Polarlichtern) oder die Reflexion von Funkwellen an Flugzeugen wird zur Überwindung größerer Entfernungen genutzt. Neuerdings kann man sich mit mobilen oder tragbaren Funkgeräten mit Umsetzerstationen verbinden, die ihrerseits mit dem Internet verbunden sind und dann irgendwo anders auf der Welt einen anderen Umsetzer ansprechen, um dann eine Funkverbindung in andere Kontinente herzustellen. Dieses Verfahren heißt Echolink. Man benötigt dafür keine große Anlage mehr. Eine Funkverbindung kann mit einer der oben erwähnten Betriebsarten aufgebaut werden:
- Die ursprünglichste Betriebsart ist das Morsen. Hier wird der Sender rhythmisch ein- und ausgeschaltet, um mit Hilfe der übertragenen Muster einzelne Buchstaben zu übertragen. Die nötige Übung vorausgesetzt, kann man weit über 100 Buchstaben pro Minute ohne weitere Hilfsmittel aufnehmen.
- Telefonie (Sprache) mit verschiedenen Übertragungsverfahren ist die wohl üblichste Kommunikationsart.
- Diverse Bildübertragungsverfahren von Faximile bis Fernsehen sind üblich.
- In den letzten Jahrzehnten gewinnen digitale Betriebsarten immer größere Bedeutung. Ständig werden von Funkamateuren neue digitale Übertragungsverfahren erdacht, die dann weltweit mit anderen Funkamateuren ausprobiert werden. Die Funkgespräche, QSOs genannt, werden mit den QSL-Karten bestätigt. Besonders begehrt sind QSL-Karten aus Amateurfunk-Ländern in denen es sehr wenige oder keine Funkamateure gibt, aber auch von seltenen oder schwer zu arbeitenden Amateurfunk-Stationen wie der Internationalen Raumstation ISS oder von prominenten Funkamateuren wie Juan Carlos von Spanien. Die Jagd nach weit entfernten Amateurfunk-Stationen wird DXen genannt. Um die QSL-Karten auch direkt an andere Funkamateure senden zu können, gibt es ausserdem eine Art Telefonbuch in der jede konzessionierte Station eingetragen ist, das sogenannte Callbook.

Regelungen rund um den Amateurfunk

Schon früh haben Funkamateure das Recht bekommen, bestimmte Bereiche im Kurzwellenbereich benutzen zu dürfen, um eigene Versuche zu machen. Als Funkamateur darf man seine Funkgeräte und die Antennenanlage selbst bauen oder auch gekaufte Sender verändern. Der Amateurfunkdienst ist der einzige Funkdienst, dem dieses erlaubt ist. Daher wurde im internationalen Fernmeldevertrag festgeschrieben, dass Funkamateure gewisse Kenntnisse von Technik, Gesetzeskunde und der Abwicklung von Funkverbindungen (der sog. Betriebstechnik) haben. Diese muss ein angehender Funkamateur bei einer Prüfung bei seiner nationalen Fernmeldeverwaltung nachweisen. Als Bescheinigung über die bestandene Prüfung wird dem Funkamateur ein Amateurfunkzeugnis ausgehändigt. Das Amateurfunkzeugnis ist oft auch gleichzeitig eine international harmonisierte Prüfungsbescheinigung HAREC (Harmonized Amateur Radio Examination Certificate) mit der man auch in in anderen Ländern ein Rufzeichen beantragen kann. Das bedeutet im Umkehrschluss, dass ein angehender Funkamateur die Prüfung in jedem Land seiner Wahl, das sich an diesen Regelungen (der CEPT-Lizenz) beteiligt, abgelegen kann. So kann z.B. ein Deutscher in Österreich die Prüfung ablegen und sich danach in Deutschland, aber eben auch in Irland, ein Rufzeichen zuteilen lassen. Erst mit zugeteiltem Rufzeichen darf man den Funkbetrieb aufnehmen. Das Rufzeichen wird dort zugeteilt, wo man als Funkamateur seine Amateurfunkstelle dauerhaft aufgebaut hat. Dieses Rufzeichen ist international eindeutig und erlaubt auch den kurzfristigen Funkbetrieb in vielen Ländern auf dem ganzen Globus. So braucht man bei einem Urlaub in Neuseeland dort keine weitere Genehmigung. Ein Rufzeichen wird im Allgemeinen direkt nach der bestandenen Prüfung erteilt; es ist vergleichbar mit dem Autokennzeichen: weltweit einmalig und identifiziert damit die Amateurfunkstation und den Funkamateur. Das Rufzeichen besteht meist aus einem zweistelligen Präfix, einer ein- oder zweistelligen Zahl und einem ein- bis dreistelligen Suffix. Anhand des Präfixes kann man einen Funknutzer unmittelbar dem Amateurfunkdienst zuordnen und darüber hinaus das Land feststellen, aus dem eine Amateurfunkstelle sendet, aber oft auch auch die Rechte ermitteln, die der Funkamateur mit seiner Prüfung erworben hat. Das ist insbesondere in den Ländern wichtig, die extra Einstiegsklassen herausgeben haben. Bei den Prüfungen für eine solche Einstiegsklassen werden nur Grundkenntnisse in den drei Prüfungsteilen erwartet. Eine vollständige Liste der Präfixe und weitere Hinweise zu diesen Themen sind in den Artikeln zum Rufzeichen und zum Amateurfunkzeugnis zu finden. Man hat diese Regelungen in vielen Ländern in einem eigenständigen Amateurfunkgesetz festgelegt, welche immer wieder den neuen Gegebenheiten angepasst werden. Am deutlichsten werden die stetigen Änderungen in der Geschichte der deutschen Amateurfunkverordnung.

Wege zum Amateurfunk

Der Empfang von Aussendungen, die von Funkamateuren getätigt werden, ist in Deutschland jedermann gestattet. Zum Senden und damit zur aktiven Teilnahme am Amateurfunkdienst benötigt man (wie oben beschrieben) eine Zulassung. Das Amateurfunkzeugnis erwirbt man durch eine Prüfung bei der nationalen Fernmeldeverwaltung, in Deutschland z.B. ist dies die Bundesnetzagentur für Elektrizität, Gas, Telekommunikation, Post und Eisenbahnen (Bundesnetzagentur). Verschiedenste Vereine bieten Kurse zur Vorbereitung auf die Amateurfunkprüfung an. Die meisten Kurse werden von Amateurfunk-Verbänden (in Deutschland vom DARC, in Österreich vom ÖVSV) organisiert und gefördert; es gibt aber auch Kurse z.B. an Volkshochschulen oder an Universitäten. Bei vielen Kursen besteht die Möglichkeit schon vor der Amateurfunkprüfung Funkbetrieb zu machen und so das erworbene Wissen direkt in der Praxis zu probieren und zu festigen. In diesem Fall findet der Funkbetrieb unter Aufsicht und Verantwortung eines erfahrenen Funkamateurs statt, der speziell zu diesem Zweck ein Ausbildungsrufzeichen zugeteilt bekommen hat. Dieses Ausbildungsrufzeichen ist nur für Ausbildungsfunkbetrieb und darf auch nur von Nicht-Funkamateuren oder von Funkamateuren einer niedrigeren Lizenzklasse genutzt werden. Das bedeutet, dass selbst der Inhaber des Ausbildungsrufzeichens dieses nicht benutzen darf. Nicht in allen Ländern ist der Ausbildungsfunkbetrieb so detailliert reguliert, wie in Deutschland. Einige Länder erlauben den Ausbildungsfunkbetrieb ohne weitere Genehmigung an Klubstationen (Funkstationen der Amateurfunk-Verbände oder an Universitäten, ...); andere Länder haben garkeine diesbezüglichen Regelungen.

Literatur

Die vielfältigen Spielarten des Amateurfunks haben eine umfangreiche Auswahl an Büchern und Publikationen im Internet hervorgebracht. Für den Einsteiger empfiehlt sich nach der Literatur zur Erlangung des Amateurfunkzeugnisses, meistens empfohlen von den Kursveranstaltern oder auf den Seiten von Online-Kursen verlinkt. Amateurfunk-Literatur befasst sich meistens mit den verschiedenen Spielarten des Amateurfunks, daher sei hier auf die weiterführenden Artikel verwiesen.

Siehe auch

- Bundesnetzagentur für Elektrizität, Gas, Telekommunikation, Post und Eisenbahnen (BNetzA)
- International Amateur Radio Union (IARU)
- World_Radiocommunication_Conference (WRC)

Überregionale Verbände

- Österreichischer Versuchssenderverband (ÖVSV)
- Deutscher Amateur-Radio-Club e.V. (DARC e.V.)
- Verband der Funkamateure in Telekommunikation und Post e.V. (VFDB e.V.)
- Union Schweizerischer Kurzwellen-Amateure (USKA)

Newsgroups

- [news:de.comm.funk.amateur] - Technik und Betriebstechnik des Amateurfunks.
- [news:de.comm.funk.vereine] - Funkvereine und ihre Aktivitaeten. Kategorie:Amateurfunk Kategorie:Funktechnik ja:アマチュア無線 th:วิทยุสมัครเล่น

Erdkrümmung

Unter Erdkrümmung versteht man # die Tatsache, dass die Form der Erde etwa einer Kugel entspricht # und daher schon über kurze Distanzen von einer Tangentialebene abweicht; # die Korrektion von Höhenmessungen wegen (2.) Mit einem mittleren Erdradius von 6371 km gerechnet (genauer s.unten ¹) weicht die ideale Erdoberfläche folgendermaßen von einer Tangentialebene nach unten ab:
- 0,8 mm auf 100 m
- 20 mm auf 500 m
- 79 mm auf 1000 m
- 1,96 m auf 5.000 m
- 7,9 m auf 10.000 m. Als grobe Annäherung kann die Formel y = L² / (2
- 6371000) verwendet werden, wobei L die Entfernung und y die Abweichung in Metern ist. Die Korrektur von Höhenmessungen wegen der Erdkrümmung ist also schon auf kurze Strecken unerlässlich und wächst quadratisch mit der Distanz. Bei Vermessungen der Lage wirkt sich die Erdkrümmung erst in größerer Entfernung aus und führte zur Unterscheidung zwischen "Niederer" und "Höherer Geodäsie". ¹) Tatsächlich hat die Erde eine Abplattung von 0,3 Prozent; die Achsen des mittleren Erdellipsoids unterscheiden sich daher zwischen Äquator und Polen um 21 km (6378 km bzw. 6357 km). Der minimale und maximale Krümmungsradius beträgt 6334 km und 6400 km. Siehe auch: Horizont, Höhenmessung, Kimmtiefe Kategorie:Geodäsie

Kurzwelle

Als Kurzwelle (Abk. KW, engl. SW für short wave) bezeichnet man die Radiowellen-Frequenzen oberhalb der seinerzeit üblichen Lang- und Mittelwellen-Frequenzen. Auf Grund ihrer kleineren Wellenlänge erhielten sie den Namen Kurzwelle.

Technische Details

Der Frequenzbereich der Kurzwelle erstreckt sich definitionsgemäß von 3 MHz bis 30 MHz. Dies entspricht einer Wellenlänge von 100 m bis 10 m. Der mathematische Zusammenhang ist λ = c/f. Dabei ist c die Konstante der Lichtgeschwindigkeit (m/s), f die Frequenz in Hertz (1/s) und λ die Wellenlänge in Meter (m).

Ausstrahlung von Kurzwellen-Signalen

Meter Der Kurzwellenbereich nimmt unter den Funkwellen einen besonderen Platz ein. Auf Grund ihrer großen Reichweite können Kurzwellensignale weltweit empfangen werden. Kein anderer Frequenzbereich weist eine solch große Reichweite auf. Wie auch bei Langwellen- und Mittelwellensendern wird von einer Kurzwellen-Sendeantenne sowohl eine Bodenwelle als auch eine Raumwelle ausgestrahlt. Die Bodenwelle breitet sich entlang der Erdoberfläche aus und hat eine beschränkte Reichweite von etwa 100 km. Die Raumwelle verlässt die Erdoberfläche in Richtung Ionosphäre und kann, in Abhängigkeit von unterschiedlichen Faktoren, an ihr reflektiert werden. Im Vergleich zu Radiowellen in anderen Frequenzbereichen, wie beispielsweise Langwelle (LW), Mittelwelle (MW) und Ultra-Kurzwelle (UKW), zeichnet sich die Kurzwelle durch ein sehr gutes Reflexionsverhalten ihrer Raumwellen aus. Sie werden bei der drahtlosen Ausbreitung an verschiedenen Schichten der Ionosphäre reflektiert und wieder zurück zum Erdboden gestreut. Von dort können sie erneut in den Raum reflektiert werden und so kann das Kurzwellensignal um die ganze Erde wandern. Für den internationalen Nachrichtenaustausch ist die Kurzwelle daher von großer Wichtigkeit. Im Gegensatz zu Radiosendungen auf Langwelle und Mittelwelle, bei denen die Raumwellen kaum an der Ionosphäre reflektiert werden, können Rundfunksendungen auf Kurzwelle deshalb ohne großen Aufwand weltweit mit einem handelsüblichen Transistorradio, das ein Kurzwellen-Frequenzband enthält, empfangen werden. Von Lang- und Mittelwellen-Sendern wird meist nur die Bodenwelle empfangen. Dieses Signal ist bei Mittelwelle während der Tagesstunden bis in eine Entfernung von einigen 100 km und bei Langwelle bis etwa 1.000 km vom Sender zu empfangen.

Reflexion an der Ionosphäre

Das Reflexionsverhalten von Kurzwellen an der Unterseite der Ionosphäre ist von der Tages- und Jahreszeit, das Reflexionsverhalten am Erdboden von der Bodenbeschaffenheit, vom Wassergehalt, vom Grundwasserspiegel und von der geologischen Struktur abhängig. Hauptursache für das Reflexionsverhalten an der Ionosphäre ist dabei die von der Sonne einfallende elektromagnetische und Korpuskularstrahlung, welche eine ionisierende Wirkung auf hohe Schichten der Erdatmosphäre hat (solarer Flux). Erdatmosphäre Die Ionendichte ist in verschiedenen Höhen über dem Erdboden nicht konstant. Vielmehr gibt es Schichten, in denen die Dichte - und damit die Anzahl freier Elektronen - stärker ansteigt, als in den dazwischen liegenden Zonen. Solche Zonen nennt man Ionosphärenschichten. 1902 sagten Arthur Edwin Kennelly und Oliver Heaviside unabhängig voneinander als erste eine solche Schicht voraus. Sie heißt heute E-Schicht oder Kennelly-Heaviside-Schicht. Edward Victor Appleton entdeckte in großer Höhe eine wesentlich stärker ionisierte Schicht, die heute F-Schicht genannt wird und für die Reflexion von Kurzwellensignalen von elementarer Bedeutung ist. Die Höhe der Schichten und die Intensität der Ionisierung hängen sowohl von der Jahreszeit als auch von der Tageszeit ab. Nachts, wenn keine Sonneneinstrahlung vorhanden ist und damit die Ionisationsquelle entfällt, lösen sich verschiedene Schichten durch Rekombination von Ionen und Elektronen zu ungeladenen Atomen auf. Die D-Schicht rekombiniert nach Sonnenuntergang sehr schnell, da sie am nächsten über der Erdoberfläche liegt und die Luft noch nicht so dünn ist. Die E-Schicht verschwindet einige Stunden nach Sonnenuntergang. Die am Tage gebildeten F₁- und F₂-Schichten verschmelzen zur F-Schicht, deren Ionisation in den Nachtstunden zwar abnimmt, jedoch nicht vollständig verschwindet. Kurzwellensignale müssen tagsüber die D- und E-Schicht passieren, bevor sie an der F₂-Schicht reflektiert werden können. Sie erfahren dabei eine Streuung und eine Absorption ihrer Energie. Das heißt, sie werden gedämpft und ihre Signalstärke wird schwächer. Nachts, wenn sich die unteren Ionosphärenschichten aufgelöst haben, tritt diese Dämpfung nicht ein. Die Reflexion elektromagnetischer Wellen an der F₂-Schicht, kann mit den Brechungsgesetz von Snellius erklärt werden. Nach diesem Gesetz wird eine elektromagnetische Welle beim Eintritt in ein optisch dichteres Medium zum Einfallslot hin gebrochen. Das Lot ist dabei die Senkrechte auf die Ionosphärenschicht, die als optisches dichteres Medium fungiert. Die einfallende Strahlung wird in mehreren kleinen Winkeln gebrochen, bis Totalreflexion auftritt. Der Brechungsindex der elektromagnetischen Strahlung ist von ihrer Frequenz abhängig. Je niedriger die Frequenz ist, desto stärker ist die Brechung. Für Kurzwellenempfang bedeutet dies, dass niedrigere Frequenzen besser reflektiert werden als hohe Frequenzen. Tagsüber, bei einer stärkeren Ionisation der F₂-Schicht, werden auch höhere Frequenzen gut reflektiert. In einer Höhe von 90 bis 120 km tritt sporadisch die E_s-Schicht (sporadicE) auf, in Mitteleuropa geschieht dies meist tagsüber in den Sommermonaten. Es wird vermutet, dass Spuren ionisierender Gase von in der Atmosphäre verbrennenden Meteoriten zur Entstehung dieser Schicht beitragen. Wird die Ionisation der E_s-Schicht sehr stark, so können Kurzwellen nicht mehr zur F₂-Schicht gelangen und an ihr reflektiert werden. Dies kann temporär zum völligen Zusammenbruch des Kurzwellenempfangs führen. Dieser als Mögel-Dellinger-Effekt bezeichnete Zustand wird auch tote Viertelstunde genannt. Im UKW-Bereich können dagegen Überreichweiten auftreten, da UKW-Signale an der E_s-Schicht reflektiert werden. Prinzipiell bedeutet hohe Energieeinstrahlung auch eine bessere Reflexion. Zusätzlich werden höhere Frequenzen (größer als beispielsweise 10 MHz) besser reflektiert, wenn die Einstrahlung ansteigt. Dabei stellt sich eine maximale Grenzfrequenz ein, die kontinuierlich gemessen werden kann (MUF, Maximum Usable Frequency). Analog gibt es eine minimale Grenzfrequenz, unterhalb derer Kurzwellen nicht mehr an der Ionosphäre reflektiert werden. Diese wird als LUF (Lowest Usable Frequency) bezeichnet. Zu bestimmten Zeiten kann in einer Weltregion die LUF über der MUF liegen, sodass kein Kurzwellenempfang zwischen zwei Orten in dieser Region möglich ist. So ist beispielsweise zur Mittagszeit in Mitteleuropa kein Empfang von südamerikanischen Sendern möglich. Der Ort maximaler Ionisation wandert täglich durch die Erdrotation von Ost nach West über den Globus. Durch die Neigung der Erdachse kommt es dabei zusätzlich zu einer jahreszeitlichen Verschiebung. Bei Dämmerung und in den Nachtstunden klingt die Ionisation langsam wieder ab, wobei die MUF absinkt. Des Weiteren hat die Sonnenaktivität und die damit verbundene Sonnenfleckenanzahl, die in einem 11-Jahreszyklus variiert, einen Einfluss auf die Ionisation. Ähnlich wie in der Meteorologie gibt es für die Ausbreitungsbedingungen der elektromagnetischen Wellen einen Funk-Wetterbericht, sowie Ausbreitungsvorhersagen, die nach Frequenz, Tageszeit, Jahreszeit und geografischem Zielgebiet aufgeschlüsselt sind. Das Reflexionsverhalten ist vom Winkel der eintreffenden Strahlung des Senders abhängig. Sendeantennen werden auch unter Berücksichtigung dieses Aspektes entworfen und gebaut. Der niedrigste Abstrahlwinkel einer Kurzwellenantenne beträgt etwa 5 Grad. Die F₂-Schicht wird in einer Entfernung von etwa 1.500 bis 2.000 Kilometern vom Sender getroffen. Nach der Reflexion kann das Signal folglich in einer Entfernung von 3.000 bis 4.000 Kilometern vom Sender am Erdboden empfangen werden. Ist die Entfernung zwischen Sender und Empfänger größer, so sind mehrere Ionosphären-Reflexionen erforderlich, um diese Distanz zurückzulegen.

Geschichte der Kurzwelle

In den frühen Anfängen der Funktechnik wurde der Frequenzbereich der Kurzwelle (und alles, was darüber lag) für kommerziell wertlos gehalten. Erst als durch Amateurfunker schon mit geringen Sendeleistungen (wenige Watt) Überseeverbindungen hergestellt wurden, wurde das Potential der Kurzwelle erkannt. Durch die Kurzwelle war es erstmals möglich, von jedem Punkt der Erde mit jedem anderen Punkt der Erde direkt in Funkverbindung zu treten. Als Kommunikationsmittel wurde zunächst die Morse-Telegrafie und das Funkfernschreiben (RTTY) verwendet. Mit Beginn des Rundfunkzeitalters bedienten sich auch Radiosender der Kurzwelle zur Ausstrahlung ihrer Programme. Auch noch nach Einführung von Satellitenfunksystemen werden Kurzwellen weiterhin für den drahtlosen, internationalen Informationsaustausch eingesetzt.

Erste Funkverbindungen

Die erste drahtlose Verbindung gelang dem Italiener Guglielmo Marconi, als er 1894 im Alter von 20 Jahren, in der Nähe von Bologna erste Versuche mit einem kleinen Sender durchführte. Seine Forschungen und Experimente bauten auf den Erkenntnissen von Heinrich Hertz auf, der bereits 1888 die Abstrahlung von elektromagnetischen Wellen im Labor nachgewiesen hatte. Ob elektromagnetische Wellen auch größere Entfernungen zurücklegen können, wurde vorher nicht erforscht. 1899 sendete Marconi von Frankreich über den Ärmelkanal nach England und am 12. Dezember 1901 gelang es ihm eine Funkverbindung von Cornwall über 4.000 km nach Neufundland aufzubauen. Es ist nicht bekannt, welche Wellenlänge er benutzte. Wahrscheinlich war es ein großer Frequenzbereich. Aufgrund der Zunahme der Funkübertragungen fand bereits 1906 die erste Konferenz der International Telecommunication Union (ITU) statt auf der Grundsätze und Verhaltensregeln im Kommunikationsverkehr festgelegt wurden.

Feste und mobile Kommunikationsdienste

Küstenfunkstationen und Schiffssender bedienten sich - neben Langwelle und Mittelwelle - auch der Kurzwelle zur Nachrichtenübermittlung. Der Seefunk hatte dabei eine zentrale Position, denn erstmals in der Geschichte der Seefahrt war es möglich ein Schiff auf hoher See jederzeit zu erreichen. Des Weiteren konnten erstmalig präzise (sekundengenaue) Zeitzeichen auf hoher See mit handelsüblichen Rundfunkgeräten empfangen werden, die elementar wichtig für die exakte Positionsbestimmung sind (Funknavigation). Zu den Funkdiensten, die RTTY nutzen, gehören zum Beispiel Presseagenturen, Seefunk, Wetterfunk, militärische Funkdienste und Botschaftsfunk. Ein weiterer Funkdienst sind die Volmet-Wetterstationen. Dabei handelt es sich um Flugfunkstationen, die auf festen Frequenzen zu bestimmten Zeiten Wetterberichte für den internationalen Flugverkehr aussenden. Flugfunk wird normaler Weise auf UKW betrieben, jedoch bedient man sich bei größeren Entfernungen zwischen Flugzeug und Bodenstation der Kurzwelle. Gesendet wird in Einseitenbandmodulation (SSB - USB). Hauptsendesprachen sind Englisch und Russisch. Die Berichte enthalten Informationen über Sicht, Bewölkung, Bodentemperatur und Luftdruck. Auf Kurzwelle senden Zeitzeichen und Normalfrequenzsender auf den Standardfrequenzen 2.500, 5.000, 10.000 und 15.000 kHz. Sie dienen der genauen Zeitmessung - meist für die Seeschifffahrt - und der Synchronisation von Uhren. Betrieben werden diese Zeitzeichendienste von wissenschaftlichen und technischen Instituten.

Kurzwellenrundfunk und Amateurfunk

Der Kurzwellenrundfunk ermöglichte es, Rundfunksendungen auch weit entfernter Staaten direkt zu hören. Erste reguläre Radiosendungen wurden in den 20er Jahren des vorherigen Jahrhunderts von Radio Vatikan (siehe auch: Papstfinger), der BBC und Radio Moskau, der heutigen