Le Soleil et les Ondes Radio

La propagation des ondes radio et l’activité du Soleil sont très liées. Ce Soleil, dont les premiers rayons du printemps nous réchauffent, est loin d’être paisible.  C’est un astre dynamique, dont le fonctionnement est complexe ! Ses cycles d’activité ont une période de plus ou moins 11 ans. Au cours d’une première phase, l’activité solaire croit pour atteindre un pic. A ce stade, le nombre de taches solaires et les explosions (ou flares) augmentent considérablement, puis l’activité décroit durant le reste du cycle. L’indice SN mesure le nombre relatif de taches et groupes de taches solaires. Cet indice est encore appelé nombre de Wolf

II – Le Soleil , c’est quoi ?

Le Soleil est une étoile composée de gaz (hydrogène et hélium) et de plasma (électrons et d’ions positifs). Ce flux de particules varie en vitesse et en température au cours du temps.

III – Le champ magnétique solaire

Les lignes de champ magnétique de la terre sont des lignes imaginaires sortant de la moitié sud de la terre et rentrant dans la moitié nord. Ces lignes décrivent des « arches régulières » à la surface de la terre. Compte tenu de sa structure, le Soleil n’est pas soumis à une rotation solide mais différentielle. Elle s’explique par la différence de vitesse de rotation entre les pôles et l’équateur.  Il en résulte des lignes de champ qui entrent et sortent du soleil en suivant des trajets complexes très accidentés.

Champ magnétique solaire

IV – Des taches sombres

Lorsque des lignes de champ magnétique se concentrent dans une région, elles peuvent empêcher le plasma de transporter de la chaleur. Dans cette zone, la température de surface  devient plus froide que la température interne. Ceci se traduit par une tache sombre à forte activité magnétique : une tache solaire est née !

V – Les groupes de taches solaires

Solar Flare (éruption)

Les taches solaires peuvent être isolées ou regroupées en régions actives, dont la taille peut facilement dépasser plusieurs dizaines de fois la Terre !

Lorsque ces zones deviennent instables, les lignes de champ magnétiques qui sortent du Soleil s’ouvrent vers l’espace. Une explosion propulse alors des gaz chauds qui entrainent avec eux le champ magnétique. On parle d’éjection de masse coronale (EMC) lorsque l’explosion fait jaillir un mélange de plasma, de lumière et d’énergie.

Nous verrons que, suivant la force de l’éruption et sous certaines conditions, cette matière chargée  peut se propager jusqu’aux couches de l’atmosphère et avoir des conséquences diverses : Aurores polaires, perturbations des communications HF et VHF, et d’autres systèmes que nous évoquerons plus loin …

VI – Quand les aurores polaire s’invitent dans le Sud

Habituellement on parle d’aurore boréale ou polaire. Mais la tempête géomagnétique  extrême de classe G, qui s’est produite dans la nuit du 10 au 11 mai 2024, a rendu visibles ses effets sous des latitudes beaucoup plus basses, notamment sur l’ensemble de la France.

Le Kp est un indicateur d’activité aurorale sur une échelle de 0 à 9. Il a atteint la valeur 9 durant la nuit (phénomène visible à l’oeil nu) alors qu’un Kp de 7/8 donne des aurores bien visibles sur les appareils photo uniquement. Il est donc utile de surveiller cet index sur votre mobile afin de recevoir des alertes !

Comment se produisent les aurores boréales ?
Les vents solaires constitués de particules chargées vont se déplacer à très grande vitesse (plusieurs centaines de Kilomètres par seconde). S’ils sont assez puissants et dirigés dans la bonne direction, ils peuvent interagir avec le champ magnétique terrestre. En rencontrant le bouclier terrestre, les particules chargées excitent les gaz de l’ionosphère  et provoquent cette luminescence caractéristique des aurores boréales. Suivant les molécules excitée, la couleur de l’aurore sera verte pour l’oxygène, rose et rouge foncé pour l’azote, Bleu pour l’hydrogène et mauve pour l’hélium.

10 Mai 2024

VII – Une tempête géomagnétique méchante

Outre le phénomène d’aurores, les tempêtes géomagnétiques peuvent produire des perturbations d’intensité variable :

Classe C : Eruption de faible intensité : pas d’effets sur Terre,
Classe M : Eruption de moyenne intensité : perturbation les réseaux de télécommunications (blackout radio)
Classe X : Eruption de forte intensité : interruption d’énergie électrique dans des transformateurs, circulation de courants induits dans des infrastructures terrestres.

Dans les régions du globe exposées au rayonnement solaire, on a pu observer des dégradations temporaires ou des pertes totales de signaux dans les bandes HF. Le blackout est maximum lorsque le Soleil se trouve à la verticale d’une zone. Dans la bande radioamateurs 14 MHz, alors que des stations de Nouvelle Zélande et d’Australie étaient reçues en France avec de très forts signaux, elles ont été subitement affectées par un effet de fading puis elles ont totalement disparu pour ne laisser qu’un bruit très faible sur la bande. Un autre jour, la bande sera vide de communications mais le bruit aura un niveau incroyablement élevé !

Forte explosion – Courbe d’atténuation des fréquences HF – Incidence sur les zones géographiques

IX – Surveillance des index

Les index pour le suivi de la météo spatiale

Ce widget présente  les principaux index liés à l’activité solaire. Il y a de nombreux sites qui traitent ce sujet et donnent des informations diffusées en temps réel. Si le sujet vous intéresse, visitez le cite ci-dessus ou faites une recherche en tapant Space Weather ou météo de l’espace.

X – La propagation des ondes radio

10.1 – L’ionosphère

L’atmosphère terrestre et les différentes

L’ionosphère est la couche supérieure de l’atmosphère terrestre caractérisée par une ionisation partielle des gaz qui la compose. Les rayons UV du soleil vont agir sur les molécules et atomes électriquement neutres pour les transformer en ions, particules chargées  électriquement. À partir d’une centaine de 100 km au-dessus de la surface de la Terre, les électrons et les ions mêlés aux particules neutres, vont jouer un rôle important dans le comportement de la haute atmosphère. Plus on prendra de l’altitude et plus l’ionisation sera forte …

Ce schéma de l’ionosphère montre les couches D, E, F1 et f2 de Jour. Ces deux dernières couches se regroupent en une seule couche F la nuit. La propagation des ondes radio varie en fonction de l’heure, de la fréquence, de l’angle d’incidence de l’antenne, de la saison et de l’activité du soleil comme nous venons de le voir. Suivant les cas, ces couches joueront le rôle de bon ou de mauvais miroir !

La couche D
Elle se forme aux premières heures du jour et disparaît la nuit. Sa particularité est d’absorber les fréquences dans la partie basse du spectre HF (de 3 à 10 MHz). Ces fréquences sont appelées fréquences de nuit, car, en l’absence de couche D, elles ne sont plus absorbées et peuvent se réfléchir. De nombreuses émissions radio apparaissent dans ces bandes (ex. réception de stations d’Amérique Latine sur les bandes dites tropicales). Lors d’éruptions et de tempêtes solaires,  la couche D se trouve améliorée , favorisant encore plus l’absorption des fréquences basses.

La couche E
Cette couche est dite « sporadique E » car elle est très instable donc peu fiable. Lorsqu’elle apparait, et parfois pendant un temps très court, elle permet de réaliser des liaisons longue distance sur les bandes HF hautes et la VHF.

Les couches F1 et F2
Ces deux couches se regroupent  en une couche F la nuit. Elles permettent la réflexion des fréquences basses la nuit et des fréquences hautes le jour.

10.2 – La réflexion des fréquences

Les ondes HF se propagent en effectuant des bonds successifs entre l’ionosphère et le sol. Une émission radio est caractérisée par  :

– Une onde directe – d – pour des liaisons » à vue »,
– Une onde incidente – i – du sol vers l’ionosphère,
– Une onde réfléchie – r – de l’ionosphère vers le sol.

Propagation d’une onde radio

La répétition de ces bonds permet aux émissions HF et VHF de suivre la courbure de la Terre, bien au-delà  de la ligne d’horizon. On parle alors de « short skip » pour des bonds à courte distance ou de « long skip » pour des bonds à longue distance.

C’est suivant ce principe que les liaisons HF intercontinentales ou les liaisons VHF à longue distance sont rendues  possibles.

10.3 – La LUF et la MUF

On a vu que les conditions de propagation dépendent de plusieurs facteurs dont la fréquence d’émission. Lorsqu’on augmente la valeur de cette fréquence, la réflexion vers le sol s’arrête dès que l’on atteint une valeur dite fréquence critique  (Fc). Cette fréquence n’est pas la fréquence maximale utilisable. Dans les calculs des prévisions de propagation on définit la  MUF (Maximum Usable Frequency) ou « fréquence maximale utilisable »  en tenant compte de modèles ionosphériques, de l’angle de tir de l’antenne d’émission, du trajet entre l’émetteur et le récepteur et de la fréquence critique Fc. De la même façon, la LUF (Lowest Usable Frequency) correspond à la  « fréquence minimale utilisable ».

En résumé, pour une liaison donnée, la  LUF est la fréquence à partir de laquelle commence la réflexion (en dessous il y a absorption par l’ionosphère) et la MUF est la fréquence à partir de laquelle s’arrête la réflexion (au-delà les ondes traversent l’ionosphère).