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L'importance de l'activité solaire pour les radioamateurs

Les étoiles sont géniales. Elles sont belles à regarder, fascinantes et elles recèlent encore beaucoup de mystères. L'une d'entre elles est particulièrement géniale : notre soleil. Sans lui, rien ne serait possible ici, il est le "moteur" de notre Vie. Presque toute l'énergie que nous utilisons provient du soleil. Que nous utilisions l'énergie solaire stockée dans les combustibles fossiles ou que nous utilisions directement l'énergie solaire, c'est le soleil qui nous fait avancer.

Et pour nous, les radioamateurs, le soleil a encore une autre signification très spéciale. En effet, il est aussi la cause principale de ce qui fait que "cela fonctionne" sur les bandes HF ainsi que sur les autres bandes, c'est-à-dire de la qualité de nos communications radio, à tout moment et partout dans le monde. Les chères conditions de propagation adorées...

Le fonctionnement
très simplifié
d'une étoile

Une étoile fonctionne comme une lutte permanente entre deux forces en équilibre : la gravité (de l'extérieur vers l'intérieur) et l'énergie rayonnante (de l'intérieur vers l'extérieur).

C'est la force de gravité qui comprime la matière d'une étoile (généralement de l'hydrogène et un peu d'hélium). Cette énorme pression génère des températures élevées dans le noyau, la matière de l'étoile se transforme en ce que l'on appelle un plasma, et un processus de fusion se met en place. Les noyaux atomiques des éléments légers fusionnent alors pour former des éléments plus lourds. L'énergie dégagée est certes faible, mais comme cela se produit souvent, la somme des rayonnements produits est extrêmement élevée. Cette énergie est suffisamment élevée pour créer une pression de rayonnement capable de résister à la force de gravité qui est tout aussi forte. Il en résulte un équilibre qui peut être maintenu aussi longtemps que le soleil a suffisamment de 'combustible'.

Après quelques processus de transformation, ce rayonnement provenant de l'intérieur du soleil se présente à nous sous forme de chaleur et de lumière. Mais il existe en outre, une part très importante de rayonnements non visibles. Il s'agit d'ondes radio jusqu'au domaine des rayons X, c'est-à-dire de puissants rayonnements ionisants.

Le bouclier protecteur de la Terre – la source de joie pour les radioamateurs

La lumière et la chaleur qui arrivent ici sont donc les sources d'énergie primaires pour toute vie sur Terre. Et pour éviter qu'une trop grande partie de ce rayonnement ne nous parvienne (ce qui peut aussi être néfaste), la Terre dispose d'une enveloppe protectrice qui absorbe (filtre) et détourne une partie du rayonnement. Cette enveloppe protectrice se compose de plusieurs couches. Nous connaissons bien la couche inférieure, qui contient l'oxygène que nous respirons. Au-dessus se trouvent d'autres couches aux fonctions différentes.

Une zone située plus haut est appelée 'ionosphère'. Ici, l'air est déjà extrêmement mince. Cette faible densité permet au rayonnement solaire de pénétrer et d'exciter énergétiquement les molécules de l'air. Les électrons sont alors libérés de l'enveloppe atomique, on parle d'ionisation du gaz. Et c'est précisément cette ionisation qui fait que les ondes radio sont diffractées par ces couches et renvoyées vers la Terre. Soudain, notre signal radio peut faire le tour du Monde et, si tout va bien, le tour de la planète.

La qualité de la déviation du signal radio au niveau des couches ionosphériques, dépend de plusieurs paramètres. Entre autres, la densité moyenne des molécules est importante, elle peut varier au fil du temps. Et bien sûr, l'intensité du rayonnement solaire est d'une grande importance. Et celle-ci est également soumise à différentes variations.

des cycles importants pour les radioamateurs.

Quotidien

Il y a une alternance que nous voyons très souvent : l'alternance jour/nuit. La nuit, sans rayonnement, l'ionisation disparaît après quelques minutes ou quelques heures. Cela a des conséquences différentes selon la fréquence. Sur les Grandes Ondes et sur les Ondes Moyennes, les couches atténuantes disparaissent et soudain, on entend soudain des stations de toute l'Europe pendant la nuit. Sur les Ondes Courtes, la diffraction disparaît, là où l'on pouvait encore entendre vers l'Asie ou les États-Unis, nous n'entendons plus rien.

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annuel

Nous pouvons observer un autre rythme chaque année. Le facteur déterminant est l'angle sous lequel les rayons du soleil arrivent ici. En hiver, l'angle est très plat dans l'hémisphère nord et la durée de la journée est courte, l'apport d'énergie dans l'ionosphère est moindre. En été, l'angle est très raide et le soleil peut agir beaucoup plus longtemps en raison de sa position élevée. L'apport d'énergie est donc beaucoup plus élevé, les couches atténuantes atténuent plus longtemps, les couches diffractives agissent plus longtemps. Il en résulte qu'en hiver, par exemple, les bandes inférieures (160m, 80m) sont plus faciles à utiliser parce qu'il y a moins de bruit et que nous pouvons donc mieux entendre. En été, nous pouvons observer des effets sur les ondes décamétriques et les ondes ultracourtes, qui ne sont pas observables en temps normal. Un exemple est la propagation dite "Sporadic-E" (ou "Sporadiques", "ES", etc…) sur les bandes supérieures (10m, 6m et au-dessus).

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Le cycle solaire de 11 ans

Et puis il y a un cycle très important, et c'est le changement de magnétisation du Soleil qui se répète tous les 11 ans. Le Soleil (et probablement toute autre étoile) est une gigantesque dynamo, c'est-à-dire une chose en rotation qui possède un champ électrique et magnétique. Nous observons que le champ magnétique du soleil bascule environ tous les 11 ans, c'est-à-dire qu'il change de polarité. Après deux passages de ce type, le pôle nord magnétique revient à son point de départ, on devrait donc en fait parler d'un cycle de 22 ans. Mais comme chaque basculement du nord au sud et du sud au nord nous semble identique, nous parlons d'un cycle de 11 ans.

Les processus physiques dans le soleil qui conduisent à ce cycle ne sont pas encore totalement compris. De nombreux scientifiques du monde entier mènent des recherches intensives dans ce domaine. Ce qui est important pour nous, radioamateurs, ce sont les changements de l'intensité du rayonnement solaire et la modification de l'ionisation qui en résulte dans notre atmosphère terrestre.

Tous les 11 ans, l'activité du soleil atteint son maximum. Lors de ce maximum, le rayonnement solaire est beaucoup plus élevé et aussi plus agité qu'au minimum. Un tel maximum d'activité dure quelques mois. L'augmentation de l'activité du minimum au maximum est plus raide, le changement du maximum au minimum est plus plat. Un signe visible de l'augmentation de l'activité solaire sont les taches solaires, c'est-à-dire des zones plus sombres à la surface du soleil, et qui peuvent être observées avec des optiques spéciales (attention, ne jamais regarder directement le soleil avec l'œil non protégé !) Le prochain maximum d'activité solaire est attendu pour l'année 2025.

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L'activité solaire maximum –
les éruptions
solaires (flares)

L'activité solaire maximum, et la période qui la précède, s'accompagnent de fréquentes éruptions à la surface du Soleil, appelées "flares" en anglais. Ces "flares" ont souvent un impact immédiat sur la propagation des ondes radio sur les bandes HF, car elles sont presque toujours liées aux rayonnements provoqués par les fortes éruptions. Ces rayonnements arrivent ici sur Terre après un court laps de temps (en seulement quelques minutes, généralement) et peuvent provoquer des perturbations importantes.

En effet, un rayonnement trop important n'est pas bon non plus pour l'ionisation des couches supérieures de l'atmosphère (et pour nous non plus, indirectement). En cas de rayonnement trop fort, souvent la propriété de diffraction s'effondre très rapidement et complètement, ce qui entraîne un "black-out radio" total sur la face de la Terre qui serait orientée vers le soleil. Ce "black-out" peut durer jusqu'à une ou deux heures.

Voilà pour l'effet du rayonnement "rapide" d'un "flare". Mais souvent, une telle éruption s'accompagne d'une éjection de masse sur le Soleil. La rupture soudaine du champ magnétique du Soleil entraîne l'éjection d'une masse ionisée, en dehors du champ de gravitation du Soleil et dans l'espace. La vitesse de ces nuages de matière est variable, mais en tout cas beaucoup plus lente que le rayonnement de l'éruption qui en est à l'origine. Nous observons leur arrivée quelques minutes seulement après l'événement. Les éjections de masse arrivent généralement jusqu'à la Terre au bout d'un à trois jours, si tant est qu'elles y parviennent.

Eruptions avec éjection de masse coronale

De telles éruptions, associées à une éjection de masse solaire, sont appelées "CME", éjection de masse coronale. Elles sont caractérisées par leur direction (vers ou au-delà de la Terre), leur vitesse et l'intensité et la direction du champ magnétique associé.

Si une telle CME est dirigée vers la Terre, elle peut avoir des conséquences importantes pour nous. D'un point de vue purement statistique, la plupart de ces éruptions avec éjection de masse coronale ne se produisent pas en direction de la Terre. Et c'est très bien ainsi, car les effets peuvent être tout à fait drastiques, voire même catastrophiques, en cas d'événements très puissants. Le plus bel effet sont les aurores boréales, c'est-à-dire les aurores polaires aux pôles nord et sud. Dans ce cas, la matière de l'éjection arrive sur la Terre après des heures ou des jours, et elle est déviée vers les pôles par le champ magnétique de la Terre, car les molécules sont chargées électriquement. Cela peut avoir une influence sur la propagation radio. Les conséquences concrètes pour les radioamateurs sont des phénomènes de réflexion sur les aurores, sur les bandes VHF par exemple. Mais aussi des conditions de propagation fortement perturbées sur les bandes HF...

Les conséquences moins agréables de ces éjections de masse dirigées vers la Terre, sont les influences sur les satellites et les installations techniques sur Terre. Les satellites peuvent être endommagés, et il arrive même que le fort champ électrique puisse détruire certaines de leurs fonctions. Si le système mondial de navigation par satellite (GPS) venait à être touché, cela pourrait avoir des conséquences très importantes pour nous tous.

Un autre effet est l'induction de courants forts dans les lignes aériennes de notre système d'alimentation électrique mondiale. Là aussi, il y a déjà eu des événements qui ont entraîné la fermeture temporaire de transformateurs de distribution, et donc une coupure de courant pour de nombreux ménages, hôpitaux, commerces (réfrigération !) et autres installations industrielles. Ce sont des conséquences qui peuvent tous nous concerner, que l'on soit radioamateur ou non.

Observer le soleil en tant que radioamateur

Quelles sont donc les possibilités pour les radioamateurs, d'observer l'activité du soleil ? Et donc de comprendre ses effets sur les conditions de propagation en ondes courtes et en VHF ?

Les indices R, F, A, k - les quatre valeurs de mesure les plus importantes.

L'activité du soleil est mesurée à l'aide de nombreux indices. Quatre d'entre elles sont très importantes pour nous : le nombre relatif de taches solaires 'R', un indice qui indique la quantité de taches solaires actuellement présentes ; et le flux solaire 'F', l'intensité du rayonnement dans une partie spécifique du spectre radio (à 2695 MHz, la ligne d'activité de l'hydrogène excité).

L'indice géomagnétique 'A' décrit l'influence de l'apport de masse solaire (rayonnement de particules) dans l'ionosphère. L'indice géomagnétique 'k' décrit l'état du champ magnétique terrestre, qu'il soit calme ou perturbé par des événements solaires.

Il existe en outre d'autres valeurs de mesure, déterminées par les observatoires solaires répartis dans le monde entier. Elles résument des processus temporels et montrent ainsi certaines tendances et changements. Les indices planétaires 'Kp' et 'ap' en sont des exemples, mais nous ne les aborderons pas ici.

R
l'indice relatif des taches solaires
Les valeurs de l'indice relatif des taches solaires 'R' vont d'environ 10 au minimum à 150 lors d'un maximum typique. Règle simple : plus la valeur 'R' est élevée, plus les chances de 'bonnes conditions' sont grandes, surtout sur les bandes supérieures. Cependant, les chances d'une tempête solaire augmentent également, ce qui peut entraîner de fortes perturbations, voire une perte totale des communications sur les bandes HF.
F
Solar Flux
Le flux solaire montre des valeurs de 50-70 au minimum et jusqu'à 200 au maximum de l'activité. La règle générale est la même que ci-dessus - des valeurs plus élevées font plaisir aux radioamateurs, mais entraînent aussi un risque de perturbations.
A
d'apport de mass
Avec des valeurs autour de 10, il y a eu et il y aura peu d'apport de masse dans l'ionosphère, la situation est calme, peu de perturbations sont à prévoir. La valeur peut augmenter brusquement lors de l'arrivée d'une CME dirigée vers la Terre, le maximum se situant autour de 30. Une valeur aussi élevée indique un flux important de particules du Soleil vers la Terre. Il peut en résulter une aurore, mais aussi des conditions de propagation brusquement meilleures sur les bandes inférieures, qui peuvent alors durer quelques heures.
K
État du champ magnétique terrestre
On indique ici une valeur de 0 à 9, qui est calculée de manière synthétique à partir d'autres données d'observation. Valeur faible = magnétosphère calme = bon pour nous ; Valeur élevée = magnétosphère agitée = mauvais pour nous, les radioamateurs.

Où un radioamateur peut-il trouver des données actuelles ?

Nous avons interrogé un véritable expert à ce sujet : l'ingénieur Hartmut Büttig, DL1VDL. Hartmut a établi pendant des années les prévisions météorologiques radio du DARC et les a accompagnées en tant que conseiller. Dans une courte interview, il nous donne un aperçu passionnant de la manière dont il en est arrivé là, et où l'on peut obtenir ces indices :

"Interview
avec Hartmut Büttig DL1VDL"

Mai 2022

Pour l'interview

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Attendons avec impatience le prochain maximum solaire en 2025 !

L'activité solaire est un processus très complexe que nous ne comprenons pas encore totalement et qu'il faut continuer à étudier. Pour nous, radioamateurs, cela n'a donc pas seulement des conséquences directes sur les conditions de propagation, mais représente aussi un domaine de recherche auquel nous pouvons tout à fait participer en tant que profanes. En tout cas, c'est fascinant à observer et cela nous aide à atteindre nos objectifs (de nombreux pays DXCC !) plus rapidement et mieux. Attendons avec impatience le prochain maximum solaire en 2025 !