Solaktivitet, rymdväder och radio

Solen är radions viktigaste medspelare. Dess ultravioletta strålning och röntgenstrålning skapar jonosfären, och när solen är orolig ändras jonosfären på timmar eller minuter. Då kan kortvågsbanden öppna sig mot hela världen, eller tystna helt. Samma solstormar stör satellitnavigering, förkortar livet på satelliter i låga banor och kan i värsta fall belasta elnät. Den här artikeln visar hur solens aktivitet mäts, hur NOAA:s skalor R, S och G delar in störningarna, vilka effekter varje typ av händelse har på radio, och hur läget är i solcykel 25 per oktober 2026.

Solfläckstal och solflöde#

Solens synliga yta, fotosfären, visar mörkare fläckar där starka magnetfält hämmar värmetransporten uppifrån. Det är solfläckar, och de är magnetiskt aktiva områden där utbrott uppstår. Antalet fläckar har räknats i århundraden. Det internationella solfläckstalet följer Wolfs gamla formel

där $g$ är antalet fläckgrupper, $s$ antalet enskilda fläckar och $k$ en korrektionsfaktor för observatör och instrument. Världscentrum för talet är SILSO vid Kungliga observatoriet i Belgien, där även SIDC (Solar Influences Data analysis Center) finns. Eftersom dagsvärdena varierar kraftigt anger man ofta ett utjämnat värde, ett glidande medelvärde över 13 månader, och cyklernas minimum och maximum bestäms ur det utjämnade talet.

Solfläckstal är beroende av att någon tittar. För radiobruk finns ett objektivt mått: solflödesindex (eng. solar flux index, SFI, även F10.7). Det är solens radiobrus vid våglängden 10,7 cm (2 800 MHz) och mäts dagligen i Penticton i Kanada. Enheten är solar flux unit, $1\mathrm{s}\mathrm{f}\mathrm{u}={10}^{-22}\mathrm{W}{\mathrm{m}}^{-2}\mathrm{H}{\mathrm{z}}^{-1}$. Värdet ligger vid solminimum nära 65–70 sfu och kan gå över 200 sfu vid starka maxima. Solflödet följer solens extrema ultravioletta strålning (EUV), som är den som egentligen joniserar F-skiktet, och därför är det ett användbart ersättningsmått på hur mycket jonisering som finns. Det avgör vilken frekvens kortvågssignaler kan reflekteras på (se jonosfären och MUF).

Läget i solcykel 25 (per oktober 2026)#

Solcykler numreras sedan 1755, och cykel 25 började med ett minimum i december 2019, då det utjämnade solfläckstalet var 1,8. Maximum inföll i oktober 2024 med ett utjämnat tal på ca 161 enligt SIDC, och månadsmedelvärdet nådde 216 i augusti 2024.¹ Det var klart mer än de 115 (spann 105–125) som en NOAA/NASA/ISES-panel förutspådde 2019 för maximum i juli 2025.²

Sedan maximum har aktiviteten fallit, med stora variationer från månad till månad. Månadsvärdena för 2026 enligt Bureau of Meteorology (BoM) var 115,0 i januari, 77,4 i februari, 86,6 i mars, 79,3 i april, 101,5 i maj, 94,4 i juni, 78,1 i juli, 76,0 i augusti och 60,3 i september. Utjämnat tal för mars 2026 var 94,5, och BoM:s prognos för utjämnat tal är ca 70 i december 2026, 43 i december 2027, 28 i december 2028, 15 i december 2029 och 12 i maj 2030 (figur 1). Solflödet var 100,9 sfu den 23 oktober 2026, med ett 81-dagarsmedel på 112,3 och ett 365-dagarsmedel på 131,0.³

Cykelns avtagande fas är inte tyst. Stora utbrott förekommer efter maximum, till exempel X5,1 den 11 november 2025 och X8,1 den 2 februari 2026, och betydande geomagnetiska stormar inträffade i oktober 2024, juni 2025 och januari 2026.¹ Geomagnetisk aktivitet från koronahål (nedan) tar dessutom ofta större plats under cykelns avtagande fas. För radiobruk gäller samtidigt att MUF faller i takt med solflödet: de högsta kortvågsbanden, 10 m och 12 m, öppnar sig allt mer sällan när solflödet sjunker mot 100 och därunder. Nästa minimum väntas kring 2030.

Från solen till jorden: tre sätt att påverka#

Solen påverkar jorden på tre tidsskalor, och de ger olika slags rymdväder (figur 2 visar tidsförloppet):

1. Elektromagnetisk strålning från ett utbrott: röntgen och UV. Den går med ljusets hastighet och når jorden efter $1\mathrm{A}\mathrm{E}/c=\mathrm{1,496}·{10}^8\mathrm{k}\mathrm{m}/299792\mathrm{k}\mathrm{m}/\mathrm{s}\approx 499\text{s}$, alltså ca 8 min 20 s. Effekten är omedelbar på jordens solbelysta sida.
2. Energirika partiklar (mest protoner) som accelereras vid utbrottet och av chockvågor framför koronamassutkastningar. De kommer efter tiotals minuter till några timmar och leds av jordens magnetfält till polarområdena.
3. Plasmamoln, koronamassutkastningar (eng. coronal mass ejection, CME), och snabb solvind från koronahål. En CME på 1 000 km/s når jorden på ca 1,5·10⁸ km / 1 000 km/s ≈ 41,6 h, en på 500 km/s på ca 83 h, och de snabbaste på ett halvt dygn eller mindre. Om molnets magnetfält pekar sydligt kan det koppla till jordens magnetosfär och ge en geomagnetisk storm.

Koronahål är områden där solens magnetfält är öppet och en snabb solvind (ca 600–800 km/s) strömmar ut. Eftersom solen roterar på ca 27 dygn sett från jorden kan samma koronahål ge en återkommande störning med 27 dagars period, ofta kraftigare under cykelns avtagande fas. Det syns i Kp-index som en mönsterupprepning som radioamatörer kallar ”27-dagarsmönstret”.

För förvarning finns satelliter vid den inre Lagrangepunkten (L1), ca 1,5 miljoner km från jorden mot solen. De mäter solvindens hastighet, täthet och magnetfält innan den når jorden. Vid 400 km/s tar vinden ca 62 min på sig från L1 till jorden, vid 800 km/s ca 31 min.

Röntgenutbrott och radioblackout (R-skalan)#

Röntgenklasser#

Satelliter av GOES-typ mäter solens röntgenflöde i våglängdsbandet 0,1–0,8 nm (1–8 Å). Utbrotten klassas efter toppvärdet i W/m², och varje klass är tio gånger större än den förra:

Tabell 1. GOES-klasser för röntgenutbrott.

Siffran efter bokstaven är en multiplikator: ett C3,2-utbrott har toppflödet $\mathrm{3,2}·{10}^{-6}$ W/m² och X8,7 har $\mathrm{8,7}·{10}^{-4}$ W/m². Eftersom X-klassen saknar övre gräns finns klasser som X10 och X20. NOAA:s R-skala (eng. radio blackouts) börjar vid M1 (R1), M5 (R2), X1 (R3), X10 (R4) och X20 (R5), se figur 3 och tabell 2.⁴

Vad händer i atmosfären#

Hårda röntgenstrålar tränger djupare ned i atmosfären än vanlig EUV och joniserar luften i D-skiktet (ca 50–90 km). Där är atmosfären så tät att en elektron som sätts i rörelse av radiovågen ofta kolliderar med en neutral molekyl och förlorar energin som värme. Ju fler elektroner och kollisioner, desto mer absorption. Därför kan det rätt snabbt, inom minuter efter ett kraftigt utbrott, bli tyst på HF-banden på jordens dagsida. Fenomenet kallas SID (eng. sudden ionospheric disturbance) eller kortvågsfädning (eng. short-wave fadeout), och det klingar av när elektronerna rekombinerar, vanligen på tiotals minuter till ett par timmar (tabell 2). På nattsidan märks ingenting.

Absorptionen avtar snabbt med frekvensen, ungefär som

för frekvenser som är mycket högre än elektronernas kollisionsfrekvens. Det betyder att lågfrekventa band slås ut först och djupast, medan 10 m-bandet klarar sig bättre (figur 4).

Tabell 2. NOAA:s R-skala och effekter på HF och lågfrekvent navigering.⁴

Lågfrekvent navigering (VLF/LF) och vågledaren jord–jonosfär påverkas också (se markvåg och VLF). Det är så amatörer och forskare följer SID i praktiken: amplituden och fasen hos en VLF-sändare ändras kraftigt när D-skiktets effektiva höjd sänks.

Stora utbrott kan dessutom ge kraftigt radiobrus från solen på meter- och decimetervåg, som kan störa radar, GNSS-mottagare och mobilnät utan att jonosfären är inblandad. Solen är också en radiokälla i sig: vid ekvinoktierna hamnar solen i riktning bakom geostationära satelliter sett från markstationen, och satellit-tv kan då få en kort solstörning (se satellitkommunikation).

Protoner och polarkapsabsorption (S-skalan)#

Vid vissa utbrott och framför snabba CME:er accelereras protoner till energier på tiotals till hundratals MeV. De kallas solpartiklar (eng. solar energetic particles, SEP). Protonerna är laddade och följer jordens magnetfältslinjer, som löper ned mot polarområdena. Där tränger de in till D-skiktets höjd (ca 50–60 km) och joniserar det på både dag- och nattsidan. Resultatet är polarkapsabsorption (eng. polar cap absorption, PCA), ett långvarigt HF-bortfall på radiovägar som går genom polarområdena. En protonhändelse varar ofta flera dygn eftersom partiklarna fastnar i magnetfält i rymden och sipprar in över lång tid, till skillnad från ett röntgenutbrott som är klart på timmar.

NOAA:s S-skala (eng. solar radiation storms) bygger på flödet av protoner med energi över 10 MeV, mätt i partiklar per cm² och sekund per rymdvinkel (pfu): S1 = 10, S2 = 10², S3 = 10³, S4 = 10⁴ och S5 = 10⁵ pfu.⁴ Redan S1 ger lätta HF-störningar i polarområdena. S2 och högre nämns för förhöjd strålning för flygbesättning på höga breddgrader, och S3 och högre för stor risk för fel i satelliters elektronik och problem för polär HF och navigering. S4 och S5 är sällsynta (ca 3 respektive färre än 1 per cykel).

Geomagnetiska stormar (G-skalan)#

Kp- och A-index#

Solvind och CME:er bär med sig ett magnetfält. När det pekar mot söder, motsatt jordens magnetfält på dagsidan, kan fälten kopplas ihop (magnetisk rekonnektion) och energi strömmar in i magnetosfären. Det startar strömmar i jonosfären och magnetosfären, vilka i sin tur ändrar magnetfältet på marken. Dessa variationer mäts med magnetometrar och sammanfattas i index.

Kp-index är ett planetärt index på en kvasi-logaritmisk skala från 0 till 9, baserat på hur mycket det horisontella magnetfältet störs under tre timmar vid ett antal observatorier på måttliga till höga breddgrader. Det officiella indexet produceras vid GFZ i Potsdam, och NOAA SWPC publicerar en preliminär skattning i realtid. Kp anges ofta med tredjedelar (5−, 5, 5+). A-index är ett dygnsvärde på en linjär skala. Varje tretimmarsvärde omvandlas via en fast tabell till en ekvivalent amplitud (ap), och dygnsmedelvärdet blir A-indexet. Tabell 3 visar sambandet för heltals-Kp tillsammans med NOAA:s G-nivåer, och figur 5 sammanfattar vad R-, S- och G-händelser påverkar.⁴

Tabell 3. Kp, motsvarande ap (tabellvärden) och NOAA:s G-skala.

G-skalans förekomst per cykel är ca 1 700 (G1), 600 (G2), 200 (G3), 100 (G4) och 4 (G5).⁴ En G5-storm inträffade den 10 maj 2024.¹

Effekter på HF#

En geomagnetisk storm påverkar jonosfären på flera sätt. Uppvärmning av den övre atmosfären vid norrskensovalen ändrar luftens sammansättning och cirkulation, och det kan över ett eller flera dygn sänka elektrontätheten i F2-skiktet (en ”negativ stormfas”) på medelhöga och höga breddgrader. Det sänker foF2 och därmed MUF, så de högsta banden tystnar. Under inledningen kan elektrontätheten i stället öka tillfälligt. Samtidigt ökar absorptionen vid norrskensovalen (norrskensabsorption), och signaler som passerar zonen blir ostadiga och ”flaxar”. Därför är kortvågsförbindelser över polarområdena ofta först att försämras. Norrskenet själv kan däremot öppna helt andra vägar på VHF (se sporadiskt E, meteorspridning, norrsken och EME).

Effekter på GNSS och satelliter#

Jonosfären fördröjer GNSS-signaler. Gruppfördröjningen för en signal med frekvensen $f$ är

där TEC (eng. total electron content) är antalet elektroner i en kolonn med arean 1 m² längs signalvägen, mätt i TEC-enheter, $1\mathrm{T}\mathrm{E}\mathrm{C}\mathrm{U}={10}^{16}\mathrm{e}\mathrm{l}/{\mathrm{m}}^2$, och $f$ i Hz.

Under stormar uppstår dessutom små, snabba oregelbundenheter i jonosfären som ger scintillation, snabba variationer i signalens amplitud och fas, vilket kan göra att mottagare tappar låsning, särskilt vid höga breddgrader och nära magnetiska ekvatorn. Se GNSS för hur det slår mot navigeringen.

För satelliter i låga banor värms och expanderar den övre atmosfären under en storm. Den tätare luften ökar luftmotståndet, banan sjunker snabbare och spårning av satelliterna blir svårare (se satellitbanor). I högre banor kan energirika partiklar ladda upp satelliternas ytor och orsaka fel i elektroniken.

Elnät: GIC#

Snabba förändringar i magnetfältet inducerar elektriska fält i marken, och de driver geomagnetiskt inducerade strömmar (eng. geomagnetically induced currents, GIC) längs kraftledningar och genom transformatorernas jordade nollpunkter. GIC är nästan likström och kan mätta transformatorkärnor, vilket skapar övertoner, extra reaktiv effekt och uppvärmning. Risken är störst vid höga breddgrader och över berggrund med låg ledningsförmåga, som kristallint urberg. Den mest kända händelsen är nätkollapsen i Québec den 13 mars 1989, som lämnade ca sex miljoner människor utan el i ca nio timmar. Det är inte radion som drabbas där, men samma solhändelser styr båda.

Vad en radioamatör ser#

I praktiken syns solen på radiobanden så här:

• Före maximum och vid maximum öppnar 10 m och 12 m för DX en stor del av året, och 6 m kan ibland öppna via F2-skiktet vid riktigt hög aktivitet.
• Efter ett kraftigt röntgenutbrott tystnar banden på dagsidan inom minuter och återhämtar sig på tiotals minuter. På VLF-mottagare syns det som en tydlig förändring i signalstyrkan från en sändare.
• Efter en CME-ankomst kan det vara dött på polära vägar i ett eller flera dygn. Norrsken kan samtidigt ge förbindelser via norrskensspridning på 6 m, 2 m och 70 cm.
• Under en PCA-händelse är polarkapsvägar borta i dagar, även när Kp är lågt.
• Mot minimum är de högre banden för det mesta stängda, men 20 m och lägre band fungerar fortfarande, och 6 m och 2 m lever vidare via sporadiskt E på sommaren.

För att följa läget finns tjänster från NOAA SWPC, BoM och andra, som visar aktuella röntgenflöden, SFI, Kp och varningar. Radioastronomiska metoder och riometrar mäter hur mycket kosmiskt radiobrus som når marken, och förändringarna visar absorptionen i jonosfären (se radioastronomi).

Kontrollfrågor#