AUSBREITUNG - HB9DLF

HB9DLF
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SWISS AMATEUR RADIO STATION
CANTON AARGAU --- LOCATOR JN37XH --- CQ 14 --- ITU 28
LETZTE AKTUALISIERUNG 14. FEBRUAR 2017
HAM RADIO    1 - 3. JUNI 2018
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AUSBREITUNG
Erläuterungen zu den Panels des Weltraumwetters

Zur schnellen Einschätzung kann man sich an der farblichen Klassifizierung der Messwerte in den Panels orientieren:

Grün = gute Bedingungen,  Gelb= grenzwertig,  Rot= inakzeptabel
Wer  sich etwas eingehender mit der Bedeutung der Messwerte beschäftigen  will, für den sind nachfolgend einfache Erläuterungen zu den einzelnen  Indizes und – soweit relevant –  in kursiver Schrift  die jeweiligen  Auswirkungen auf den Amateurfunk aufgeführt.


Panel: Solar-terrestrische-Daten




SF I  - Solarer Flux Index
Der  Solare Flux Index ist ein Maß für die Aktivität der Sonne. Dabei misst  man die Energie der von der Sonne ausgesandten Radiostrahlung mit der  Wellenlänge von 10,7 cm (2,695 GHz) und rechnet sie in Flux Einheiten  SFU um. In den Jahren des Sonnenfleckenminimums werden Fluxwerte um 70  Einheiten, im Sonnenfleckenmaximum oftmals über 200 Einheiten gemessen.  Der Solare Flux und die Sonnenflecken-Relativzahl hängen eng miteinander  zusammen. Zusammen mit dem K-Index ist der solare Flux die wichtigste  Beurteilungsgröße für DX-Ausbreitungsbedingungen auf Kurzwelle.

Bei  zunehmender Sonnenaktivität verbessern sich die Ausbreitungsbedingungen  auf Kurzwelle. Je höher die Werte des solaren Fluxes, desto besser sind  die zu erwartenden reflektierenden Eigenschaften der Ionoshäre für  Weitverbindungen auf höheren Bändern. Bei anhaltenden Fluxwerten von  über 100 kann man eine Öffnung der höheren Kurzwellenbänder erwarten.

Die  besten Bedingungen auf Kurzwelle sind bei Solaren Flux Indizes über 150  über mehrere Tage und K-Indizes von 2 und niedriger zu erwarten.


SN  Sunspot Number - Sonnenflecken Relativzahl

Die  Häufigkeit von (im sichtbaren Lichtbereich als dunkler erkennbaren)  Sonnenflecken wird durch die Sonnenflecken Relativzahl ( in Deutschland  "R") erfasst. Sonnenflecken treten meist in Gruppen aber auch vereinzelt  auf. Man zählt zuerst die Gruppen (G) von Sonnenflecken, die auf der  Sonne zu sehen sind. Dann nochmals alle Flecken (E), auch wenn sie  einzeln sind bzw. bereits schon in einer gezählten Gruppe enthalten  sind. Dann nimmt man die Anzahl der Einzelflecken (Zahl E) und addiert  dazu das Zehnfache der Anzahl der Gruppen (Zahl G)  und erhält daraus  die Sonnenflecken Relativzahl. Ist kein Fleck zu sehen, dann ist die  Relativzahl gleich Null.  Zur Beurteilung der Sonnenaktivität wird heute  anstatt der subjektiven Zählung von Sonnenflecken die aussagekräftigere  Messung des solaren Fluxes bevorzugt.


Je  höher die Sonnenflecken Relativzahl, desto besser sind die zu  erwartenden Eigenschaften der Ionoshäre für Weitverbindungen auf höheren  Bändern. Maxima und Minima der Anzahl der Sonnenflecken unterliegen  einem elfjährigen Zyklus. Das nachfolgende Bild zeigt die gemessenen  Kurven der Sonnenfleckenzahl und die Vorhersagekurve des weiteren  Verlaufs. Wie man erkennt, soll das kommende Sonnenflecken-Maximum  2012/13 erreicht werden und deutlich geringer ausfallen als das  vorherige Maximum.




X-Ray Flares  - Röntgenstrahlung durch Sonneneruptionen

Ein  solarer Flare ist eine Eruption auf der Sonnenoberfläche, bei der  gewaltige Energiemengen als Röntgenstrahlung (X-Ray) und als  energiereiche Ultraviolettstrahlung (UV) ausgesandt werden. Von der Erde  aus sind Flares als Bereiche großer Helligkeit und als Quellen starker  Strahlung in einem weiten Spektrum zu beobachten. Die Energie der  gemessenen Röntgenstrahlung von Flares wird nach ihrer Intensität in  vier Klassen A -B – C – M – X eingeteilt. Jede Klasse ist nochmals in  einen Zahlenwert von 0 bis 9 unterteilt. (Man spricht zum Beispiel dann  von einem M6,5 Flare). Flares dauern von wenigen Minuten bis zu mehreren  Stunden.

Flares  führen oft in Folge koronare Massenauswürfe (CME) nach sich, bei denen  große Mengen von energiereichen Partikeln explosionsrartig in das All  ausgestoßen werden. Die Magnetosphäre der Erde schirmt uns zum Glück gut  von dieser Strahlung ab. Die empfindliche Elektronik von Satelliten  kann aber durch den Teilchenbeschuss beschädigt werden.

Nach  starken Flares in Richtung der Erde kann es zu einem Totalausfall aller  Kurzwellen Langstrecken-Verbindungen kommen, der einige Minuten bis zu  mehreren Stunden dauern kann (deutsch: Mögel-Dellinger-Effekt, engl.:  Sudden Ionospheric Disturbance, SID). Die ausgesandte Röntgenstrahlung  führt zu einer verstärkten Ionisation der niedrigen D-Schicht. Diese  verstärkte Ionisation der D-Schicht bewirkt eine starke Absorption der  Kurzwellen auf dem Wege zu den höheren Schichten (E, F1, F2) bis hin zur  Totaldämpfung. Niedrigere Frequenzen sind davon stärker betroffen als  höhere. Der Mögel-Dellinger-Effekt tritt nur bei Funkverbindungen auf,  die auf der Tagseite der Erde laufen.


A-Index - geomagnetische Unruhe des Tages
Der  K-Index wird alle 3 Stunden gemessen, stellt also eher eine  Momentaufnahme dar . Zu diesem Zweck wurde der A-Index geschaffen, er  wird aus den Werten des K-Index ermittelt. Der A-Index liegt normal um  10 herum, kann aber bei schweren Magnetstürmen Werte von 200 erreichen.


K-Index  -  geomagnetischer Index
Der  K-Index beschreibt die aktuelle magnetische Aktivität des  Erdmagnetfelds am Beobachtungsort (hier Tromsö, Norwegen) in der  Maßeinheit nanoTesla (nT) an. Alle 3 Stunden wird die Abweichung vom  „Ruhewert“ gemessen, dabei wird die größte Abweichung bestimmt. Aus den  K-Werten von 11
Observatorien auf der  Nordhalbkugel und 2 Observatorien auf der Südhalbkugel wird der  planetare K-Index Kp gebildet. Der K-Index ist neben dem solaren Flux  der zur Beurteilung der aktuellen Bedingungen wichtigste Wert. Dem  K-Index werden Ziffern von 0 bis 9 zugeordnet. Ein K-Index von 0 weist  auf ein äußerst ruhiges Erdmagnetfeld hin - ein K-Index von >5  hingegen weist auf ein stark gestörtes Feld, einen sogenannten  Magnetsturm hin.


Für  gute DX-Möglichkeiten auf den drei unteren Kurzwellenbändern sind in  erster Linie ruhige geomagnetische Bedingungen günstig, wenn der K-Wert  über mehrere Meßperioden lang klein oder idealerweise nahezu Null ist.   Vor allem bei Low-Band-DX sollte K bei 0..1 liegen. Ein Magnetsturm  macht sich durch große K-Werte bemerkbar. Die MUF (obere Grenzfrequenz  der Ionosphäre) sinkt ab,
Verbindungen über  die Polarregionen (Polarkappenabsorption) werden beeinträchtigt und  u.U. fällt die Kurzwelle für kurze Zeit ganz aus (Blackout). Mit einem  höheren K-Index steigt auf UKW die Aurora-Wahrscheinlichkeit.


304A Flux - Photonenflux bei der Wellenlänge von 30,4 nanometer
Index für die energiereiche UV-Strahlung der Sonne mit der Wellenlänge von 30,4 nm.
[Photonen / cm2 Sekunde].  Hier gemessen vom Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) der Raumsonde SDO.

In  der Astrophysik werden Wellenlängen noch häufig in der veralteten  Längeneinheit Angström anstatt in der vom internationalen  Einheitensystem vorgeschriebenen Einheit Meter (m) bzw. Nanometer (nm)  angegeben. 1Å = 10-10m = 0,1 nm. Das für Menschen sichtbare  Lichtspektrum reicht von ca 700nm (rot)  bis 400 nm (violett), unterhalb  der Wellenlänge von 400 nm fängt der Ultraviolettbereich an. 30,4 nm  liegt demnach im extremen UV-Bereich des Spektrums der  Ultraviolettstrahlung, darunter beginnt die Röntgenstrahlung.


Bei  zunehmender Sonnenaktivität steigt auch die energiereiche 304Å  UV-Strahlung, die die Reflexionseigenschaften der Ionosphäre verstärkt.  Stetig ansteigende Werte insbesondere in Verbindung mit ansteigendem  Solaren Flux weisen auf verbesserte Bedingungen für Weitverbindungen auf  höheren Bändern hin.


Bild von der Raumsonde SDO: "Die Sonne heute"

Das  aktuelle Bild der Sonne, aufgenommen von der im Februar 2010 ins All  gestarteten Raumsonde "Solar Dynamics Observatory"  (SDO). Die Aufnahme  zeigt das Bild der Sonne durch ein Filter, das nur die  Ultraviolett-Strahlung der Wellenlänge  304Å (=30,4 nm)) durchlässt. Es  zeigt die strahlende Materie der Sonnenatmosphäre bei 50000-80000 Grad  Kelvin. Lädt man sich durch Klick auf das Bild die Großaufnahme  herunter, kann man bei Sonnenaktivität eindrucksvoll die Eruptionen von  Flares und Coronaren Massenauswürfen (CME) als Fackeln und Bögen am  Rande der Sonnenscheibe erkennen.





Ptn Flx
Sonnenwind, Index des Protonenflusses in Partikel pro ccm.

Elc Flx
Sonnenwind, Index des Elektronenflusses

Zu den Auswirkungen des Sonnenwindes auf die Ausbreitung siehe weiter unter "Sonnenwind und geomagnetische Störungen"

Aurora - Auroral-Activity-Level
Der  Aurora-Activity-Levels gibt die Wahrscheinlichkeitt für das Auftreten  von Polarlicht und Radio Aurora Effekten an. Je höher der Level ist,  desto wahrscheinlicher ist das Auftreten von sichtbarem Polarlicht. Erst  bei einem Faktor von 10+ wären in Deutschland Polarlichter sichtbar.
Die  Level von 0 bis 10 [erg cm-2 sec-1] werden aus Partikel-Energie  Messungen des Total-Energy-Detectors (TED) des NOAA Satelliten bei  Polüberquerungen extrapoliert. Der Normalisierungsfaktor n, macht eine  Aussage auf die Zuverlässigkeit der extrapolierten Werte.  Bei n kleiner  2 kann man von einer großen Zuverlässigkeit der Messwerte ausgehen.
( "erg" ist eine Einheit für Energie, die in der Astrophysik oft anstelle von Joule verwendet wird, 1erg = 10-7 Joule)


VHF Conditons – VHF Ausbreitungsbedingungen:



Band Closed  - kein sporadic-E möglich
High MUF      - Möglichkeit von sporadic-E
Band Open    - Band offen für sporadic-E

EsEU  - Sporadic E- Europa,
EsNA - Sporadic E- Nordamerika
Information über Sporadic-E Aktivität im jeweiligen VHF-Band:

Als  sporadische E-Schicht (Sporadic-E, Es) werden wolkenartige Gebiete  hoher Ionisierung in der Ionosphäre in Höhe der E-Schicht bezeichnet.  Die sporadische E-Schicht tritt unregelmäßig und auf der Nordhalbkugel  vorzugsweise in den Monaten Mai bis Juli auf.

Auf  hohen Frequenzen, auf denen unter normalen Bedingungen keine Signale zu  vernehmen sind, werden plötzlich Verbindungen von einigen hundert km  bis zu 2300 km (erster Hop) möglich.

Aur Lat (Aurora Latitude),
Aur-Lat  gibt an, bis zu welchem Breitengrad der Erde das Polarlicht  wahrgenommen werden kann und die Bänder der Amateurfunker beeinträchtigt  werden können. Zur Veranschaulichung: Weinheim liegt beispielsweise auf  der Breite 49° N, Helsinki auf 60° N.

Aurora  ist das Ergebnis von riesigen Plasma Strömen von der Sonne und deren  Zusammenwirken mit dem Erdmagnetfeld.  Je höher der K-Index über 5 ist,  desto eher ist Radio-Aurora wahrscheinlich.

Wenn  Radio-Aurora auftritt, dann sind die meisten QSOs am späten Nachmittag  und (abgeschwächt) kurz vor Mitternacht möglich. Eine weitere Häufung  ist während der Monate März/April und September/Oktober festgestellt  worden. Gegenüber herkömmlichen Verbindungen (auf dem direktesten Weg  zwischen Sender und Empfänger) sind bei Aurora-Funkverbindungen die  Richtantennen auf der Empfangs- und Sendeseite ungeachtet der Richtung  zur Gegenstation nordwärts zum Ort der Aurora zu richten. Es werden von  einem bestimmten Ort nur dann Aurorasignale empfangen, wenn die Aurora  in einem Winkelbereich bis zu 20 Grad über Horizont auftritt. Die von  einer Aurora zurückgestrahlten Signal zeigen einen eigenartigen rauhen  Ton auf. Telegrafiesignale klingen wie ein Zischen, während die äußerst  schwerverständlichen SSB-Signale sich so anhören, als ob der Sprecher  extrem heiser ist. Ursache sind die mit unterschiedlicher Richtung und  Geschwindigkeit sich bewegenden rückstreuenden Auroragebiete. Es treten  Doppler-Effekte auf: ein 2-m-CW-Signal ist um 300 bis 900 Hz verbreitert  und gegenüber der ursprünglichen Sendefrequenz deutlich verschoben.


RF Conditions – HF-Ausbreitungsbedingungen


Gesamteinschätzung der  Ausbreitungsbedingungen auf den unterschiedlichen Amateurfunk-Bändern und für Sporadic-E

Good – gute Bedingungen (grün),
Fair – grenzwertig (gelb),
Poor – schlechte Bedingungen (rot)


MUF  – Maximum usable Frequency - höchste brauchbare Frequenz
Die MUF Angaben in dem Panel beziehen sich nur auf die sporadic-E Ausbreitung,
für die MUF bezogen auf die Kurzwellenausbreitung siehe weiter unten.


Band Closed  - kein sporadic-E möglich
6m sporadic-E beobachtet
4m sporadic-E beobachtet
2m sporadic-E unter Umständen möglich
2m sporadic-E beobachtet


Anmerkung:
Im  Diagramm mit den solar-terrestrischen Daten wird der Begriff "MUF" für  die Angabe der Frequenzbänder mit sporadic-E Auktivität gebraucht.   Mormalerweise bezeichnet man als MUF (maximum usable frequency) in der  Kurzwellenausbreitung die höchste Frequenz, bei der eine Reflexion an  der Ionospähre möglich ist. Sie ermöglicht in mindestens 50 % der  Empfangszeit eine zuverlässige Verbindung. Die MUF ändert sich in  Abhängigkeit von der Tages- und Jahreszeit.

Die  Tagesmaxima der MUF werden im Winter mittags, im Sommer erst  nachmittags erreicht. Sie sind auch von den Funklinien abhängig, wobei  die Nord-Südlinien etwas höhere Grenzfrequenzen haben. Mit der  Sonnenfleckenzahl bzw. bei steigendem solaren Flux Index steigt auch die  MUF und die kurzen Bänder werden für DX geeignet.

MS – Meteor Scatter
Gibt  den Status der Meteorscatter Aktivität an. Der Farbbalken zeigt auf  einer Farbskala die Intensität der Meteorscatter Aktivitäten zur  jeweiligen Uhrzeit in UTC an.


Geomagnetic Field  - geomomagnetisches Feld
Hier  ist die geomagnetische Aktivität in ihrer Auswirkung auf die  Kurzwellenausbreitung grob klassifiziert. INACTIVE,  QUIET=Kp<4,  UNSETTLED=Kp=4, STORM=Kp>5) (grün-gelb-rot) . Näheres siehe oben  unter K-Index.

Ein  hoher A- und K-Wert und damit verbundene Magnetfeldstörungen  beeinträchtigen hauptsächlich KW-Funkverkehrslinien auf niedrigen  Bändern, insbesondere wenn die Funklinie im nördlichen Bereich der Erde  liegt oder das Polargebiet tangiert.


Sig Noise Lvl – Hochfrequenter Störpegel
Angabe  des solaren bzw. geomagnetisch bedingten HF-Störpegels in S-Stufen.  Steigt bei geomagnetischen Störungen bis auf hohe Werte S9++.

Panel: Sonnenwind und geomagnetische Störungen
Sonnenwind

Der  Sonnenwind ist ein Plasmastrom (Plasma = elektrisch leitfähiges,  ionisiertes Gas), ein ständiger Strom elektrisch geladener Teilchen, der  von der Sonne ins All strömt. Er besteht hauptsächlich aus Protonen und  Elektronen, sowie aus Heliumkernen (Alpha-Teilchen). Durch von der  Sonne explosionsartig ausgestoßene Partikel (vornehmlich von koronaren  Löchern und koronaren Massenauswürfen, (CME) treten Böen des  Sonnenwindes auf, die nach etwa 24 bis 36 Stunden als Stoßwelle die  Magnetosphäre der Erde erreichen. Die Magnetosphäre der Erde hält den  Teilchenschauer zum größten Teil von der Erdoberfläche ab und leitet sie  um die Erder herum.


Das  Auftreffen von Böen des Sonnenwindes auf die Magnetosphare der Erde  führt zu Störungen des Erdmagnetfeldes. Bei starkem Sonnenwind dringen  die Teilchen in die hohen Schichten der Erdatmosphäre ein und rufen  Polarlichter (Aurora, Radio-Aurora)  hervor. Starke Sonnenwinde  beeinflussen das Erdmagnetfeld und beeinträchtigen die Ausbreitung von  Kurzwellen und die Kommunikation mit Satelliten ( z.B. GPS)









Magnetic Field BZ component: Gibt die Polarität und die Stärke der vertikalen Komponente des interplanetaren Magnetfeldes in nano Tesla (nT) an.

Speed : Gibt die Geschwindigkeit des Sonnenwindes in Kilometern pro Sekunde (Km/s) an.

Dynamic Pressure: Gibt den dynamischen Druck des Sonnenwind-Plasmas auf das Erdmagnetfeld in nano Pascal (nPa) an.

Je  intensiver das Erd-Magnetfeld durch den Sonnenwind nach Süden abgelenkt  wird (zu erkennen am Minuswert) und je höher die Geschwindigkeit des  Sonnenwinds, desto höher ist auch die Wahrscheinlichkeit für das  Auftreten von Polarrlichtphänomänen und für eine Beeinflussung der  Ausbreitungsbedingungen ( Verschlechterung der KW-Ausbreitung bis hin  zum länger dauernden Blackout, Polarkappenabsorption, Anstieg des  Störpegels)

Panel: Reflexionseigenschaften der F2 Schicht - senkrecht-Grenzfrequenz foF2

Die  sogenannte maximale Durchdringungsfrequenz, senkrecht-Grenzfrequenz  oder foF2 gibt die höchste Frequenz an, die von der F2 Schicht der  Ionosphäre bei Senkrechtanstrahlung noch reflektiert wird. Sie ist ein  Maß für den Ionisationsgrad der F2 Schicht. Die Messung der foF2 erfolgt  durch die senkrechte Abstrahlung eines Impulses in den Himmel, der bis  zum Erreichen der maximalen Durchdringungsfrequenz zur Bodenstation  zurückreflektiert, beim Überschreiten dieser Grenzfrequenz jedoch ins  All abgestrahlt wird. Die in Wirklichkeit höchste nutzbare Frequenz  (MUF) liegt jedoch immer höher, da in der Praxis keine Antenne wirklich  senkrecht in den Himmel strahlt, sondern im günstigen Fall einen  flacheren Abstrahlwinkel aufweist.

Das  Diagramm von der Australischen Space Weather Agency (IPS Australia)  zeigt die aktuellen globalen foF2 Frequenzen als Farbe kodiert über der  Erdkarte an. Für uns Europäer unüblich ist die Zentrierung der  Kartendarstellung auf den Pazifik - von Australien aus hat man eben  einen anderen Blickwinkel auf unsere Geographie. Deutschland liegt etwa  auf den geographischen Koordinaten Latitude 50° North und Longitude 10°  East, oben am linken Rand des Diagramms.

Man  erkennt deutlich, dass die Grenzfrequenz auf der gerade von der Sonne  beschienenen Seite der Erde am höchsten ist. Die höheren Grenzfrequenzen  um den Äquator erklären, warum oft Nord-Süd Verbindungen einfacher  möglich sind, als Verbindungen entlang eines Breitengrads oder über die  Polregionen.




Sonneneruptionen
Man  unterscheidet drei Arten von Ausbrüchen, bei denen die Sonne große  Mengen an Energie in kurzer Zeit freisetzt und die jeweils  unterschiedliche Auswirkungen auf die Funkausbreitung haben:

Flares    Ausbrüche elektromagnetischer Strahlung
Surges   Eruptive Protuberanzen
CME      Koronale Massenauswürfe ( Coronal Mass Ejection)

Flares
Flares  sind plötzliche, lokal begrenzte Stahlungsausbrüche. Sie dauern nur  wenige Minuten, dennoch werden dabei Energiemengen frei, die die normale  Leistung der Sonne im Röntgen- und im harten UV-Bereich um das 100  fache übertreffen. Durch den Ausbruch eines Flares gelingt es der Sonne,  komplexe Magnetfeldstrukturen innerhalb aktiver Regionen aufzulösen. Da  Flares elektromagnetische Strahlung aussenden, die sich mit  Lichtgeschwindigkeit fortbewegt, treten die dadurch hervorgerufenen  Auswrikungn auf die F2 Schicht der Ionosphäre etwa 8,3 Minuten nach dem  Ausbruch eines Flares auf.

CMEs
Bei  einem CME werden Milliarden Tonnen Materie als Plasma in den Raum  geschleudert. Koronale Massenauswürfe können, müssen aber nicht im  Zusammenhang mit Flares auftreten. Beide Phänomene treten auch  eigenständig auf. Während dir Strahlung von Flares eine Ausdehnung der  Ionosphäre verursacht, beeinflusst ein CME das Magnetfeld der Erde.   Eine durch CME ausgesandte Plasmawolke (Sonnenwind) verursacht starke  Wechselwirkungen und Verformungen des Magnetfeldes der Erde bis hin zum  Magnetsturm. Die Partikel des Sonnenwindes bewegen sich naturgemäß  langsamer fort als die Strahlung von Flares, und erreichen daher erst  nach einigen Stunden bis hin zu einigen Tagen nach dem Ausbruch die  Magnetospähre der Erde. Sie führen dort zu Auroraaktivität und  Verschlechterungen der Ausbreitungsbedingungen, vornehmlich auf den  unteren Bändern des Kurzwellenbereiches und im Polarkappenbereich. Wegen  der längeren "Reisezeit" der Teilchen bis zur Erde können die  Auswirkungen von CME mit einer gewissen Vorlaufzeit vorhergesagt werden.

Surges
Surges  sind sehr helle, meist stabförmige Protuberanzen, die mehr oder weniger  senkrecht über den Sonnenrand herausstehen. Die Materie wird unter  Ausbildung eines großen "Spießes" mit Geschwindigkeiten von 200 km/s in  den Raum katapultiert. Die Auswirkungen auf die Funkausbreitung sind die  gleichen wie bei CMEs.

Die  Sonnenforschung geht heute davon aus, dass alle drei Phänomene  unterschiedliche Ausprägungen ein und desselben physikalischen Prozesses  sind. Auslöser sind dynamische Vorgänge zwischen den magnetischen  Feldern auf der Sonnenoberfläche.

Literatur:
zitiert aus "Die Sonne", Autor: Jürgen Banisch, ISBN 978-3-938469-24-8, 2009 Oculum Verlag
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Seit langem fasziniert mich das Erstellen von Websites. Diverse Projekte wurden von mir schon realisiert. Dies ist mein neuester Auftritt über mein Hobby
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Ehemals Berufslehre als Elektromechaniker und danach Ausbildung zum Streckenlokführer. Seit 1999 im Aussendienst als Servicetechniker
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1987 ( HB9DLF)
Damals noch mit Pfilicht der CW-Prüfung für Kurzwelle . Mit einem ca 15 jährigen Unterbruch bin ich seit 2013 wieder aktiv
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