Système solaire (source Le Monde.fr/M Planète)

exemple de données solaires

Des satellites observent le soleil tels que Soho, Yohkoh, Trace, Stéréo, SDO...Deux prochains satellites: Parker Solar Probe et Solar Orbiter.

J'ai " décortiqué " les indices avec des commentaires suivant le glossaire de N0NBH (lien)--> glossaire N0NBH .

Je vous recommande de lire les explications des données solaires de :

Si des indices manquent dans les fichiers de F4FGV et de l'ARA61, vous pouvez me lire sur cette page et sur la page Données solaires VHF.

 


Grâce à l'ionisation par le soleil des couches de la ionosphère, la propagation HF des fréquences "diurnes" ,de 20m à 10m (source Wikipédia) pour des liaisons lointaines entre les continents devient vraiment bonne quand les premiers indices du tableau atteignent les valeurs suivantes  :

  • SFI > 100
  • SN > 100
  • K < 3
  • A < 10

Pour une très bonne propagation jusqu'au 28 mhz : SFI > 150 .

(les fréquences "mixtes et "nocturnes"permettent aussi des liaisons intercontinentales).


 

Indice SFI

VUE D'ARTISTE DE LA SONDE PARKER SOLAR PROBE, QUI FRÔLERA LE SOLEIL EN 2025.(source Sciences et Avenir).

indice de flux solaire par mesure du rayonnement solaire sur la fréquence de 2800 mhz ( long.onde 10.7 cm).Valeurs de 50 à 300 suivant l'ionisation de l'ionosphère par le soleil.

Etat de la propagation suivant SFI:

< 100 propagation moyenne

de 100 à 150 bonne propagation

> 150 propagation excellente

 

 

Les valeurs doivent rester élevées au moins deux jours pour concrêtiser une bonne propagation.

Indice SN

nombre de tâches visibles à la surface du soleil.Elles ionisent l'ionosphère et permettent aux fréquences plus élevées d'être réfléchies sur Terre.Indice de 0 à 300.

Cette valeur sert à déterminer la MUF ( fréquence maximale utilisable).

En dessous de 100, 3.6 mhz et 7 mhz surtout efficaces.

A partir de 100, bonne propagation jusqu'au 28 mhz.

Vers 150 , liaisons longues distances possibles sur les bandes hautes avec une petite puissance.

Début 2019, les tâches solaires sont très rares : la MUF reste basse et les conditions de propagation HF extrêmement limitées.

Les scientifiques n'ont pas la réelle certitude que le 25ème cycle solaire ait débuté.Pour faire court, cela peut être déterminé par l'apparition de plusieurs tâches solaires à polarité magnétique inversée suite à la déformation du champ magnétique solaire à la fin d'un cycle.(Source depuis Wikipédia).Nous sommes dans la période de transition entre les 2 cycles.

Les cycles solaires ont une durée de 11 ans environ et le cycle 24 avait commencé en janvier 2008.

Indices A et K

Image du site http://blog.aurorasaurus.org

activité géomagnétique de la Terre relevée par un réseau de stations magnétomètres :

Wingst (Allemagne), Niemegk (Allemagne), Lovo (Suède), Brorfelde (Danemark), Lerwick (GB), Eskdalemuir (GB), Hartland (GB), Ottawa (Canada),, Meannook (Canada), Sitka (USA), Fredericksburg (USA), Canberra (Australie),Eyrewell (Nouvelle Zélande).           (Sources des stations issues du site web de F6gci.free.fr que je vous recommande de consulter).

activité intense = conditions HF médiocres ( pouvant aller jusqu'au black out).

/ Plntry ---> Planétary abrégé en Anglais.Planétaire en Français.

Indice K (Planétaire)

valeur relevée toutes les 3 heures .

Echelle de 0 à 9.

0 à 2 : champs magnétique stable.

à 3 : début d'activité géomagnétique.La propagation commence à être affectée et le bruit de bande augmente.

à partir de 4 : forte activité géomagnétique.Mauvaise propagation et bruit de bande important.

Indice A (Planétaire)

activité géomagnétique moyenne sur 24 heures.Echelle de 0 à 40.

en dessous de 10, bonne propagation et bruit de bande faible.

10 à 20, conditions de propagation moins bonnes et moins stables.

au dessus de 20, mauvaise propagation.

X-Ray

Image de https://www.nasa.gov

Intensité du rayonnement X qui frappe la partie exposée de la ionosphère de la Terre.

Rayonnement X divisé en 5 classes croissantes  A-B-C-M-X.

A la plus petite et X la plus grande.

Les lettres sont suivies d'un nombre multiplicateur.

A partir de M, pertes de contacts radio sur la partie ensoleillée. L'importance des pertes HF est de quelques minutes . Plus le chiffre qui suit la lettre augmente et plus les pertes HF sont longues.

A partir de X, pertes des contacts radio sur toute la surface ensoleillée, de 1 heure à 2 heures avec la valeur  X10 et plusieurs heures dans toutes les zones éclairées avec la valeur X20.

 Mis à jour 8 fois par jour.

Solar Flare Prob

indique la probabilité en % d'une éruption solaire dans les prochaines 24 heures.

Mis à jour toutes les heures.

GeoMag Field

valeur calculée sur l'indice K.Indique l'activité du champ magnétique de la Terre .Quiet = Calme, Unsettled= Agité, Active, Actif,  Minor storm = Orage mineur, Major Storm = Orage majeur, Severe storm = Orage sévère. Mis à jour toutes les 3 heures.

SW (vent solaire)

Données issues du programme Explorer de la NASA avec le satellite DSCOVR . valeur comprise entre 0 et 1000.Vitesse en km/s des particules solaires arrivant sur Terre.

Le vent solaire issu d'une tempête solaire mets en moyenne 2 jours et demi pour arriver à proximité de la Terre.(En réalité, il y a 2 sortes de vents solaires: les rapides et les lents).

Je cite un paragraphe du CNRS Journal de Jean Lilensten qui est Directeur de recherches à l'IPAG Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble (CNRS/UJF) :"Or, explique Jean Lilensten de tels phénomènes n’ont pas toujours pour la Terre des conséquences aussi anodines et indolores que l’apparition dans le ciel d’aurores boréales : « Il est notoire qu’ils sont également susceptibles d’occasionner des pannes du réseau électrique, de dégrader ou d’interrompre la navigation GPS et les transmissions radio et de données, d’endommager ou de détruire des satellites, de provoquer, sur certaines lignes, des pannes à bord des avions ou de soumettre le personnel de bord à un surplus de radiation."

(source :https://lejournal.cnrs.fr/articles/meteo-solaire-tempetes-et-black-out)

Plus la vitesse est élevée et plus la pression est exercée sur l'ionosphère.

Une valeur supérieure à 500 km/s influe sur les conditions HF.

Mis à jour toutes les heures.

Aurora

Aurore boréale sur le lac Ennadai, au Canada.Site web : http://www.futura-sciences.com

Indique la force d'ionisation des couches E et F dans les régions polaires. 

Je cite l'Agence Spatiale Canadienne (lien) : 

" La couleur d'une aurore dépend de la composition des gaz qui se trouvent dans l'atmosphère terrestre, de l'altitude à laquelle se forme l'aurore, de la densité de l'atmosphère et de la quantité d'énergie en cause.

Les aurores vertes, qui sont les plus couramment observées depuis le sol, se produisent lorsque des particules chargées entrent en collision avec des molécules d'oxygène à faible altitude (environ 100 à 300 km). À l'occasion, il se peut que l'extrémité inférieure de l'aurore soit teintée de rose ou de cramoisi. Ce phénomène est dû à la présence de molécules d'azote (à environ 100 km d'altitude).

Dans les couches supérieures de l'atmosphère (c'est-à-dire entre 300 et 400 km d'altitude), les collisions avec les molécules d'oxygène atomique produisent des aurores rouges plutôt que vertes. Puisque l'atmosphère est moins dense à plus haute altitude, il faut plus de temps et plus d'énergie pour produire une teinte rougeâtre (jusqu'à 2 minutes). À basse altitude, les aurores vertes se produisent beaucoup plus rapidement (en plus ou moins une seconde).

Les molécules d'hydrogène et d'hélium peuvent aussi produire des aurores bleues et mauves, mais ces teintes sont difficiles à percevoir à l'œil nu en raison du ciel nocturne qui se trouve en arrière-plan "(fin de citation).

Une ionisation importante peut perturber des communications en format numérique et en SSB.

Les aurores peuvent aussi provoquer de grosses perturbations dans les communications HF mais elles sont très utiles en VHF pour communiquer par réflexion.

 

Echelle de valeur N de 0 à 10. Mise à jour toutes les 15 mn.
 

Plus la valeur augmente et plus le diamètre de l'anneau auroral augmente (concerne les 2 pôles). Les aurores atteindront alors des latitudes plus basses.

Avec une valeur de 1 à 2, les aurores polaires restent surtout situées dans les cercles polaires (66°33') .

(exemple: 1/n=1.99)

NONBH prévoit de ne plus traiter l'indice 1/n=1.99 dans les prochains reports.

Le nombre n qui suit / (N/n= 1.99) est un indice de confiance ( sur une échelle de 1 à 5) sur les mesures effectuées : de 1 (fiable) à 5 (peu fiable).

Le nombre 1.99 est l'indice de confiance normalisé.

Suivant la position des satellites d'observation à orbite polaire POES au moment des relevés :

  • Si n < 2, les mesures effectuées sur les aurores sont précises.
  • Si n > 2, les mesures deviennent moins fiables dans leur précisions.

L'ARA35 (lien) décrit les données Aurora comme ceci ►AURORES Probabilité d'apparition d'aurores (N/n = x) ● « N » est quantifié de 0 à 10 (< 2 = probabilité faible) ● Plus « N » et « x » sont élevés (« n » faible), plus la probabilité d'apparition augmente (pouvant aller jusqu'aux latitudes basses) ● Indique l'état d'ionisation des couches F dans les régions polaires ● Màj toutes les 15 min.

 

Aur Lat (Aurora Latitude)

calcule la valeur de la latitude entre 67.5° et supérieure à 45°.Utilisé pour estimer la latitude la plus basse touchée par l'événement aurorale.Concerne les 2 hémisphères.Mis à jour toutes les 15 mn. 

 

BZ (Composante BZ)

BZ est la composante verticale du vecteur représentant le champ magnétique interplanétaire.

Force et direction du champ magnétique interplanétaire déterminées par l'activité solaire.

Les mesures sont effectuées par le satellite DSCOVR de la NASA ( auparavant par le satellite ACE gardé en réserve)   .

Les valeurs sont en nano Tesla de 50 nT à -50nT. 

Des aurores peuvent être visibles en France en dessous de -15 nT et, en dessous de -60 nT des aurores ont été visibles dans le sud de l'Europe.

Si la composante BZ est dans la même direction que le champ magnétique terrestre, alors elle est positive (Le champ magnétique terrestre est orienté Sud-Nord).

Si la composante BZ est négative (c'est à dire orientée Nord-Sud), elle "se connecte" au champ magnétique terrestre et l'affaiblit (2 pôles contraires d'aimants s'attirent) .

La composante BZ annule les champs magnétiques terrestres en cas de polarité fortement négative. Dans ce cas, le bombardement par les particules du vent solaire est facilité sur l'ionosphère terrestre.

Mis à jour toutes les heures.

Sig Noise Lvl (Niveau de bruit de signal)

Indique à quel point le bruit en S-unités est généré par l'interaction entre le vent solaire et l'activité géomagnétique.Un vent solaire actif donne plus de bruit.Mis à jour toutes les demi-heures.

304 A

Photos du soleil sous différentes longueurs d'ondes

Force relative du rayonnement solaire total à une longueur d'onde de 304 angströms

 (1 angström est de la taille de 1 dixième de milliardième de mètre et le symbole est un a avec un rond dessus ) émis principalement par l'hélium ionisé dans la photosphère du soleil (la masse du soleil est constituée de 75% d'hydrogène et de 25% d'hélium).

Deux mesures sont disponibles:

  • le Solar Dynamics Observatory avec l'instrument @EVE
  • le satellite SOHO avec l'instrument @SEM

Les images du soleil prises à 304 angströms donnent une couleur orangée de sa photosphère.

Les clichés à différentes longueurs d'onde (suivant la température de la matière) permettent l'observation plus détaillée du soleil... 

Responsable pour environ la moitié de l'ionisation de la couche F de l'ionosphère.

304 est proportionnelle au SFI.Mis à jour toutes les heures.

Sources suivantes de l'ARA 35 (http://ara35.fr/) :
  • Valeur moyenne au minimum solaire environ 134.
  • Valeur moyenne au maximum solaire environ 200 ou plus.
 

Ptn Flx

Densité de protons dans le vent solaire.Leur nombre a une influence sur l'ionosphère et plus particulièrement sur la couche E. Mis à jour toutes les heures.

L'ARA61 apporte les précisions suivantes sur le flux de protons:

Je cite une partie de leur documentation :

" La valeur normale du niveau de PF est inférieure à 10. Lorsque leur niveau croît, l’accroissement du nombre de protons qui frappent le champ magnétique terrestre sont canalisées en direction des pôles ou elles accroissent la densité de l’ionosphère dans les régions polaires. A des niveaux de PF de 10,000, les signaux qui passent au dessus les pôles commenceront à éprouver des conditions dégradées. Si la valeur de PF continue d’augmenter pour atteindre un niveau de 100,000 et au dessus on se trouve alors au niveau S5 ou encore Tempête de Radiation Solaire Extrême A ces niveaux de S5, les signaux qui passent au dessus des pôles connaîtront un Blackout partiel ou total. Il convient de noter que les signaux qui ne passent pas au dessus des pôles ne seront pas affectés par les niveaux de PF..."

 

Elc Flx

Mis à jour toutes les heures.Densité d'électrons dans le vent solaire.Leur nombre a une influence sur l'ionosphère et plus particulièrement sur la couche E quand la valeur est supérieure à 1000 et je cite  l'ARA61 :" avec une détérioration des signaux passant au dessus des pôles."

MUF US Boulder

MUF calculée à Boulder par NOAA (National Oceanic et Atmospheric Administration) dans l'état du Colorado aux USA. Cette valeur est utile seulement pour l'Amérique du Nord.

 

Données solaires VHF