État propagation

Pas de données


Alertes IPS

Pas de données Flux de Rayons X solaire
Pas de données Avis de Communications HF
Pas de données Évanouissement HF actuel
Pas de données Avis évanouissement en HF
Pas de données Avis Géomagnétique
Pas de données Alerte GEOSTAT
Pas de données Alerte Géomagnétique
Pas de données Alerte d'Aurore
Pas de données Absorption Polaire (PCA)

Alertes N3KL

Pas de données Rayons X Solaires
Pas de données Champ Géomagnétiq.

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Table des matières

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HF central

HF Central



Climat spatial actuel

Vent Solaire
Pas de données Pas de données Pas de données Pas de données
Champ magnétique interplanétaire et potentiel à l'ionosphère solaire
Pas de données Pas de données Pas de données Pas de données

Dernières données sur le Climat spatial. Source: Rice University


No Data

Dernières données sur le Climat spatial. Source: NOAA/SWPC

 
Dernières données d'activité solaire et géomagnetisme. Source: SIDC

 


Table des matières




Activité
Solaire


Interaction
Soleil-Terre


Tempêtes
Radiation Solaire



Tempêtes
Géomagnétiques


État Ionosphère


Radiocommunications


Aurores


Bulletins


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Notes


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Activité Solaire

Rayons X solaires | Rapports et avis d'activité | Images du Soleil | Indice du flux solaire et tâches solaires

 

No Data

Dernière image du Soleil en Rayons X - Mis à jour chaque 5 minutes
Source: NOAA/SWPC - Satellite GOES

 


Activité Solaire


Flux de Rayons X solaire

La Terre est soumise à la radiation en provenance du Soleil. Une partie de cette radiation est ionisante et excite les molécules d'oxygène et d'hydrogène dans l'ionosphère, en provoquant qu'elles commencent à osciller. Cette oscillation peut provoquer que chaque molécule d'oxygène ou d'hydrogène soit dissociée en deux atomes et même que ces derniers décollent des électrons. Les rayonnements les plus ionisants en provenance du Solel appartient au rang des rayons UV (longueur d'onde entre 20-300 angstroms) et des rayons X (longueur d'onde entre 8 et 20 angstroms). La hausse de la densité d'électrons dans l'ionosphère favorise l'absorption des ondes radio dans la bande de HF, en rendant difficiles les communications et même en provoquant des évanouissements. La figure suivante montre les données en temps réel sur la densité de flux de radiation ionisante dans la bande des rayons X en provenance du Soleil et mesurée para la sonde GOES-15 de la NOAA.

No Data

Flux actuel de rayons X en provenance du Soleil - Mise à jour chaque 5 minutes
Source: NOAA/SEC - Satellite GOES

La figure montre la valeur en temps réel de la densité de flux de radiation ionisante (W/m2) dans la bande des rayons X, mesurée par le satellite GOES-15. L'axe des ordonnées à droite montre une échelle qui permet déterminer l'intensité d'une émission de rayons X en fonction de la densité de flux de radiation mesurée: les seuils A et B sont normaux. Le seuil C est équivalent à une émission de petite magnitude, le seuil M à une émission moyenne, le seuil X à une grande et au-dessus de ceci il s'agisserait d'une éruption sans précédent. Les niveaux les plus hauts se produisent aux époques de haute activité solaire dans le cycle solaire de 11 années. À plus intensité de l'émission, plus grands niveaux d'atténuation par absorption dans la bande de HF. En cas d'une éruption importante, veuillez vérifier les Moniteurs de Spectre et les Niveaux d'absorption en HF, qui pourront être importants pendant des périodes compris entre des minutes et des heures.

IPS: Rapport mis à jour des dernières flambées solaires détectées avec une catégorie supérieure à C8.

 


Activité Solaire


Rapports d'activité solaire

 

Pas de données
Niveau d'activité solaire pendant le dernier mois. Mis à jour chaque 24h.
Source: IPS Solar Activity Plot.

 

 
Derniers avis et rapports d'activité solaire
Source: Big Bear Solar Observatory

 

 

Activité Solaire


Images du Soleil

Dernierès images du Soleil prises chaque 10 secondes avec l'assembleur d'images atmosphériques (AIA, Atmospheric Image Assembly) de la sonde SDO (Solar Dynamics Observatory) de la NASA, en différentes longueurs d'onde. Vous pouvez visualiser les images en haute résolution ou une vidéo des dernières 48 heures. Gentilesse de NASA/SDO et les équipes scientifiques AIA, EVE et HMI.

 

Pas de données
SDO AIA 19.3 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 30.4 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 17.1 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 21.1 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 13.1 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 33.5 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 9.4 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 16.0 nm
Haute résolution | Vidéo
Pas de données
SDO AIA 17.0 nm
Haute résolution | Vidéo
  Pas de données
SDO AIA 45.0 nm
Haute résolution | Vidéo
 

Pas de données
SDO AIA Com 211-193-171
Haute résolution

Pas de données
SDO AIA Com 304-211-171
Haute résolution

Pas de données
SDO AIA Com 094-335-193
Haute résolution

Pas de données
SDO AIA Com 181-HMI
Haute résolution

 

Images actuelles du Soleil prises avec le télescope d'ultraviolet extrême (EIT, Extreme ultraviolet Imaging Telescope) de la sonde SOHO, en différentes longueurs d'onde. Appuyez sur chaque image pour visualiser une photographie de haute résolution. Source:: SOHO/NASA-ESA.

 

Pas de données
SOHO EIT 17.1 nm
Haute résolution | Vidéo

Pas de données
SOHO EIT 19.5 nm
Haute résolution | Vidéo

Pas de données
SOHO EIT 28.4 nm
Haute résolution | Vidéo

Pas de données

SOHO EIT 30.4 nm
Haute résolution | Vidéo

Images actuelles du Soleil prises avec le mesureur spectrométrique de grand-angulaire de la couronne solaire à bord de la sonde SOHO. L'image C2 montre la couronne solaire intérieure, jusqu'à 8,4 millions de km du Soleil. L'image C3 montre la couronne solaire extérieure, jusqu'à 45 millions de km du Soleil. Les mesureurs de la couronne solaire permettent visualiser les grandes éruptions et les éjections de masse coronale (CME) du Soleil. Appuyez sur chaque image pour visualiser une photographie de haute résolution. Source:: SOHO/NASA-ESA.


Pas de données
SOHO LASCO C2 (Couronne intérieure)
Haute résolution | Vidéo

Pas de données
SOHO LASCO C3 (Couronne extérieure)
Haute résolution | Vidéo

 

Image de la couronne solaire prise avec le mesureur de la couronne solaire du observatoire de grande altitude de Mauna Loa (Hawaii). Le mesureur de coronne permet d'avoir une vision claire des éruptions solaires qui générent le vent solaire à plus hautes vitesses.

 

 

Pas de données

Image actuelle de la couronne solaire
Source: Mauna Loa Solar Observatory

 

 

 

Activité Solaire


Indice du flux solaire et tâches solaires

Les émissions du Soleil dans les bandes radio des centimètres sont dues principalement au plasma coronal attrapé dans les champs magnétiques qui éxistent dans les régions actives du Soleil. Il y a par conséquent un rapport entre le niveau d'activité du Soleil et cettes émissions, qui s'exprime avec l'Indice de Flux Solaire (Solar Flux Index), connu par les sigles SFI ou F10.7. Le SFI est une mesure du flux solaire par unité de fréquence à une longueur d'onde de 10,7 cm (2800 MHz). Des valeurs élevés de SFI impliquent des ouvertures de propagation dans les bandes les plus hautes de HF.

 

Pas de données

Évolution du SFI pendant les derniers jours (ligne rouge)
Source: NOAA/N0NBH

Les courbes montrent l'évolution des paramètres suivants pendant le dernier mois:
- Ligne verte: flux de protons solaires mesuré à la ligne He II 30.4 nm (NASA SDO EVE).
- Ligne bleue: flux de protons solaires mesuré à la ligne He II 30.4 nm (NASA SOHO CELIAS SEM).
- Ligne rouge: SFI mesuré par le Dominion Radio Astrophysical Observatory (Canada).
- Ligne jaune: nombre de tâches solaires (SN) mesuré par l'Observatoire de Boulder (NOAA), formule Wolf.

La valeur du SFI est mise à jour tous les jours à 21:00 UTC à travers de la station WWV de la NOAA.



Une autre manière de quantifier l'activité du Soleil en un instant déterminé consiste en le calcul du nombre de tâches solaires (SSN, Sun Spot Number), qui peut être réalisé à travers de différents méthodes. Les tâches solaires sont régions du Soleil qu'irradient à peu près la moitié d'énergie que le reste de la surface solaire. À plus nombre de tàches, le processus d'ionisation de la ionosphère est plus intensif et par conséquent la plus haute fréquence utilisable (MUF) augmente. Il y a une forte correlation entre le SFI et le SSN.

 

 

Pas de données

Image actuelle du Soleil avec l'appareil-photo doppler Michelson (MDI)
Source: SOHO/NASA

 

Dernière image du Soleil prise avec l'instrument doppler Michelson (MDI) de la sonde SOHO de la NASA, où on peut distinguer les tâches et groupes de tâches solaires actuels. Pendant le minimum de chaque cycle solaire le nombre de tâches solaires se reduit substantiellement, et même celles-ci peuvent disparaître. Chaque cycle solaire peut être identifié par la polarité magnétique des tàches solaires: les tâches d'un hémisphère solaire fixé (Nord ou Sud) auront la même polarité à travers d'un cycle, alors que les tâches du hémisphère opposé auront la polarité inverse. Au moment où chaque cycle solaire de 11 années se termine, le Soleil inverse sa polarité et les tâches inversent son orientation.

 

 

Pas de données

Image actuelle du Soleil en 284 Å, prise avec l'Extreme UV Imaging Telescope (EIT)
Source: SIDC & SOHO/NASA

Dernière image du Soleil en la bande de 284 Å, prise avec le télescope d'ultraviolet extrême EIT, de la sonde SOHO de NASA/ESA, qui montre les régions NOAA du Soleil et les groupes Catania de tâches solaires. Appuyez sur l'image pour obtenir une photographie interactive avec des renseignements détaillés sur chaque tâche solaire.

L'Observatoire de Mount Wilson en Californie fait le classement des tâches solaires suivant:


Type Description
Alpha Groupe unipolaire de tâches solaires
Beta Groupe bipolaire de tâches solaires, avec une division simple et distinctive entre les deux polarités
Gamma Région active complexe dans laquelle les polarités positive et négative ont une distribution suffisamment irrégulière comme pour empêcher son classement comme groupe bipolaire
Beta-Gamma Groupe de tâches solaires qui est bipolaire mais suffisament complexe comme pour ne pas pouvoir tracer aucune ligne continue entre tâches de polarités opposées
Delta Qualifieur de classes magnétiques indiquant que les ombres séparées par moins de deux degrés à l'intérieur d'une pénombre ont polarité opposée
Beta-Delta Groupe de tâches solaires qui appartient au classement magnétique général Beta mais qui en plus contient une ou plus tâches du type Delta
Beta-Gamma-Delta Groupe de tâches solaires qui appartient au type Beta-Gamma mais qui en plus contient une ou plus tâches du type Delta
Gamma-Delta Groupe de tâches solaires qui appartient au type Gamma mais qui en plus contient une ou plus tâches du type Delta

 

Le nombre de tâches solaires est nécessaire comme paramètre pour beaucoup de logiciels de calcul de propagation dans la bande de HF et peut être fourni en formats différents. On offre un lien au Centre National de Données Géophysiques de la NOAA, où on peut obtenir le nombre de tâches solaires actuel en différents formats, comme le ISN (Nombre de Tâches Solaires International, compilé par le centre SIDC en Belgique), Nombre Américain Relatif de Tâches Solaires, données anciens sur tâches solaires et Nombre de Groupes de Tâches Solaires.




Note pour utilisateurs de VOACAP: veuillez utiliser la Moyenne Glissante du Nombre de Tâches Solaires Internationale, à travers de ce lien: Smoothed International Sunspot Number at NGDC

 

Pas de données

Pas de données

Cycle de tâches solaires - Mis à jour une fois tous les mois
Source: SIDC

Les courbes montrent l'évolution du nombre de tâches solaires pendant les dernières années. On peut distinguer que ce nombre suit des cycles avec une duration estimée de 11 années. Pendant les pics des cycles il y a un nombre plus haut de tâches solaires et les conditions de propagation améliorent. Puisque certaines tâches solaires peuvent être groupées, dans le calcul total on utilise le "nombre de Wolf", qui met en considération les groupes et les tâches isolées. À l'heure actuelle, nous sommes dans le cycle solaire 24.

 

 


 



Interaction Soleil-Terre

Vent Solaire et Champ Magnétique Interplanétaire | État de la Magnetopause

 

Vent Solaire et Champ Magnétique Interplanétaire

Le vent solaire se compose de particules avec charge électrique dont l'origine est une flambée solaire. Cettes particules voyagent à très grande vitesse vers la Terre. Bien que la magnetosphère fonctionne comme un bouclier protecteur, si les flambées sont très intenses une partie du vent frappera l'ionosphère et affectera les communications satellite et en HF

 

No Data

Derniers données de SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor)
Source: NASA/NOAA - Satélite ACE

Mesure pendant les dernières 6 heures des suivants paramètres du vent solaire: température (Temp, ºK), vitesse (Speed, km/s), densité de protons (Density, particules/cm3), angle entre le vecteur de l'IMF et le plan YZ en coordonnées GSM (Phi, degrés) et magnitudes de l'IMF (Bt, Bz). Plus d'info ici.

 

Pas de données

Données accumulées de vente solaire pendant les derniers 2 jours
Source: Université de Maryland - SOHO/NASA

Le champ magnétique interplanétaire (IMF, Interplanetary Magnetic Field) est le champ magnétique généré par le Soleil. Le Soleil effectue une rotation tous les 27 jours, raison por laquelle ce champ a la forme d'une spirale. La Terre génére son propre champ géomagnétique, qui s'étend dans une région de l'espace dénommée magnetosphère et qui fonctionne comme un bouclier protecteur face au vent solaire. La région de l'espace où les deux champs interactuent s'appelle magnetopause. Si le IMF arrive à la Terre vers le Sud, celui-ci annule une partie du champ géomagnétique et favorise l'apparition d'aurores et tempêtes géomagnétiques.



Pas de données

IMF total Bt - Mis à jour chaque 2 minutes
Source: Solar Terrestrial Dispatch
Pas de données

IMF en axe 'z' Bz - Mis à jour chaque 2 minutes
Source: Solar Terrestrial Dispatch


Le IMF est un champ vectoriel avec trois dimensions dénommées x, y et z. Le plan YZ est perpendiculaire au plan de l'écliptique (coordonnées GSM). En suivant cette système de coordonnées, si le composant Bz de l'IMF est négative, le IMF sera orienté vers le Sud de la Terre et s'il a une intensité suffisante pourra favoriser l'arrivée de tempêtes géomagnétiques à la Terre. Les courbes montrent le champ magnétique interplanétaire total (Bt) et le champ magnétique interplanétaire dans l'axe 'z' (Bz).

 

 

 

Interaction Soleil-Terre


État de la magnetopause

Pas de données

État de la magnétopause.
Source: ISTP/PIXIE

La magnetopause est l'interface de séparation entre la magnetosphère et l'espace interplanétaire. Normalement, celle-ci est placée à une distance d'environ 10 fois le rayon de la Terre en direction du Soleil. Cependant, pendant des épisodes d'activité solaire extrême cette distante peut être comprimée jusqu'à environ 6,6 fois le rayon terrestre.

Dans la figure, la Terre est placée au centre et celle-ci est illuminée du Soleil placé à gauche (non montré). Dans cette vue, nous regardons la Terre du espace d'une manière perpendiculaire au pôle Nord, c'est à dire, nous observons le plan equatorial d'au-dessus. Le vent solaire est supermagnétosonique par rapport à la Terre, raison pour laquelle une onde de choc se forme entre le vent et le champ magnétique de la Terre. Au moment où le vent solaire arrive à la magnétopause, il se ralentit et la pression du vent solaire tend à se compenser avec la pression du champ magnétique terrestre.

 

Pas de données

Emplacement actuel de la magnétopause
Source: NASA - SWMF, T. Gombosi et al.

 


 

 



Tempêtes de Radiation Solaire

 

Les événements à protons solaires (SPE, Solar Proton Events) ont lieu quand les protons émis par le Soleil sont accélérés à son proximité par effet d'une flambée solaire ou, quand ils sont loin du Soleil, para effet d'une onde de choc associée à une éjection de masse coronale (CME, Coronal Mass Ejection). Ces protons acquièrent des hauts niveaux énergétiques et au moment où ils frappent la Terre peuvent provoquer des tempêtes de radiation solaire. Cettes tempêtes apparaissent dans une période qui peut osciller entre 15 minutes et plusieurs heures après une flambée solaire et celles-ci peuvent avoir une duration comprise entre heures et jours, avec des possibles risques biologiques, à l'opération des systèmes spatiales, les radiocommunications et les systèmes de radionavigation.

Dans la bande de HF, on peut avoir des niveaux extra d'atténuation jusqu'à 1-4 dB chaque 1000 km. Dans les trajets polaires l'atténuation peut être extrême, en donnant lieu à des événements d'absorption dans la calotte polaire (PCA, Polar Cap Absorption). En cas d'une flambée d'importance, veuillez vérifier les Niveaux d'absorption en HF.


Tempêtes de Radiation Solaire


Moniteurs d'événements à protons solaires (SPE)

Les tempêtes de radiation solaire se quantifient en fonction des mesures du flux de particles (ions) avex un niveau énergétique égal ou supérieur à 10 MeV, en provenance du Soleil et provoqués par événements SPE.

 

Pas de données

Données accumulées du moniteur de particles chargées pendant les 2 dernières semaines
Source: Université de Maryland - SOHO CELIAS/MTOF

La figure montre la valeur de la quantité de particules chargées selon la formule de PM_Min. Le flux de vent solaire de température ou densité très hautes peut produire valeurs élevées de PM_Min, bien qu'on considére que les valeurs supérieurs à 6000 sont en rapport avec des éruptions solaires. En conditions normales (vent solaire calme), les valeurs sont au-dessous de 100. Les valeurs supérieurs à 100 sont indicatives d'une tempête de radiation solaire.

 

No Data

Données accumulées du moniteur de la densité de protons et électrons de basse énergie pendant les dernières 24 heures
Source: NOAA/SWPC - Satellite ACE

La figure montre les densités mesurées de protons et électrons dans chaque rang énergétique compris entre 35 et 1900 MeV. Les valeurs augmentent en situations de tempête de radiation solaire. La mesure est réalisée avec l'instrument RTWS EPAM (Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons) de la sonde ACE (Advanced Composition Explorer).

 


 

 



Tempêtes Géomagnétiques

Indice Kp | Indice Ap | Indice Dst


Entre un et quatre jours après une flambée solaire ou une éjection de masse coronale, un nuage de matière solaire et son champ magnétique interplanétaire associé arrivent à la Terre, provoquent la saturation de l'ionosphère et causent une tempête géomagnétique qui modifie l'état de la magnetosphère et de l'ionosphère. L'effet, qui est plus intense dans les régions équatoriales et au-dessus de 10 MHz, peut avoir durées du rang des heures (latitudes moyennes) ou même entre 10-20 jours (latitudes hautes). Les tempêtes géomagnétiques, par conséquent, sont plus fréquentes pendant les périodes de haute activité solaire, surtout après les événements d'éjections de masse coronale (CME). Les ondes radio de déterminées fréquences seront soumises à une absorption plus haute, un fait qui peut entraîner des évanouissements rapides et des trajets de propagation peu communs.

En radiocommunications, on peut avoir des variations négatives de la MUF (qui provoquent la fermeture des bandes les plus hautes de HF) ou variations positives de la MUF (qui peuvent provoquer une aumengtation de la portée dans la bande de VHF). Additionnellement, les niveaux d'absorption en HF sont plus hauts, surtout dans les bandes basses, raison pour laquelle des fermetures complètes de la bande de HF sont possibles. En cas de tempête géomagnétique, veuillez vérifier les Niveaux d'absorption en HF et les Variations de foF2 pour activité géomagnétique. Si vous êtes un utilisateur des communications NVIS, veuillez vérifier aussi les derniers Ionogrammes disponibles.

 

Tempêtes Géomagnétiques


Indice Kp

Le champ magnétique terrestre, ou champ géomagnétique, souffre des perturbations comme conséquence de l'interaction avec le champ magnétique interplanétaire (IMF). Cettes perturbations se mesurent avec magnétomètres installés en points différents de la Terre, en donnant lieu aux indices K. La combinaison des indices K mesurés par des différents magnétomètres chaque 3 heures donne lieu à l'indice planétaire Kp, qui se montre dans la courbe suivante, offerte par la NOAA.



No Data

Indice planétaire Kp pendant les deux derniers jours et prédiction à un jour - Mis à jour chaque 15 minutes
Source: NOAA/SWPC

La table suivante montre le rapport entre l'indice Kp, l'indice Ap (voir rubrique suivante) et l'échelle G de tempêtes géomagnétiques de la NOAA. La signification de chaque valeur se montre aussi.


Kp Ap NOAA Estado
Kp = 0 0 Sans tempête Champ géomagnétique inactif
Kp = 1 3 Sans tempête Champ géomagnétique très calme
Kp = 2 7 Sans tempête Champ géomagnétique calme
Kp = 3 15 Sans tempête Champ géomagnétique altéré
Kp = 4 27 Sans tempête Champ géomagnétique actif
Kp = 5 48 G1 Tempête géomagnétique mineure
Kp = 6 80 G2 Tempête géomagnétique modérée
Kp = 7 140 G3 Tempête géomagnétique sévère
Kp = 8 240 G4 Tempête géomagnétique très sévère
Kp = 9 400 G5 Tempête géomagnétique extrêmement sévère

 

 

 

Tempêtes Géomagnétiques


Indice Ap

En plus d'utiliser le paramètre Kp, les perturbations du champ géomagnétique se mesurent aussi avec un autre paramètre similaire, dénommé indice planétaire Ap. La courbe suivante montre l'indice planétaire Ap calculé en temps réel par la Agence Australienne du Climat Spatial (IPS):

 

Pas de données

Indice planétaire Ap pendant le dernier mois - Mis à jour chaque 24 heures
Source: IPS

Les valeurs de l'indice planétaire Ap s'interprétent de la manière suivante:


Ap Estado
0 < Ap < 30 Champ géomagnétique calme
30 < Ap < 50 Tempête géomagnétique mineure
50 < Ap < 100 Tempête géomagnétique majeure
Ap > 100 Tempête géomagnétique sévère

 


 

 



État de l'Ionosphère

Niveau d'ionisation (Cartes de TEC)

 

Niveau d'ionisation - Cartes de TEC

Le Contenu Total d'Électrons (TEC, Total Electron Content) donne une idée du niveau d'ionisation dans l'ionosphère. Son unité de mesure est le TECU (1 TECU = 10E+16 électrons par mètre carré). Les zones avec TEC haut indiquent l'apparition des phénomènes d'ionisation de différente provenance: photoionisation, absorption, etc.

 

 

Pas de données

Carte mondiale de contenu total d'électrons (TEC) - Mis à jour chaque 60 min
Source: IPS (modèle ionosphérique IRI-90)

 

Accès à la carte mondiale de TEC - Mis à jour chaque 5 min
Source: Jet Propulsion Laboratory (JPL)

 

Pas de données

Contenu total d'électrons (TEC) actuel en Europe - Mis à jour chaque 5 minutes
Source: SWACI

Pas de données

Prédiction à une heure du contenu total d'électrons (TEC) mondial - Mis à jour chaque 5 minutes
Source: SWACI

Les cartes se colorient par régions en fonction du TECU. Les couleurs les plus chauds indiquent un contenu d'électrons plus haut, par exemple, dans les zones d'incidence directe du Soleil (photoionisation). En règle générale, la fréquence critique de la couche F2 de l'ionosphère (foF2) sera plus haute si le TEC est haut. Ainsi, cettes cartes nous donnent une idée des heures du jour oú la foF2 peut avoir des valeurs plus ou moins élevées. Les cartes sont dérivées des mesures sur les porteuses du GPS.

 


 

 



Radiocommunications

Moniteurs de spectre | Absorption HF | Ionogrammes | foF2 | Variation foF2 | MUF(3000)
Calculs de MUF | Ligne grise | Fréquences Optimales de Travail (FOT)

 

Sin datos

Sin datos
Avis de
Communications HF
Sin datos
Évanouissement
de HF actuel
Sin datos
Avis d'évanouissement en HF
Sin datos
Absorption Polaire
(PCA)

Alertes IPS sur Radiocommunications en HF
Source: IPS

 

Radiocommunications


Moniteurs de spectre

Après une éruption solaire, le Soleil émet radiation électromagnétique intense en la bande des rayons X et en les bandes de radio. En arrivant à la Terre, cette dernière peut donner lieu à tempêtes de bruit, qui peuvent empirer le rapport signal sur bruit en systèmes de radiocommunications des bandes de HF, VHF et UHF. La duration de cettes tempêtes est de l'ordre de minutes à une heure, mais l'enchaînement d'événements peut provoquer durations supérieures. Les moniteurs de spectre analysent l'intensité des différents signals reçues en une bande de radiocommunications concrète et représentent le résultat graphiquement. De cette manière, ils peuvent nous donner une idée des meilleures fréquences de travail pour chaque heure du jour.

 

Pas de données

Spectrographe de Culgoora (Australie). 18-1800 MHz
Source: IPS

 

Pas de données

Spectrographe de Hiraiso (Japon). 25-2500 MHz
Source: NICT/Hiraiso Solar Observatory

 

Sin datos

Accès au spectrographe Calisto de Humain (Belgique). 45-387,6 MHz
Source: SIDC

 

Les images montrent plusieurs moniteurs de spectre des bandes de VHF et UHF, placés en Australie, Japon et Belgique. Prenez en compte que les tempêtes de bruit solaire affectent surtout les zones de la Terre directement illuminées par le Soleil (jour), raison pour laquelle on peut avoir des situations dans lesquelles des tempêtes ne soient pas détectées par aucun de ces instruments (nuit). En cas d'éruptions solaires, veuillez vérifier les zones de jour et de nuit, en employant la carte d'emplacement de la ligne grise.

 

 

Radiocommunications


Absorption en HF

Après une éruption solaire, les émissions de rayons X, les tempêtes de radiation solaire et les tempêtes géomagnétiques peuvent générer une augmentation du niveau d'ionisation de la couche D de l'ionosphère et provoquer des niveaux d'absorption des ondes radio HF qui peuvent être élevés. Par conséquent, on peut souffrir des évanouissements (fading) des communications dans toute la bande HF, spécialement aux fréquences plus basses.

 

Pas de données

Évanouissement actuel en HF dû à l'activité solaire - Mis à jour chaque 5 minutes
Source: IPS


Pas de données

Dernier évanouissement d'importance en HF (vérifier la date) - Mis à jour selon l'activité
Source: IPS

La figure montre la fréquence limitée d'absorption (ALF, Absorption Limited Frequency) ou minime fréquence d'une onde radio qui peut se propager en trajets d'environ 1500 km. Estimer le premier point de réflexion dans la ionosphère pour le trajet radio et identifier la ALF dans les contours. Si la fréquence à utiliser est au-dessous de cette valeur, il est très probable que le lien radio ne puisse pas être établi. Si la fréquence est au-dessus de la ALF, les probabilités de pouvoir établir de lien radio augmentent. La première carte offre des données en temps réel et la seconde est un registre du dernier événement d'importance (vérifier la date).

 

 

No Data

Prédiction globale d'absorption dans la couche D - Fréquence plus haute affectée par absorption de 1 dB
Source: NOAA/SWPC - DRAP2

 

No Data

Maximale fréquence affectée par absorption de 10 dB
Trajets radio par le Pôle Nord
Source: NOAA/SWPC - DRAP2

No Data

Maximale fréquence affectée par absorption de 10 dB
Trajets radio par le Pôle Sud
Source: NOAA/SWPC - DRAP2

 

Accès aux données de maximale fréquence affectée par absorpion de 1 dB, en format tabulaire (NOAA/SWPC)


Les trois cartes montrées au-dessus, fourniées par la NOAA, indiquent la maximale fréquence affectée (HAF) par absorption de 1 dB (carte mondiale) ou 10 dB (cartes des zones polaires), pour trajets de propagation complétement verticals. Les fréquences inférieures seront affectées par des niveaux d'absorption plus hauts. Dans la carte mondiale, le diagramme en barres à droite montre les niveaux d'absorption à différentes fréquences dans le point de la carte où les plus hauts niveaux sont enregistrés. Les données de ce diagramme sont ainsi valables seulement pour ce point. Pour calculer l'atténuation approximative totale dans un trajet HF dans d'autres zones et fréquences, veuillez utiliser le procédé suivant:
1) Estimez les coordonnées du premier point de réflexion ionosphérique dans le trajet.
2) Obtenez la HAF pour ce point des tables NOAA. Pour cette fréquence, l'absorption est:

A(HAF) = 1 dB.

3) Calculez l'absorption qui correspond à la fréquence opérationnelle "F" de votre lien HF:

A(Fver) = (HAF/F)^(3/2) x A(HAF) = (HAF/F)^(3/2) dB

4) Si l'angle de décollage de votre antenne est "T", l'absorption pour votre trajet oblique dans ce point est:

A(Fob) = A(Fver)/sin(T) dB

5) Répétez les calculs pour tous les points de réflexion ionosphérique de votre lien et faites l'addition totale.

 

No Data

Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 5 MHz
Source: NOAA/SWPC - DRAP2
No Data

Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 10 MHz
Source: NOAA/SWPC - DRAP2

No Data

Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 15 MHz
Source: NOAA/SWPC - DRAP2

No Data

Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 20 MHz
Source: NOAA/SWPC - DRAP2

No Data

Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 25 MHz
Source: NOAA/SWPC - DRAP2

No Data

Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 30 MHz
Source: NOAA/SWPC - DRAP2


Les six cartes montrées au-dessus, fourniées par la NOAA, montrent la prédiction d'absorption globale dans la couche D de la ionosphère aux fréquences 5, 10, 15, 20 et 25 MHz pour trajets de propagation complétement verticals (NVIS). Si l'angle de décollage de votre antenne est "T", l'absorption pour votre trajet oblique dans chaque point et à cette fréquence viendra donéee par:

A(Fob) = A(Fver)/sin(T) dB

Étant A(Fver) l'absorption observée dans la carte pour le trajet vertical et A(Fob) l'absorption calculée pour un trajet oblique. Remarquez que les cartes sont seulement valables pour les fréquences indiquées dans chaque case.

 

Pas de données

Absorption actuelle (dB) à 5 MHz

Pas de données

Absorption actuelle (dB) à 10 MHz

Pas de données

Absorption actuelle (dB) à 15 MHz

Pas de données

Absorption actuelle (dB) à 20 MHz

Pas de données

Absorption actuelle (dB) à 25 MHz


Pas de données

Absorption actuelle (dB) à 30 MHz


Cartes d'absorption actuelle (dB) à 5, 10, 15, 20, 25 et 30 MHz - Mises à jour chaque 5 minutes
Source: Solar Terrestrial Dispatch


Chaque carte montre les niveaux d'absoprtion actuels en dB pour la bande indiquée (5, 10, 15, 20, 25 et 30 MHz).

 

 

 

Radiocommunications


Ionogrammes

Si l'incidence de l'onde radio dans l'ionosphère est verticale or presque verticale (NVIS), cette onde se réfléchira dans la couche F2 pourvu que sa fréquence soit au-dessous d'une valeur connue comme fréquence critique ou fréquence de coupure de la couche F2 (foF2), qui peut être mesurée avec des ionosondes. Les ionogrammes suivants ont été calculés par les deux ionosondes qui offrent données publiques en Espagne: L'Observatoire de l'Ebro, à Roquetes (Tarragona) et l'Institut National de Technique Aérospatiale, à El Arenosillo (Huelva). Pour consulter les données d'autres ionosondes, veuillez utiliser la carte mondiale au-dessous.

 

Pas de données

Dernier ionogramme de la station de Roquetes (Tarragona) - Mis à jour chaque 2 minutes
Source: Observatoire de l'Ebro.


Pas de données

Dernier ionogramme de la station de El Arenosillo (Huelva) - Mis à jour chaque 5 minutes
Source: Institut National de Technique Aérospatiale (INTA)



L'interpretation de toutes les données d'un ionogramme est très complexe. Dans l'axe des abcisses on représente la fréquence (MHz) et dans l'axe des ordonnées on représente la hauteur virtuelle (km). Si on détecte la réflexion d'une onde à une fréquence déterminée, on répresente une trace aux coordonnées qui correspondent à la hauteur virtuelle et à la fréquence de l'événement de la réflexion. À gauche on peut voir des données empiriques, comme la fréquence critique foF2 (MHz) et d'autres données estimées comme la MUF standard pour liens radio de 3000 km (MUF(D)). Au-dessous on peut trouver une estimation de la MUF correspondant à différentes distances, un paramètre qui est très utile pour établir des liens radio entre des stations prôches à la ionosonde et autres stations placées aux distances indiquées, en utilisant des trajets obliques.

 

Réseau mondial d'ionosondes Lowell
Source: Center for Atmospheric Research, University of Massachussets Lowell

 


Radiocommunications


Cartes de foF2

En cas d'incidence de l'onde radio dans l'ionosphère d'une manière verticale ou presque verticale (NVIS), cette onde se réfléchira dans la couche F2 pourvu que sa fréquence soit au-dessous d'une valeur connue comme fréquence critique ou fréquence de coupure de la couche F2 (foF2), qui peut être mesurée avec des ionosondes. Les cartes suivantes sont expérimentaux et ont été élaborées en utilisant des données d'ionosondes en Australie, Japon, Afrique du Sud, Italie, Argentine et les États Unis.

 

Pas de données

foF2 actuelle - Carte mondiale - Mis à jour chaque 1 heure
Source: IPS

Pas de données

foF2 actuelle en Australasie - Mis à jour chaque 1 heure
Source: IPS

 

Dans chaque carte on montre une extrapolation de la foF2 pour chaque région à partir des données des ionosondes les plus proches. Cettes valeurs peuvent être utilisées comme MUF pour liens radio NVIS (Near Vertical Incident Skywave), c'est à dire, avec un angle de décollage très élevé et une portée jusqu'a 500 km.

 

 

Radiocommunications


Variation de la foF2 pour activité géomagnétique

Lorsque l'activité géomagnétique augmente comme conséquence d'une tempête géomagnétique provoquée par une éruption solaire ou une éjection de masse coronale, la fréquence critique foF2 de la couche F2 de l'ionosphère souffre des variations importantes qui peuvent affecter à l'établissement des liens radio, soyent NVIS ou de grande portée. Une tempête géomagnétique peut provoquer une augmentation du niveau d'ionisation de la couche F de l'ionosphère (foF2 et MUF plus hautes) ou même une diminution de ce niveau (foF2 et MUF plus basses).

 

No Data

Modèle STORM de correction empirique temporelle de l'ionosphère
Source: NOAA/SWPC

 

Le courbes, offertes par le SWPC de la NOAA, montrent le facteur d'échelle à utiliser avec la valeur moyenne de la foF2 en temps réel pendant des événements de tempête géomagnétique. Cette courbe nous donne une idée de l'influence d'une tempête géomagnétique sur la foF2 et la MUF, en montrant les tendances à la hausse ou à la baisse. Il y a deux courbes séparées pour l'Hemisphère Nord et l'Hemisphère Sud et dans chaque une d'elles on peut distinguer trois zones de latitude: 30º, 50º et 70º. Les valeurs égales à 1 indiquent une situation normale, c'est à dire, il n'y a pas de variations anomales de foF2. Pour obtenir la valeur exacte de la foF2 en temps réel, veuillez utiliser les derniers ionogrammes disponibles.

 


Radiocommunications


MUF(3000)

L'URSI défine la MUF comme "la fréquence maximale pour des transmissions ionosphériques en utilisant un trajet oblique, pour une système déterminée". Quand on utilise des trajets obliques, dans la pratique on aura une MUF différente pour chaque distance de lien. La carte suivante offre des données de la MUF pour liens radio de plus de 3000 km de longueur.

 

Pas de données

Prédiction de MUF en temps quasi réel pour trajets de plus de 3000 km - Mis à jour chaque 5 minutes
Source: Solar Terrestrial Dispatch

 

Cliquez ici pour apprendre à interpréter cette carte.

 

 

 

 

Radiocommunications


Calculs de MUF online

Logiciels gratuits disponibles sur Internet pour réaliser des calculs de MUF à partir des paramètres divers.

VOACAP Online
voacap.com

 

Outils de prédiction online
IPS Radio and Space Services

 

Calcul de MUF pour circuits radio
ESA/AMSAT - Projet Ionosfera

K1TTT MOF/LOF Propagation Program
David R Robbins (K1TTT)

 

 


Radiocommunications


Ligne grise

La ligne grise marque le seuil entre le jour et la nuit. La couche D de l'ionosphère, qui atténue les signals HF, disparaît rapidement du côté du crépuscule (à l'Est de la ligne grise), tandis qu'elle apparaît à nouveau du côté opposé. Ça provoque des conditions de propagation optimales pour les trajets radio HF qui suivent cette ligne.

 

 

Pas de données

Ligne grise - Recharger la page pour mettre à jour l'image
Source: Fourmilab Switzerland

On montre l'emplacement actuel de la ligne grise sur la carte mondiale. Cette carte est utile aussi pour identifier les zones géographiques potentiellement affectées par des événements solaires dans la zone de jour de la Terre, comme les évanouissements radio provoqués par de émissions de rayons X ou les tempêtes de bruit, qui peuvent être analysées avec des moniteurs de spectre.

 

 

 

 

Radiocommunications


Fréquences Optimales de Travail (FOT)

Fréquences Optimales de Travail (FOT) actuelles pour liens radio HF mondiales. Les FOT sont fiables pendant le 80% du mois correspondant, sauf dans le cas des événements en rapport avec le climat spatial: évanouissements radio, tempêtes de radiation solaire et tempêtes géomagnétiques.

USA Oeste USA Central USA Este Sudamérica Norte Sudamérica Central Sudamérica Sur Europa Occidental Europa Oriental Japón Australia India

Prédictions de FOT pour chaque zone géographique
Source: Propagation Resource Center - NW7US (HFRadio.org)

Veuillez sélectionner dans la carte la région où une des extrémités de votre lien radio est placée. Vous obtiendrez une table avec les fréquences optimales de travail pour établir des liens radio avec les autres régions.


Conditions dans la bande de 160 mètres (1,8 MHz)
pour trajets de moyenne et élevée latitude dans l'Hémisphère Nord.
Source: Solar Terrestrial Dispatch

 


 

 



Aurores Boréales et Australes

Prédictions

Les aurores boréales se produisent pendant des épisodes où le champ magnétique interplanétaire (IMF) a une intensité suffisante et son composant Bz s'aligne vers le Sud de la Terre. Le vent solaire entre par les pôles de la Terre et frappe les atomes et molécules des couches hautes de l'atmosphère, causant l'émission de radiation lumineuse en différents couleurs. L'activité des aurores boréales provoque une augmentation des courants électriques dans l'ionosphère, qui augmentent la probabilité de dégradation de la propagation pour les trajets qui passent à travers de l'aurore, au moyen d'un accroissement du niveau d'absorption des ondes radio, singulièrement dans la bande de 160 m.

 

Prédictions d'aurore

Les aurores boréales se produisent pendant des épisodes où le champ magnétique interplanétaire (IMF) a une intensité suffisante et son composant Bz s'aligne vers le Sud de la Terre. Le vent solaire entre par les pôles de la Terre et frappe les atomes et molécules des couches hautes de l'atmosphère, causant l'émission de radiation lumineuse en différents couleurs.


No Data

Denière prédiction d'Aurore Boréale (Pôle Nord)
Source: OVATION Auroral Forecast (NOAA)


No Data

Denière prédiction d'Aurore Australe (Pôle Sud)
Source: OVATION Auroral Forecast (NOAA)

 

Pas de données

Estimation d'activité aurorale visible - Mis à jour chaque 1 heure
Source: Solar Terrestrial Dispatch


Pas de données

Dernière prédiction d'aurore boréale
Source: Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks

Pas de données

Dernière prédiction d'aurore australe
Source: Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks

Les cartes indiquent une estimation des emplacements géographiques avec une majeure probabilité d'observation d'aurores boréales et australes.

 

 


 

 



Bulletins informatifs

NASA | NOAA | ESA | IPS | RAL | Ebro | IGN | Autres

 

National Aeronautics and Space Administration

Derniers bulletins informatifs émis par la NASA (États Unis):

ISWA - Integrated Space Weather Analysis System.

 



Bulletins informatifs


 

National Oceanic and Atmospheric Administration

Derniers bulletins informatifs émis par la NOAA (États Unis)::

NOAA/SWPC - Bulletis d'avis sur le climat spatial.

NOAA/USAF - Résumé conjoint USAF/NOAA sur l'activité solaire et géophysique d'aujourd'hui.

NOAA/SWPC - Progression du cycle solaire.

NOAA/SWPC - Page des utilisateurs Radio.

NOAA/SWPC - Climat spatial pour opérateurs de Services d'Aviation.

NOAA/NGDC (National Geophysical Data Center) - Service de données solaires.

 

Message d'alerte géophysique WWV - Mis à jour chaque 3 heures
Source: NOAA/NWS Space Environment Center

 



Bulletins Informatifs


Agence Spatiale Européenne (ESA)

Derniers bulletins informatifs émis par l'Agence Spatiale Européenne (ESA):

ESA - Climat Spatial aujourd'hui (Today's Space Weather)

ESA/AMSAT - Projet Ionosfera - Prédiction de propagation par bandes.

ESA/BAE Systems - Service Quotidien de Prédiction Ionosphérique (DIFs).

 



Bulletins Informatifs


IPS Radio and Space Services

IPS: Rapport sur propagation mondiale en HF.

IPS: Rapport mis à jour sur les derniers évanouissements en HF et flambées solaires dont la catégorie est supérieure à C8

IPS: Résumé et prédiction de conditions solaires.

 


 

Bulletins Informatifs


Rutherford Appleton Laboratory

RCRU/Rutherford Appleton Laboratory - Prévision ionosphérique à court terme (STIF).

 



Bulletins Informatifs


Observatoire de l'Ebro (Espagne)

Observatorio del Ebro

Données solaires (Nombre de Wolf moyenne mensuelle).

Magnétogrammes préliminaires - Station variometrique de Horta S. Joan (Espagne).

 

 

Bulletins Informatifs


Institut Géographique National (IGN, Espagne)

IGN

Dernier magnétogramme et valeurs préliminaires du indice K. Observatoire de San Pablo (Toledo, Espagne).

Tempêtes géomagnétiques plus significatives des dernières années. Observatoires de San Pablo et Güimar (Espagne).

 

 

 

Bulletins Informatifs


Autres bulletins

ACTIVITÉ SOLAIRE

NASA - Images actuelles du Soleil (SDO/AIA).

Rapport d'activité solaire du observatoire Big Bear (New Jersey Institute of Technology).

GÉOMAGNÉTISME

Indice Dst sur tempêtes géomagnétiques en temps réel (Université de Berkeley).

USGS - Programme national de géomagnétisme - Données géomagnétiques en temps réel.

AURORES BORÉALES

STD - Rapport horaire d'activité aurorale.

AuroraWatch.

Université John Hopkins - Derniers données aurorales.

LIGNE GRISE

Dx.qsl.net - Grey Line Map.

Worldtime.com - Grey Line.

PROPAGATION

ARRL - Courbes de propagation de QST.

DX World.net - Nouvelles du Soleil et Propagation.

Dx.qsl.net - Propagation.

Prédictions mensuelles de propagation de EA3EPH (Alonso Mostazo).

FOUDRES

AEMET (Agence Nationale de Météorologie) - Carte de foudre en Espagne pendant les dernières 6 heures.

 


 

 



Liens Web

Centres de Prédiction | Recherche et Éducation | Protection Civile | Radio-Amateur | Gouvernement d'Espagne

 

Centres de prédiction et observation



Portail Européen de la Météorologie Spatiale
ESA (Europe)

Centre de Prediction du Climat Spatial (SWPC)
NOAA (États Unis)


Web du Climat Spatial
Laboratoire Rutherford Appleton (Royaume Uni)


IPS Radio and Space Services
Gouvernement d'Australie


Observatorio del Ebro

Observatoire de l'Ebro
Espagne


CNIG-IGN

CNIG - Information géomagnétique
Institut Géographique National (Espagne)

No Data

Servicio Español de Meteorología Espacial
Espagne

 


 

 

Liens Web


Recherche et éducation

Portail Européen du Climat Spatial
COST 724 (Europe)

Centre de Prédiction du Climat Spatial (SWPC)
NOAA (États Unis)



Services Internationaux du Milieu Spatial (ISES)
FAGS


Centre National de Données Géophysiques
NOAA (États Unis)


Programme National du Climat Spatial
Programme inter-agences (États Unis)


Magazine Internationale Space Weather
AGU (États Unis)


Centre du Climat Spatial
Institut des Sciences Spatiales (États Unis)


SWENET - Réseau Européenne du Climat Spatial
ESA (Europe)


Comité des Études de Propagation
Radio Society of Great Britain (UK)


Groupe de VLF
Université de Stanford (États Unis)

 

 

 

 

Liens Web


Protection Civile (Espagne)

Direction Générale de Protection Civile et Urgences (DGPCE, Espagne)

REMER - Red Radio de Emergencia (Réseau Radio d'Urgence, Espagne)

 


 

Liens Web


Radio Amateur

Plan de Bandes Radioamateurs de la IARU - Région I (pdf)

Plan de Bandes Radioamateurs de la IARU - Région II

Plan de Bandes Radioamateurs de la IARU - Région III (doc)

 


 

Liens Web


Gouvernement d'Espagne

Tableau National d'Attribution de Fréquences Radio (CNAF, Espagne)

 


 

 



Notes

Le but de cette page est fournir des renseignements d'intérêt pour les utilisateurs des bandes radio HF.

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Le Moniteur de HF et Climat Spatial se recharge automatiquement tous les 15 minutes

Mise à jour: 13 JAN 2015.

 

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