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Accueil → Centre de Ressources de Radio HF → Moniteur de HF et Climat Spatial
Bienvenu(e) au Moniteur de Radio HF et Météorologie de l'Espace, une ressource pour l'analyse de l'interaction Soleil-Terre et de l'état de la propagation radio HF, avec des aplications en radio communications.
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 HF Central |
Climat spatial actuel 
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| Évanouissement HF | Tempête Géomagnétique | Tempête Radiation Solaire | ||
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| Probabilité Évanouissement HF R1-R3 |
Probabilité Évanouissement HF R4-R5 |
Probabilité Tempête Géomagnétique |
Probabilité Tempête Radiation Solaire S1> |
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 Alertes NOAA sur le climat spatial et prédiction prochaines 24, 48 et 72 heures.Mis à jour chaque 5 minutes. Source: NOAA/SWPC |
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| Avis de Communications HF |
Évanouissement de HF actuel |
Avis d'évanouissement en HF | Absorption Polaire (PCA) | |
| Alertes ASWAS sur Radiocommunications en HF Source: Australian Space Weather Alert System |
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Prédiction globale d'absorption dans la couche D - Fréquence plus haute affectée par absorption de 1 dBSource: NOAA/SWPC - DRAP2
Dernières données sur le Climat spatialSource: NOAA/SWPC
| Vent Solaire | |||
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| Champ magnétique interplanétaire et potentiel à l'ionosphère solaire | |||
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Dernières données sur le Climat spatialSource: Rice University
Table des matières
 Activité |
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 Tempêtes |
 Tempêtes |
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 Radio Communications |
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La météorologie de l'espace concerne multiple services dans la Terre, comme les radio communications, les systèmes radio navigation ou les routes des compagnies aériennes. Ce site web vous propose une visite organisée de manière séquentiel, commençant par l'analyse de l'activité dans le Soleil lui-même. Tout de suite, notre voyage avancera à travers le Système Solaire, en accompagnant la radiation solaire, le vent solaire et le champ magnétique interplanétaire jusqu'au son arrivée à la magnetosphère terrestre. Finalement, on verra les effets provoqués lors qu'ils arrivent à la Terre, la destination finale de ce voyage, à la forme de tempêtes de radiation solaire et tempêtes géomagnétiques, de même que leurs phénomènes associés comme les perturbations ionosphériques et les aurores boréales et australes, mettant l'accent sur l'impact sur les radio communications.
Au cours de ce voyage, nous analyserons les données en temps réel fournis par multiples Agences et Universités qui surveillent le climat spatial avec des sondes spatiales et des observatoires terrestres, comme NOAA, NASA, JPL, ESA, Australian BOM, DLR et SIDC, entre autres.
Activité Solaire
Rayons X solaires | Rapports et avis d'activité | Images du Soleil | Indice du flux solaire et tâches solaires
Le Soleil est l'étoile de notre Système Solaire, une étoile de type naine jaune avec une âge proche de 4,6 milliards d'années et un rayon environ de 696.340 km. Il est composé principalement d'hydrogène (90%) et d'hélium (10%), mais il y a aussi des autres éléments comme le carbone, l'oxigène ou le fer.
Dans la partie la plus intérieure, la température et la densité sont aussi élevées qui provoquent la fusion nucléaire de l'hydrogène. Cette processus libère énérgie et produit du hélium. L'énérgie se propage vers l'extérieur en forme de rayons X et d'autres types de radiation, en générant des courants éléctriques qui ont liés des champs magnétiques d'haute intensité.
La nature dynamique de ces processus provoque divers phénomènes, tels qu'éruptions, proéminences, trous coronals et éjections de masse coronale, dans lequels la radiation, le champ magnétique et des particules sont projetés à l'espace. En dépendant du lieu et de la forme qu'ils sont générés, ces phénomènes peuvent rattraper la Terre et les astronefs qui la tournent en orbite.
Dernière image du Soleil en UV - Mis à jour chaque 5 minutesSource: NOAA/SWPC - GOES 16 SUVI
Activité Solaire
Flux de Rayons X Solaire & Éruptions Solaires
La radiation en provenance des processus de fusion nucléaire dans le Soleil finisse par atteindre la Terre. Une partie de cette radiation a suffisant énergie pour exciter les molécules d'oxygène et d'hydrogène dans l'ionosphère, une couche de l'atmosphere entre environ 50-965 km d'altitude, 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, dans un processus dénommé ionisation. 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 8-20 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 radio. Les figures suivantes montrent des données en temps quasi-réel sur la densité de flux de radiation ionisante dans la bande des rayons X en provenance du Soleil et mesurée par les sondes GOES-16 et GOES-17 de la NOAA.
Flux de rayons X en provenance du Soleil durant les 24 heures dernières - Mise à jour chaque 15 minutesSource: NOAA/SWPC - Sondes GOES-16 et GOES-17
Flux de rayons X en provenance du Soleil durant les 7 jours derniers - Mise à jour chaque 24 heuresSource: NOAA/SWPC - Sondes GOES-16 et GOES-17
La figure montre la valeur en temps réel de la densité de flux de radiation ionisante (W/m2) dans la bande des rayons X, en provenance du Soleil et dirigée vers la Terre, mesurée par les sondes GOES-16 et GOES-17 de la NOAA. Les pics correspondent à des éruptions solaires, qui relâchent des énormes quantités de rayons X. 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 éruption de petite magnitude, le seuil M à une éruption 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 d'haute activité solaire dans le cycle solaire de 11 années. À plus intensité de l'éruption, plus grands niveaux d'atténuation par absorption dans la bande de HF, provoqués par le processus d'ionisation dans l'ionosphère. 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. Les figures ont été crées avec des données brutes fournis par la NOAA, en utilisant le paquet Python SunPy, qui a été désigné pour le traitement des données de la physique solaire.
Activité Solaire
Rapports d'activité solaire
Niveau d'activité solaire pendant le dernier mois. Mis à jour chaque 24h.Source: Solar Activity Plot - Australian Space Weather Alert System.
Big Bear Solar Observatory: Rapports quotidiens d'activité solaire.
Big Bear Solar Observatory: Avis d'activité solaire.
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.
 SDO AIA 19.3 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 30.4 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 17.1 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 21.1 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 13.1 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 33.5 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 9.4 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 16.0 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 17.0 nmHaute résolution | Vidéo |
 SDO AIA 45.0 nmHaute résolution | Vidéo |
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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.
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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.
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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.
Image actuelle de la couronne solaireSource: 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.
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.
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.
L'Observatoire de Mount Wilson en Californie fournit le suivant classement des tâches solaires:
| 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 les données suivantes, correspondantes à la Moyenne Glissante du Nombre de Tâches Solaires Internationale (courtoisie du SIDC, Royal Observatory of Belgium)
2024 06 2024.455 : 149.6 0 2024 07 2024.540 : 151.0 0 2024 08 2024.624 : 151.1 0 2024 09 2024.706 : 162.2 7.8 2024 10 2024.791 : 161.5 8.6 2024 11 2024.873 : 161.4 9.6 2024 12 2024.958 : 160.1 11.0 2025 01 2025.042 : 158.6 12.3 2025 02 2025.122 : 157.4 13.4 2025 03 2025.204 : 157.1 14.6 2025 04 2025.286 : 156.8 15.5 2025 05 2025.371 : 155.6 16.3 2025 06 2025.453 : 153.8 16.9 2025 07 2025.538 : 150.9 17.4 2025 08 2025.623 : 147.2 17.6 2025 09 2025.705 : 143.2 17.9 2025 10 2025.790 : 139.4 18.2 2025 11 2025.873 : 136.0 18.5
Cycle de tâches solaires - Mis à jour une fois tous les moisSource: SIDC, Royal Observatory of Belgium
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 25.
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.
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.
Données accumulées de vente solaire pendant les derniers 2 joursSource: 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.
Angle d'arrivée à la Terre and intensité de l'IMFSource: Australian Space Weather Alert System - sonde DSCOVR
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 graphiques montrent l'angle d'arrivée ("clock angle") du champ magnétique interplanétaire et son intensité ("clock hand"). La graphique change en couleur rouge si l'IMF vise vers le sud avec une intensité au moins de 15 nT, ce qui signale une situation favorable pour les tempêtes géomagnétiques.
Angle ("clock angle") en degrés:
Angle = 0 ---IMF Bz nord
Angle = 90 ---IMF By +ve
Angle = 180 ---IMF Bz sud
Angle = 270 --- IMF By -ve
Interaction Soleil-Terre
État de la magnetopause
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.
Pression actuelle sur la magnetosphèreSource: SWPC / University of Michigan Geospace Model
Dans les deux figures, la Terre est placée au centre et celle-ci est illuminée du Soleil placé à gauche (non montré). Dans la figure à gauche, 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. La figure à droite représente un plan perpendiculaire. 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.
Australian Space Weather Alert System: Modèle de la magnetopause.
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.
Données accumulées du moniteur de particles chargées pendant les 2 dernières semainesSource: 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.
Données accumulées du moniteur de la densité de protons et électrons de basse énergie pendant les dernières 24 heuresSource: 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.
Indice planétaire Kp pendant les deux derniers jours et prédiction à un jour - Mis à jour chaque 15 minutesSource: 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 figure suivante montre l'indice planétaire Ap calculé en temps réel par le Système Australien d'Alerte du Climat Spatial:
Indice planétaire Ap pendant le dernier mois - Mis à jour chaque 24 heuresSource: Australian Space Weather Alert System
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.
Carte mondiale de contenu total d'électrons (TEC) - Mis à jour chaque 60 minSource: Australian Space Weather Alert System (modèle ionosphérique IRI-90)
Accès à la carte mondiale de TEC - Mis à jour chaque 5 minSource: Jet Propulsion Laboratory (JPL)
Contenu total d'électrons (TEC) sur Europe en temps quasi-réel - Mis à jour chaque 5 minutesSource: IMPC/DLR (Allemagne)
Prédiction à une heure du contenu total d'électrons (TEC) mondial - Mis à jour chaque 5 minutesSource: IMPC/DLR (Allemagne)
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)
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| Avis de Communications HF |
Évanouissement de HF actuel |
Avis d'évanouissement en HF | Absorption Polaire (PCA) | |
| Alertes ASWAS sur Radiocommunications en HF Source: Australian Space Weather Alert System |
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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.
Spectrographe de Yamagawa (Japon). 70-9000 MHzSource:NICT/Hiraiso Solar Observatory
Spectrographe de Humain (Bélgica). Bandes de 300, 600, 1000, 1200 y 1400 MHz.
Source: Humain Radioastronomy Station, Royal Observatory of Belgium
Accès au spectrographe Calisto de Humain (Belgique). 45-387,6 MHzSource: 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.
Évanouissement actuel en HF dû à l'activité solaire - Mis à jour chaque 5 minutesSource: Australian Space Weather Alert System
Dernier évanouissement d'importance en HF (vérifier la date) - Mis à jour selon l'activitéSource: Australian Space Weather Alert System
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).
Prédiction globale d'absorption dans la couche D - Fréquence plus haute affectée par absorption de 1 dB Source: NOAA/SWPC - DRAP2
 Maximale fréquence affectée par absorption de 10 dBTrajets radio par le Pôle Nord Source: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Maximale fréquence affectée par absorption de 10 dBTrajets radio par le Pôle Sudr Source: NOAA/SWPC - DRAP2 |
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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.
 Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 5 MHzSource: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 10 MHzSource: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 15 MHzSource: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 20 MHzSource: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 25 MHzSource: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Prédiction globale d'absorption dans la couche D à 30 MHzSource: 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.
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.
Dernier ionogramme (non vérifié) de la station de Roquetes (Tarragona) - Mis à jour chaque 10 minutesSource: Observatoire de l'Ebro.
Dernier ionogramme de la station de El Arenosillo (Huelva) - Mis à jour chaque 5 minutesSource: 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.
foF2 actuelle - Carte mondiale - Mis à jour chaque 1 heureSource: Australian Space Weather Alert System
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).
Modèle STORM de correction empirique temporelle de l'ionosphèreSource: 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.
Prédiction de la MUF pour trajets de plus de 3000 km - Mise à jour chaque 15 minutesSource: K2CG (prop.kc2g.com)
La carte a été développée par Andrew Rodland (K2CG), au moyen d'un project open source disponible en Github et présenté à la conférence HamSCI 2021. Le project utilise des donneés de NOAA NCEI et GIRO. Les chiffres dans les cercles représentent la MUF(3000) calculée par les ionosondes correspondantes. À partir de ce cettes mesures, la carte MUF(300) est générée en utilisant l'interpolation. Si vous voulez calculer votre MUF en utilisant la carte:
TRAJETS DE 3000 km: Estimer le point milieu du trajet et trouver la fréquence correspondante en utilisant l'échelle des couleurs.
TRAJETSDE 4000 km: Estimer le point milieu du trajet, trouver la fréquence correspondante en utilisant l'échelle des couleurs et multiplier ce valeur par 1.1.
TRAJETS DE PLUS DE 4000 km: Diviser le trajet en segments identiques de 3000 km ou 4000 km (choisir l'alternative qui fournit le meilleur ajustement). Choisir les segments à chaque extrémité el calculer leur MUF en utilisant les méthodes décrits ci-dessus. La MUF du traject complet sera le nombre le plus petit.
Radiocommunications
Calculs de MUF online
Logiciels gratuits disponibles sur Internet pour réaliser des calculs de MUF à partir des paramètres divers.
VOACAP Online |
Outils de prédiction online |
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.
Ligne grise - Recharger la page pour mettre à jour l'imageSource: Fourmilab Earth and Moon Viewer
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.
Prédictions de FOT pour chaque zone géographiqueSource: 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.
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.
Denière prédiction d'Aurore Boréale (Pôle Nord)Source: OVATION Auroral Forecast (NOAA)
Denière prédiction d'Aurore Australe (Pôle Sud)Source: OVATION Auroral Forecast (NOAA)
Dernière prédiction d'aurore boréaleSource: Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks
Dernière prédiction d'aurore australeSource: 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.
Liens Externes
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Le Moniteur de HF et Climat Spatial se recharge automatiquement tous les 15 minutes
Mise à jour: 18 MAI 2022.
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