Sluneční vlivy na šíření zahrnují:
Sluneční vlivy na rádiové šíření     Sluneční skvrny     Sluneční poruchy     SID náhlé ionosférické poruchy    

Když se elektromagnetické vlny, a v tomto případě rádiové signály, šíří, interagují s předměty a médii, ve kterých se pohybují. Rádiové signály se přitom mohou odrážet, lámat nebo ohýbat. Tyto interakce způsobují, že rádiové signály změní směr a dosáhnou oblastí, které by nebylo možné, pokud by rádiové signály putovaly v přímé linii.

Slunce má obrovský vliv na šíření rádiových vln, protože ovlivňuje ionosféru, což způsobuje většinu efektů na dlouhé vzdálenosti, které umožňují dálkové rádiové komunikace na vysokofrekvenčních pásmech. Výsledkem je velký vliv na mnoho forem rádiové komunikace od typicky dvousměrných rádiových komunikačních systémů, které jsou používány mnoha organizacemi, a různých forem mobilních rádiových komunikací využívajících HF pásma až po rádiové vysílání, radiovou komunikaci z bodu do bodu a radioamatérské přenosy. V důsledku toho je znalost toho, jak podmínky na Slunci ovlivňují šíření rádiového signálu, nezbytná pro rádiové plánování a predikci podmínek šíření HF. Software pro predikci rádiového šíření také bere v úvahu stav Slunce, když vypočítává své odhady podmínek šíření.

Abychom se podívali na to, jak Slunce ovlivňuje ionosféru a podmínky šíření rádia, je nutné se rychle podívat na různé oblasti v atmosféře, abychom viděli, které oblasti ovlivňují šíření rádia a jak je ovlivňuje Slunce. Tyto faktory jsou důležité pro schopnost předvídat podmínky šíření a při používání programů predikce rádiového šíření.

Ionosféra

Již mnoho let je známo, že v horních tocích atmosféry jsou ionizované vrstvy, které ovlivňují různé formy rádiové komunikace. Tato oblast je známá jako ionosféra, ačkoli existence ionizované oblasti byla poprvé navržena těsně po přelomu století, odděleně dvěma vědci, jmenovitě Kennelly v USA a Heaviside ve Velké Británii. Od té doby se o těchto vrstvách dozvědělo mnohem více, zvláště poté, co se prvním raketám podařilo projít ionosférou a shromáždit data.

Ve většině oblastí atmosféry bylo zjištěno, že plyny jsou ve stabilní molekulární formě. V určitých oblastech atmosféry se však některé z nich začnou ionizovat a štěpit na volné elektrony a kladné ionty. Z nich jsou to volné elektrony, které ovlivňují rádiové signály, ačkoli vrstva, kde se tyto ionty a elektrony nacházejí, se stále nazývá ionosféra. To se obvykle začíná dít ve výšce kolem 30 km, i když v této výšce jsou úrovně ionizace velmi malé a nemají vliv na rádiové signály. S rostoucí nadmořskou výškou však stoupá počet iontů.O ionosféře se tradičně předpokládá, že má několik odlišných vrstev. I když je často vhodné uvažovat o ionosféře tímto způsobem, není to striktně pravda. Celá ionosféra obsahuje ionty a volné elektrony, i když existuje řada vrcholů, které lze považovat za různé vrstvy. Tyto vrstvy jsou označeny D, E a F. Diagram přibližných úrovní ionizace je uveden níže. To může být pouze velmi přibližné, protože úrovně ionizace se mění v důsledku řady faktorů.

Nejnižší z vrstev je vrstva D. To se nachází ve výškách mezi 60 a 90 km. Existuje pouze během dne, když je v dohledu slunce. Nad tím je vrstva E ve výšce asi 110 km. To existuje ve dne a pak v noci, když není na slunečním světle, velmi zeslábne. Nakonec je tu F vrstva. To se značně liší, běžně existuje ve dvou vrstvách během dne. Ty jsou označeny jako vrstvy F1 a F2. V létě se nacházejí ve výškách kolem 300 a 400 km, v zimě pak mohou klesnout až na 200 a 300 km. V noci se tyto dvě vrstvy obecně spojují do jedné vrstvy a to je obecně kolem nadmořské výšky 250 až 300 km.

Tvorba iontů

Ionizace v ionosféře vzniká, když sluneční záření dopadá na molekuly plynu v horních vrstvách atmosféry. Záření má dostatečnou intenzitu, aby poskytlo elektronu v některých molekulách dostatečnou energii k opuštění molekulární struktury. Tím zůstane volný elektron a molekula plynu, která má jeden elektron příliš málo, se stane kladným iontem.

Ve velmi vysokých nadmořských výškách je atmosféra velmi řídká a v důsledku toho jsou úrovně ionizace velmi nízké. Jak je atmosféra hustší, úroveň ionizace začíná stoupat. Proces ionizace však spotřebuje energii záření a po určité vzdálenosti je energie záření taková, že již neionizuje tolik molekul plynu jako dříve a úroveň ionizace začíná klesat.Bylo také zjištěno, že u vyšších vrstev včetně vrstev F a E je většina ionizace výsledkem ultrafialového světla. Vrstva D, která je v nižší výšce, je výsledkem hlavně rentgenového záření, které je schopné pronikat dále do atmosféry.

Bylo také zjištěno, že volné elektrony a kladné ionty se pomalu rekombinují. Jinými slovy, záření způsobuje jejich ionizaci a poté se pomalu rekombinují. V chemii se tento stav věcí nazývá dynamická rovnováha. To znamená, že pokud se odstraní zdroj záření, úroveň ionizace klesne. Výsledkem je, že po setmění vrstva D zmizí a intenzita vrstvy E se výrazně sníží. Vzhledem k vysokým úrovním ionizace ve vrstvách F a skutečnosti, že hustota vzduchu je mnohem menší, trvá proces rekombinace déle, a proto zůstává přes noc, i když je jeho úroveň snížena. To lze vidět tak, že se rádiová komunikace mění v průběhu dne.

Vliv ionosféry

Různé vrstvy ionosféry ovlivňují rádiové cesty mírně odlišným způsobem. Když signál vstoupí do vrstvy D, uvede volné elektrony do vibrací. Jak vibrují, srážejí se s blízkými molekulami a po každé srážce se ztrácí určitá energie. V důsledku toho jsou rádiové signály vstupující do D vrstvy zeslabeny. Bylo zjištěno, že úroveň útlumu je nepřímo úměrná druhé mocnině frekvence. Jinými slovy, zdvojnásobení frekvence sníží útlum čtyřnásobně. Bylo zjištěno, že nízkofrekvenční rádiové signály jsou jím zcela absorbovány. To lze doložit tím, že rozhlasové stanice na středním vlnovém pásmu jsou ve dne slyšitelné jen na krátkou vzdálenost, a pak v noci, když D vrstva zmizí, jsou slyšet na mnohem větší vzdálenosti.

U vyšších vrstev je efekt mírně odlišný. Ve vyšší nadmořské výšce je hustota plynu mnohem menší. V důsledku toho převládá jiný efekt. Elektrony se opět uvedou do pohybu, ale jak dochází k menšímu počtu srážek, působí na signál tak, že jej ohýbají pryč z oblasti nejvyšší ionizace. Jinými slovy, signál se láme zpět směrem k Zemi. Bylo také zjištěno, že účinek klesá s frekvencí a v důsledku toho signál nakonec projde jednou vrstvou a dále do další.

Variace v ionosféře

Účinek ionosféry je do značné míry spojen s množstvím záření, které přijímá. To se mění v průběhu dne. V noci, kdy ionosféra nedostává žádné sluneční záření, úroveň ionizace klesá a komunikace nemusí být možná přes některé cesty nebo může být nutné použít jiné frekvence.

Další změny ovlivňují i ​​ionosféru. Stejně jako jsou zimy chladnější, protože tato část Země dostává méně tepla ze slunce, takže ionosféra dostává méně záření a úroveň ionizace v ionosféře klesá.

Sluneční skvrny

Změny na samotném slunci ovlivňují i ​​ionosféru. Jedna z hlavních změn nastává v důsledku slunečních skvrn, které se objevují na povrchu Slunce.

Je-li slunce pozorováno promítáním jeho obrazu na obrazovku, může být čas od času vidět řada tmavých oblastí. Tyto skvrny mohou trvat kdekoli mezi několika hodinami až dny nebo dokonce týdny. Skvrny jsou oblasti, kde je povrch slunce chladnější než okolní oblasti. Teplota skvrn je jen asi 3000 C. To je docela v pohodě ve srovnání s teplotou zbytku povrchu, která je kolem 6000 C! Pod povrchem, kde teploty dosahují více než milionu stupňů, je však mnohem tepleji.Sluneční skvrny jsou oblasti intenzivní magnetické aktivity. Magnetická pole v těchto oblastech jsou obrovská a v důsledku toho je povrch slunce narušen. To způsobí, že povrchová teplota v těchto oblastech klesne, což způsobí, že bude vnímána tmavší oblast.

Kolem samotné sluneční skvrny je oblast známá jako plage. Je o něco jasnější než okolí a je to velký zářič ultrafialového záření a rentgenového záření. Množství záření vycházejícího z plage znamená, že dochází k celkovému zvýšení úrovně záření ze slunce. Ve skutečnosti bylo zjištěno, že úroveň slunečního záření lze odhadnout na základě znalosti počtu slunečních skvrn, které se objevují na povrchu.

Jelikož se sluneční skvrny často objevují ve skupinách, byla vymyšlena metoda, jak se pokusit odhadnout jejich účinek. Používá se číslo známé jako číslo slunečních skvrn. Toto číslo nepředstavuje počet samotných skvrn, ale úroveň aktivity na slunci a počet slunečních skvrn velmi úzce souvisí s množstvím záření přijatého ze slunce.

Denní údaje o počtu slunečních skvrn značně kolísají. K překonání tohoto problému jsou odečty matematicky vyhlazovány, aby se odstranila nevyzpytatelná povaha odečtů a aby byl vidět základní trend. Toto číslo, nazývané Smoothed Sunspot Number (SSN), je často uváděno ve spojení se zprávami o šíření.

Cyklus slunečních skvrn

Počet slunečních skvrn na povrchu Slunce se liší. V některé dny jich není vidět jen velmi málo, nebo dokonce žádné, zatímco jindy je jich velmi mnoho. Denní číslo se v krátkém časovém období značně mění, jak se slunce otáčí, ale pokud se použije vyhlazené číslo slunečních skvrn, je vidět, že existuje mnohem dlouhodobější trend. Tento trend ukazuje, že počet slunečních skvrn stoupá a klesá po dobu přibližně jedenácti let. Toto číslo je pouze přibližné vodítko, protože existuje značné množství variací.

Záznamy o počtech slunečních skvrn byly uchovávány od poloviny 18. století a odkazem na tyto záznamy bylo možné sledovat cykly od té doby. Cyklus 22 začal v září 1986 s číslem 12. Během následujících 33 měsíců rychle rostl a dosáhl vrcholu 158. Od té doby mírně klesal a znovu stoupal, aby dal druhý menší vrchol, než skončil v roce 1996. Nyní cyklus 23 začalo a čísla rostou.

Vliv cyklu slunečních skvrn

Zvýšený počet slunečních skvrn znamená zvýšenou úroveň radiace. To zase znamená, že v ionosféře jsou vyšší úrovně ionizace. V souladu s tím to ovlivňuje šíření na HF pásmech. Bylo zjištěno, že maximální frekvence, které lze odrazit, jsou zvýšeny.

Na sluneční skvrně jsou během dne běžně podporovány minimální frekvence kolem 15 až 20 MHz. Maximálně však mohou být ovlivněny frekvence přesahující 60 MHz. To znamená, že populární radioamatérská pásma jako 24 a 28 MHz nemusí podporovat komunikaci přes normální ionosférické režimy v minimu slunečních skvrn. 28 MHz se často jeví jako mrtvé a nejsou slyšet žádné stanice. Nicméně v obdobích kolem maxima je to vynikající pásmo. Stanice s nízkým výkonem nebo ty s horšími anténami to považují za obzvláště dobré. Vzhledem k tomu, že útlum vrstvy D je mnohem menší, mohou i stanice s nízkým výkonem navázat vynikající kontakty.

Číslo slunečních skvrn lze použít jako velmi hrubé vodítko k tomu, jaké mohou být podmínky. Číslo má tendenci se měnit od přibližně 65 při minimu cyklu do více než 300 při maximu. Pro dobré podmínky na vyšších frekvenčních pásmech bylo zjištěno, že je zapotřebí číslo vyšší než asi 100. Aktuální údaje jsou dostupné z různých webových stránek včetně http://www.sunspotcycle.com