Propagation en Hautes Fréquences

Propagation HF - André F6EWX - Jean-Marie F5AQB - Radio-Club F6KJJ MJC du Pays de Tullins (38) - 14/11/2008 - page 1

Propagation en Hautes Fréquences

André F6EWXJean-Marie F5AQBTullins 14/11/2008


Propagation

• Le principe de la propagation des ondes a été découvert par James Clerk Maxwell en 1870. Le physicien écossais à rédiger 4 lois (connues sous le nom des quatre équations de Maxwell) décrivant ainsi en quatre formules mathématiques le phénomène de la propagation des ondes.

• La propagation des ondes électromagnétiques est réalisée par ondes de sol (ou de surface) et par ondes de ciel (usage des couches ionisées de l’atmosphère)

• La propagation par onde de sol est surtout utilisée en radiodiffusion dans le domaine des grandes ondes et des ondes moyennes, à l’aide d’antennes verticales (donc en polarisation verticale)

• La propagation par le ciel (appelée plus communément propagation ionosphérique) est la plus utilisée dans les communications ’’DX’’ établies entre les radioamateurs de 3 à 30 MHz(Hautes Fréquences).

• C’est ce mode de propagation que nous allons traiter durant cet exposé.


Influence du soleil sur la propagation

• Le soleil est l’acteur majeur de la propagation des ondes électromagnétiques. Il est constitué d’hydrogène fortement compressé.

• Il est actif et génère en permanence de l’énergie due à une fusion thermonucléaire permanente (deux atomes d’hydrogène produisent un atome d’hélium), avec production de rayons gamma

• Les rayons gamma en s’écartant des masses d’hydrogène deviennent des rayons X, puis des rayons ultraviolets et enfin de la lumière en surface

• L’énergie diffusée par le soleil arrive sur la terre sous trois formes :– Ultraviolet– Lumière visible– Infrarouge


Etendue de l’activité solaire

Ces différentes actions de l’activité solaire ont été répertoriées entre 1994 et 1995 par la sonde spatiale Ulysse qui survola les pôles du Soleil.


Activité solaire

Une éruption solaire, à comparer avec la taille de la terre

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060807.html


Indices solaires – Nombre de Wolff

• La surface du soleil est "tachée". Ce phénomène a été observé pour la première fois en 1749 à Zurich par H. Wolff; il en a découlé que le nombre de taches observées s’appellerait le nombre de Wolff (SunSpots Number ou SSN).

• Depuis cette date on comptabilise tous les jours le nombre de taches pour en calculer des valeurs moyennes mensuelle et annuelle.

• Le nombre de tâches solaires évolue suivant une période de 11 ans en moyenne :– La première période – cycle 1 – a été observé en 1755– Le cycle 24 a commencé début 2008, avec un pic prévu vers

2011 – 2012• Depuis 1947 l’activité solaire est aussi mesurée par le flux

radioélectrique solaire (flux solaire)


Indices solaires - Flux solaire

• L’unité de mesure du flux solaire est le Watt / m² pour une bande passante de 1 Hz. A l’origine la mesure était faite à 2800 MHz (10,7 cm). Des mesures sont également faites entre 245 Mhz et 14500 Mhz.

• Il existe une table de correspondance entre le nombre de Wolff et le flux solaire : Flux Solaire ≈ 67 + (0,88 x Nbre de Wolff)

• Le flux solaire varie de 50 à 300. Un flux solaire important signifie de bonnes conditions de propagation. Cependant, il existe un retard de 2 à 3 jours entre l'apparition d'un flux solaire favorable et les conditions de propagation effectives.


Indices solaires - Cycles de Wolff


Cycles 23 et 24 (nombre de Wolff)


Indices solaires - Vent solaire

• Le vent solaire se compose d'électrons, de protons et de noyaux d'hélium qui se déplacent à des vitesses comprises entre 200 et 900 Km/s. L’unité de mesure est le proton / cm3 (5 par temps calme et dix fois plus en période d’activité).

• Le vent solaire déforme le champ magnétique terrestre sous l’effet de sa pression. Il influence donc les conditions de propagation en fonction de sa vitesse

• Les particules du vent solaire qui approchent de la terre sont piégées par le champ magnétique terrestre qui les écarte de nous. Celles qui arrivent à passer sont guidées vers les pôles magnétiques de la terre. Les interactions entre ces particules rapides et les atomes de la haute atmosphère terrestre donnent les aurores polaires (ou boréales dans l’hémisphère nord).


Champ magnétique terrestre

• Le champ magnétique aux environs de la terre est la combinaison du champ magnétique de la planète et de l’interaction des particules du vent solaire.

• Le vent solaire coule autour de la terre comme l’eau enveloppe un caillou dans le courant, déformant la magnétosphère en forme de cornet


Orage magnétique

• Un orage magnétique (ou orage géomagnétique) est une perturbation brutale du champ magnétique terrestre, liée aux fortes variations de l’activité solaire. D’intensité variable, les orages magnétiques peuvent endommager les systèmes radioélectriques terrestres et provoquer l’apparition de nombreuses aurores polaires.

• Les principaux problèmes causés par les orages magnétiques sont dus à l'induction de forts courants telluriques.

• Le dernier orage magnétique majeur a été observé en septembre 2005 : «Le 7 septembre 2005, une énorme tache solaire fut responsable d’une colossale éruption solaire, une des plus puissantes jamais enregistrées. Dans les jours qui suivirent, elle connut 8 autres épisodes éruptifs. Chacune de ces éruptions de " classe X " provoqua sur Terre une interruption des communications radio sur ondes courtes et alimenta en énergie un orage magnétique qui balaya toute la planète. Ces éruptions précipitèrent dans l’espace des nuages de particules ionisées qui, lorsqu’ils rentrèrent en collision avec notre planète, y déclenchèrent des aurores polaires couleur rubis jusqu’à des latitudes très éloignées des pôles. »


Indices magnétiques

• Il existe près d’une dizaines d’indices permettant de mesurer l’activité géomagnétique de la terre. Nous retiendrons uniquement ceux qui influencent directement la propagation : indices globaux K et A.

• Indice K : c’est la comparaison des traces relevées sur un magnétomètre par rapport aux traces normales des journées ‘’tranquilles’’. Il est mesuré toutes les 3 heures. C’est une valeur logarithmique qui varie de 0 à 9. Attention la mesure est adaptée aux conditions locales pour chaque station; exemple K = 9 peut représenter 300 gammas aux faibles latitudes ou 2000 gammas dans une zone aurorale.

• Indice Kp : moyenne arithmétique des valeurs de K mesurées dans 13 observatoires (dont 1 seul pour l'hémisphère sud). On parle aussi de ‘’K planétaire’’.


Indices magnétiques (suite)

• Indice A : valeur moyenne de l'activité géomagnétique (degré de fluctuations magnétiques) calculée à partir de l’activité des 12 heures écoulées et en intégrant la prévision pour les 12 prochaines heures, ce qui donne une mesure sur une tranche de 24 heures. Cet indice peut varier de 0 à 400.

• Indice Ap : le même indice que le précédent, mais de type ‘’planétaire’’.

• L’indice A est lié à l’indice K suivant la relation suivante :

K 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9

A 0 3 7 15 24 48 80 140 240 400


Informations journalières de propagation fournies par le REF-Union


70

90

110

130

150

10 20 30 40 50 A0

0 1 2 3 4 5 K

> norm. Norm. + Norm. - < norm. Perturb.

+

-

Conditions prévisibles de propagation flux solaire et activité géomagnétique


Flux solaire

Conditions géomagnétiques

70

90

110

130

150

10 20 30 40 50 A0

0 1 2 3 4 5 K

CalmeB d F faibleQRN faible

Changeante et

agitée

B d F importantAurores boréales probables

14

24

21

28 et +

+ +

+

-

- -

+ - - -Evaluation de la propagation - f (F, (indices A & K)


JANV 2001

140145150155160165170175180185

0 10 20 30 40 50

Indice A

Flux

Sol

aire

Fux Janvier 2001

R2 = 0,5049

140

145

150

155

160

165

170

175

180

185

1 3 5 7 9

11

13

15

17

19

21

23

25

27

29

31

Indice A Janvier 2001

R2 = 0,0059

0

5

10

15

20

25

30

35

40

45

1 3 5 7 9

11

13

15

17

19

21

23

25

27

29

31

Indice A FluxMédiane 7 161,8Moyenne 10,1 161,3Ecart type 10,28 8,71

Indice F6EWX = (6)

Indices solaires - Janvier 2001


FLUX JANV 2008

R2 = 0,7787

62,0

64,0

66,0

68,0

70,0

72,0

74,0

76,0

78,0

1 3 5 7 9

11

13

15

17

19

21

23

25

27

29

31

Indice A Janvier 2008

R2 = 0,0169

0

5

10

15

20

25

30

1 3 5 7 9

11

13

15

17

19

21

23

25

27

29

31

janv 08

65,0

70,0

75,0

80,0

85,0

90,0

95,0

0 5 10 15 20 25 30 35 40

Indice A

Flux

sol

aire

Indice A FluxMédiane 6 71,3Moyenne 8,87 71,9Ecartype 7,09 3,1

Indice F6EWX = (4-)

Indices solaires - Janvier 2008


Flux Aout 2008

R2 = 0,0512

65,5

66

66,5

67

67,5

68

68,5

69

69,5

70

1 3 5 7 9 11 13 15 17 19 21 23 25 27 29 31

Indice A Aout 2008

R2 = 0,0373

0

5

10

15

20

25

30

35

40

45

1 3 5 7 9

11

13

15

17

19

21

23

25

27

29

31

AOUT 2008

65,0

70,0

75,0

80,0

85,0

90,0

95,0

0 5 10 15 20 25 30 35 40

Indice A

Flux

sol

aire

Indice A FluxMédiane 3 68Moyenne 4,97 67,97Ecartype 7,01 0,64

Indice F6EWX = (3)

Indices solaires - Août 2008


Indices solaires – Influence du soleil


AtmosphèreL’atmosphère se divise en

plusieurs zones :• La troposphère, de 0 à

10 Km. elle n’influence pas les communications HF

• La stratosphère, de 10 à 50 Km. Elle n’influence pas les communications

• L’ionosphère, de 50 à 1000 Km. Cette couche est un milieu dans lequel l’onde est réfractée vers la terre, ce qui permet par rebonds successifs de communiquer à longue distance (plusieurs milliers de Km). Elle est composée de plusieurs couches.


Principe d’ionisation

Noyau central

Électrons périphériques

Couche K

Couche L Atome d’oxygène

Électron éjecté de son orbite

Processus d’ionisation par rayonnement

Rayonnement


Ionosphère – Couche D

• La mésosphère, de 50 à 85 Km, est composée d’ozone. C’est la couche D. Elle n’affecte pas la réfraction des ondes radio. Lorsqu’une onde radio traverse cette couche, elle libère une partie de son énergie aux ions présents qui, recombinés avec des électrons libres, reforment des atomes.

• Le degré d’ionisation dépend fortement de la manière dont la lumière solaire frappe cette couche : à midi l’ionisation est proche de son maximum, alors qu’elle disparaît au coucher du soleil.

• L’absorption de la couche D est la plus forte à midi. C’est à cette période où les portées pour les bandes basses (160 à 40 mètres) sont courtes.


Ionosphère – Couche E

• La thermosphère, vers 100 Km, agit principalement sur l’absorption des rayons ultraviolets. C’est la couche E.

• L’ionisation produite par le soleil est courte, avec un maximum à midi et une interruption rapide en fin de journée. L’ionisation atteint un minimum juste au lever du jour.

• La couche E réfracte les ondes durant les heures diurnes. Une onde peut atteindre au maximum 2000 Km en un bond.


Ionosphère – Couche F

• L’exosphère réfracte les communications HF. Elle va de 160 à 400 Km en fonction de la saison, de l’heure et de l’activité solaire. C’est la couche F. Elle est toujours ionisée.

• L’ionisation de la couche augmente au lever du soleil pour atteindre son maximum à midi; elle diminue graduellement après le coucher du soleil. Elle reste ionisée durant la nuit car la recombinaison des électrons et des ions se fait lentement.

• Pendant la journée, la couche F se divise en deux sous-couches, F1 et F2 situées à 250 et 400 Km. Pendant la nuit les deux couches se recombinent.

• La couche F1 intervient peu dans les communications radio. • La couche F2 permet de réaliser des communications à très

longues distances avec des bons de 4000 Km.


Prévisions - Fréquences à utiliser

• La plupart des sites ou des stations fournissant des prévisions de propagation proposent le plus souvent une plage de fréquences, en fonction de l’heure et du lieu du correspondant, pour réaliser un contact. Cette plage est encadrée par deux paramètres :– MUF (Maximum Usable Frequency) : c’est la fréquence

maximale utilisable– LUF : (Lowest Usable Frequency) : c’est la fréquence minimale

utilisable• La fréquence optimale de transmission se situe entre le MUF et le

LUF : c’est la FOT (Frequency of Optimum Transmission)• Comme pour les prévisions météorologiques, les prévisions de

propagation sont données avec un pourcentage de réussite, compris entre 10 et 90 %


foF2: Fréquence critique sur la couche F2hf : Hauteur virtuelle de la couche FMUF(3000) ~ 3,6 foF2FOT = 0,85 MUFF utilisables entre 1,15 MUF et 0,6 MUF

Exemple d’ionogramme

Sondages ionosphériques des couches hautes


Evolution des différentes couches en fonction de l’heure

Ce diagramme, très simplifié, pourrait correspondre à une journée d'été sous une latitude moyenne de l'hémisphère nord, en période de maximum du cycle solaire. On peut observer le dédoublement de la couche F en F1 et F2 en même temps que l'apparition de la couche E et de la couche D pendant la journée.


Ligne grise

La ligne grise (ou ligne de pénombre) est la séparation d'une zone de la terre encore éclairée par le soleil, et sa voisine qui est déjà dans la pénombre. Le couloir de cette ligne grise est généré par le soleil, lorsque sa position passe en dessous de 12 degrés au-dessus de l'horizon. Dans ce couloir de ligne grise, les ions basse d'altitude (couche D), qui dégradent le signal, sont rapidement perdus, mais les ions de haute altitude (couche F), qui reflètent le signal, sont toujours très abondants. Il en résulte des conditions de propagation optimales.


h2F

22F

22F2 2F2

Couche F2

Station AF6KJJ

â = Angle d’élévation (f de l’antenne)

d = distance max pour â = 0

Refl / E d = 2400 km - Refl/ F d = 4000 km

1F2 = Mode 1F2 soit 1 réflexion sur la couche F2

2F2 = Mode 2F2 soit 2 réflexions sur la couche F2

a

1F21F2

d

Mode de PROPAGATIONà incidence oblique


Couche E

Couche F

Mode mixte 1E-1F (Ft < MUF)

Mode mixte 1F-2E (Ft < MUF)

Phénomène de retrodiffusion

Complexification due au phénomène de rétrodiffusion

Mode de propagation à grande distance par diffusion dans la couche E

Source à diffusion courte

Source à diffusion courte

Mode de PROPAGATIONcomplexe


Long path et Short path

• La propagation a lieu le plus souvent le long d'un arc de grand cercle passant par les points concernés. Habituellement le chemin le plus court ou "short path" donne le meilleur résultat, mais il se peut que si chaque station tourne ses antennes de 180° les conditions de propagations soient meilleures c'est ce qu'on appelle le "long path".

• La propagation par long path n'est utilisable que pour des stations situées plus ou moins aux antipodes.


L’écoute des balises

• Carte des balises CW actives en HF, pilotées par le NCDXF (Northern California DX Foundation) et l’IARU (International Amateur Radio Union)


Horaires:0600-0700, 0900-1000,1200-1300, 1500-2200 UTC

Modes:en CW toutes les 10mn en RTTY à H+10 (45 bd shift 170hz)en PSK31 à H+50www.dk0wcy.de

DRA5 sur 5.195 Mhz

Modes:les émissions se font de manière successives toutes les 3 minutes, en CW, RTTY, BPSK31 et QSK31 .

DK0WCY sur 10.144 MhzHoraires: 24/24 h

Balises de diffusion de la propagation


FUNK-PROGNOSE : un logiciel d’étude de propagation

Station B


Un exemple sur 3,5 Mhz le 14 mars à 18H46


ETUDE DE LIAISON POINT A POINT (FUNK PROGNOSE)

MUF

LUF

14


Cartes et outils de prédiction de la propagation

• Il existe plusieurs cartes sur Internet décrivant les principales mesures expliquées plus précédemment. Que ce soit pour la MUF ou encore l’état de l’activité solaire, vous trouverez plusieurs sources d’information sur les sites suivants :

– http://www.hfradio.org/propagation.html : ce site offre des explications supplémentaires ainsi que la valeur des différents indices actuels.

– http://www.spaceweather.gc.ca/forecasting_f.shtml :ce site est canadien, il offre encore une fois de l’information (en français) et la lecture des différents indices précédemment vus.

– http://www.sec.noaa.gov/SWN : il s’agit de l’équivalent américain du site précédent. Il offre les mêmes informations mais du coté documentation, il est plus complet avec la possibilité de télécharger des documents au format PDF.

http://www.hfradio.org/propagation.html

http://www.spaceweather.gc.ca/forecasting_f.shtml

http://www.sec.noaa.gov/SWN


National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA)


Logiciels de prédiction de la propagation

• Il existe sur Internet plusieurs dizaines de logiciels de prédiction de la propagation. En voici trois qui sont intéressants. Il suffit d’entrer les valeurs des indices demandés que vous pouvez trouver sur Internet ou encore en écoutant les balises. Vous obtenez les conditions de propagation en fonction de votre lieu d’émission et le lieu où vous voulez établir un contact :– W6LP Propagation : http://www.qsl.net/w6elprop/ – ACE-HF : http://home.att.net/~acehf/ – Funk-Prognose (DJ4FQ) :

http://www.qsl-online.de/linkspage.php?kta=Ka14&auswahllink=http://www.qslonline.de/hk/download/progno.zip

http://www.qsl.net/w6elprop/

http://home.att.net/~acehf/




Résumé

• Comme pour la météo, il existe plusieurs moyens pour obtenir des prévisions sur la propagation des hautes fréquences :– Écouter des bandes– Consulter les clusters (ex OH2AQ)– Ecouter des balises– Utiliser un logiciel– Consulter les sites Internet spécialisés


Références

• Ci-dessous, les références qui nous ont permis de réaliser cette présentation :– HAREC (Harmonized Amateur Radio Examination Certificat)– ASTROSURF.com (communauté d’astronomes amateurs)– ESA (Agence Spatiale Européenne)– NASA– ASC (Agence Spatiale canadienne)– Observatoire Royal de Belgique (Uccle Solar Equatorial Table)– The shortwave propagation handbook – Jacobs Cohen– Funk Prognose de DJ4FQ– Wikipédia– NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration)– RAC (radioamateurs Canada)– DARC (radioamateurs Allemagne)– NCDXF (Northern California DX Foundation) /IARU – REF-Union

Engineering

Propagation en Hautes Fréquences