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Flux solaire

Flux solaire

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SFI = Solar Flux Index. Le flux solaire est une indication de l'activité solaire qui affecte la Terre. Plus précisément, on pointe une antenne vers le soleil et on prend une mesure du "bruit" que l'on reçoit (le flux solaire) à la fréquence de 2,8GHz.Le SFI va de 50 à 300. Il indique la « puissance » du bruit radio solaire. Au delà de 150, on considère que de bonnes conditions apparaissent en HF et que les bandes amateurs HF dites supérieures 24 et 28 MHz seront ouvertes pour permettre des liaisons à grandes distances à faible puissance. Toutefois, il faut observer des valeurs élevées de flux solaire durant plus de 2 ou 3 jours consécutifs avant de constater une amélioration des conditions de propagation HF.
SN = Sun Spot Number Il s'écrit en abrégé SN ou SSN. Il va de 0 à 300.  Il indique les taches solaires individuelles et en groupes. Au delà de 100, on considère que de bonnes conditions apparaissent en HF, et dès 150 que les bandes amateurs HF dites supérieures 24 et 28 MHz  ainsi que 50 MHz seront ouvertes pour permettre des liaisons à très grandes distances et à faible puissance. Ilest assez rareque nous voyonsplus de 200taches solaires! Si cela venait à se produire, courrez allumer votre récepteur. En 1994 le SSN a remplacé le nombre de Wolf qui ne prenait en compte que le nombre de groupes.
A Index : C'est la moyenne sur 24 heures des 8 observations toutes les 3 heures de l'activité géomagnétique. Il va de 0 à 40. 10 est déjà un chiffre très élevé. Il sert d'indicateur pour une tendance à moyen terme.
K Index : C'est l'activité géomagnétique sur une période de 3 heures comparée à des conditions calmes. Il varie de 0 à 9. Une valeur de 0 indique le calme plat, celle de 9 une perturbation extrême.  L'indice K est une mesure logarithmique. Il sert d'indicateur pour une tendance à court terme.
Un indice K = 2 ou moins est propice à la propagation HF car l'absorption sera minimale.
Des valeurs de K élevées amènent des possibilités de propagation aurorale en VHF au prix d'absorption accrue sur la HF. Le chiffre pourra être accompagné d'une mesure en nano Tesla (nT) obtenue avec un magnétomètre, ou "Plntry" (Planetary) si l'indice obtenu provient du  calcul d'unemoyenne pondérée desindices Kà partir d'unréseau d'observatoires géomagnétiques.
Relation entre les indices A et K. On prend la valeur de K et on regarde celle qui correspond à A. Si 8 observations consécutives se chiffraient chacune avec un indice K = 2 (calme), la moyenne quotidienne résultante serait un Indice A=7.

Indice A Indice K Activité géomagnétique
0 0 calme
2 1 calme
3 1 calme
4 1 calme à agitée
7 2 agitée
15 2 active
27 4 active
48 5 orage mineur
80 6 orage modéré
132 7 orage important
208 8 orage violent
400 9 orage extrême

 
X-Rays : On classe le rayonnement X éruptif du soleil en 5 classes croissantes : A> B > C > M > X. Le classement est réalisé selon la densité en W/m² reçu par la face terrestre exposée.
Chaque lettre est suivie d'un nombre multiplicateur. Une éruption de Classe M peut nuire brièvement à la propagation radio en provoquant ce qu'on appelle un «évanouissement» de la propagation pendant plusieurs minutes. Une éruption de Classe X perturbe pendant plusieurs heures la propagation des ondes radio sur une large partie du spectre hertzien. Les valeurs vont de A1= 1/10ème μW/cm² à X10=1mW/cm².
A1 à B9 = Pas ou très peu d'impact sur les signaus hf - C1 = Faible absorbtion des signaux HF - M1 = Quelques pertes de contact radio sur le côté ensoleillé de la terre. - M5 = Évanouissement HF limité sur le côté ensoleillé pour un dizaine de minutes - X1 = Large évanouissement HF jusqu'à 1 heure sur le côté ensoleillé - X10 = Évanouissement HF sur la plupart du côté ensoleillé de la terre pendant 1 à 2 heures - X20 = Évanouissement HF complet sur toute la surface ensoleillée de la terre durant des heures. S'il y a une déflagration majeure au niveau du soleil et que l'énergie mesurée dans la bande des rayons X augmente, on peut s'attendre à une augmentation prochaine des indice A et K.

 304A : Image de la photosphère à 304 Ångström (30,4nm). Le nombre associé représente  la force relativedu rayonnement solairetotale à cette longueur d'onde,émisprincipalement parl'hélium ionisédansla photosphère dusoleil.          @SEM= SoHO Satellite instrument    @EVE = new Solar Dynamics Observatory, using the EVE instrument,

Ptn Flx : Flux de Protons. Densitédeprotons chargésdans le vent solaireNoté en MeV ou en particules/cm² ????. Plage non décrite, va de 0 à une valeur inconnue. Plus le nombre est grand, plus grand est l'impactsur l'ionosphère.Impacte principalement lacouche Ede l'ionosphère.Mise à jourtoutes les heures.

Elc Flx : Flux d'électrons.  <1.0e+00 = Normal. Pas d'impact sur la HF    <1.0e+1 = Normal. Pas d'impact en HF     <1.0e+2 = Active. Impact mineur en HF dans les régions polaires.     <1.0e+3 = Active. Propagation HF dégradée dans les régions polaires.      >1.0e+3 = Alert.  Évanouissement partiel à complet en HF dans les régions polaires.

Les effets des flux de protons et d'électrons sont assez complexes , en fonction de nombreux paramètres , mais en un mot : de faibles niveaux de protons, lorsque le champ magnétique est calme, aident à « recharger » la ionosphère ,améliorant ainsi les conditions de propagation, surtout de ​​160m à 40m la nuit, où ces protons sont la principale source d' ionisation de la couche E (et dans une moindre mesure , la couche F2) qui prend en charge la propagation de nuit sur ​​ces bandes. Mais un trop grand nombre (plus de environ 1,00 +01) peut conduire à des conditions de bande de la couche F2 instables , en particulier sur les pôles. Les Éjections de masse coronale permettront d'accélérer un grand nombre de protons bien en avance sur la masse coronale elle-même,  ceux-ci peuvent arriver sur Terre dans les heures suivant l' apparition de l'éruption. Lorsque cela se produit , un événement d'absorption de la calotte polaire aura presque toujours lieu, conduisant à un son " liquide " (de canalisations) dans les signaux SSB se propageant via des chemins polaires , en particulier ceux sur le côté ensoleillé , en passant par les zones aurorales . Les bandes de fréquences inférieures , en particulier 80m  et 40m , connaîtront des niveaux de bruit élevés.

Après l'événement proton, et le passage de la masse coronale lui-même ( ce qui entraînera des numéros de champs magnétiques importantes fluctuations et des conditions de groupe très instables ) , la prochaine vague sont les électrons, qui peuvent durer plusieurs heures à plusieurs jours . Lorsque le flux d'électrons augmente suffisamment élevée (supérieure à environ 1,00 +03 sur le graphique ) , et la composante Bz est fortement négative dans le même temps , les électrons solaires ont tendance à remplacer les protons et d'autres ions dans l'ionosphère et conduire à une amélioration , si conditions de la bande plutôt étranges . Dans ces conditions, où la «couche F3 " est dit être ionisé , 10m par 30m peut ouvrir à toute la moitié éclairée par le soleil du monde et rester ouverts pendant plusieurs heures après le coucher du soleil ( avec 30m et 20m en restant ouvert toute la nuit ) , et nord-sud chemins ( transéquatoriale ) particulièrement forte , mais en même temps , 40m par 80m connaîtra signaux faibles avec rapide et profond QSB , et beaucoup de " poêle à frire " bruit - autant que S6 ou plus. Ouvertures transéquatoriale 6m et 10m se produisent fréquemment dans ces conditions en raison de l'ionisation de la couche F3. Ces conditions sont souvent accompagnées par des événements d'absorption dans la calotte polaire si le flux d'électrons est suffisamment élevée . Ces " tempêtes électrons " suivent souvent dans le sillage des éjections de masse coronale , donc regarder les nouvelles de la météo spatiale pour des informations sur ces dernières éjections de masse coronale qui peuvent causer ces conditions inhabituelles plusieurs jours après l'événement d'éjection , puis commencer à regarder ce numéro de flux d'électrons d'augmenter. Lorsque c'est le cas , commencer à vérifier les bandes de ces conditions inhabituelles. Vous pouvez être la seule personne sur la bande large de travail ouvert certains DX rare!
    

Aurora : Les particules du vent solaire piégées dans le champ magnétique terrestre  provoquent les aurores polaires lorsqu'elles pénètrent dans l'atmosphère terrestre à proximité des pôles. C'est un plasma gazeuxse produisant àenviron 100 kilomètres au-dessus du sol. Le premier nombre est un indice allant de 1 pour 10 gigawatts, à 10 pour 100 gigawatts. Leur croissance est logarithmique. Le second nombre n= est l'indice de confiance de la probabilité (1<>5). Le"n="nombre est la«normalisation»- ce qui signifiequelle confiancepeutêtre accordée au nombre principal.  Un "n" de plus de 2 signifie que les chiffres doivent être considérés avec scepticisme.Cesparamètres sont mesuréspar lesatellitePOES, qui estsur ​​une orbitepolaireterrestre basse, ne pouvant donc effectuer ses mesures que toutes les 90 minutes, d'où l'incertitude. Plus l'indice est important, plus le "long path" sera privilégié aux fréquences hautes.

Aur Lat : Indique la latitude minimale de l'actuelle activité aurorale. Généralement comprise entre 30 et 60°N. Elle est notée en Vert dans le tableau. L'activité est faible pour des latitudes >60°N. Elle est notée en Rose dans le tableau.

Mag Bz :La composanteBzestla force et ladirection du champmagnétique interplanétaire.Elle est déterminée parl'activité solaire,etvarieentrepositive (même direction quele champ magnétique dela Terre) etnégative(polarité magnétique opposée).Quand elleest fortement négative,le champ magnétique terrestretend às'annuler,ce qui contribue aubombardement de l'ionosphèrede la Terre par les particules solaires. Lorsque le champ magnétique interplanétaire pointe vers le sud (Bz), il y a de fortes chances d'apparition de perturbations ce qui fera grimper l'indice A.

SW : Solar wind. C'est la vitesse du vent solaire notée en km/s. L'échelle des vents solaire s'établit entre 400 et 800 km/s. Il est proportionnel au flux de plasma éjecté. Plus la vitesseest grande, plusla pression est exercéesur l'ionosphèrepar le vent solaire,et sila pression du ventsolaireest suffisamment élevée,l'ionosphèreest"soufflé",entraînant desévanouissementsou des extinctions des signaux, en particulier surles bandesde fréquences plus élevéesdurant le jour.La nuit, la propagationsur les bandes80et 60mètrespeut effectivementêtre améliorée.

VHF conditions : Aurora - 6/4/2m EsEU= Sporadique E sur l'Europe  - 2m EsNA= Sporadique E sur Nortern America. MUF : Gris = Pas de sporadique E / Bleu = Sporadique @6m / Vert = @4m / Orange = possible sous conditions @2m / Rouge = @2m  - MS (Météor Scatter) : Utiliser le graphe en dessous pour connaître l'activité.

HF conditions : Geomag field =  Noté inactive, vr quiet, quiet,....      Sig Noise Lvl =  Niveau de bruit. Noté en .S (S0-S1, S1-S2,...)      MUF US Boulder = MUF calculée à Boulder Colorado USA      Solar Flare Prb = Probabilité (%) des explosions solaires

 Nota : Ce document est en cours d'élaboration.


 304 Å

 Source : NASA/SOHO  (Solar and Héliosphéric Observatory)

L'EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) à 304 Ångström* (Image ultra-violet) montrant le Soleil en direct! Le Soleil est à 150 millions de kilomètres de la Terre. Ces images nous proviennent du satellite SOHO (lancé le 02déc95), qui est en orbite autour du Soleil. SOHO est stationné  à 1.500.000 km de la Terre.
L'EIT nous montre la matière solaire à différentes températures selon la longueur d'onde. Les images prises à 304 Ångström donnent une image orange de la photosphère dont la température est d'environ 6000°C. Le noyau du soleil atteignant la température de 16 millions de °C!

SOHO est un projet de coopération internationale entre l' SOHO  et la  SOHO
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* 1 Ångström (1Å) est une unité de mesure valant 10-8cm. 1Ångström a une taille de l'ordre de l'atome.

 
 
 



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