Propagation en Hautes Fréquences

Propagation HF - André F6EWX - Jean-Marie F5AQB - Radio-Club F6KJJ MJC du Pa
1
Propagation en Hautes Fréquences
André F6EWX
Jean-Marie F5AQB
Tullins 14/11/2008

2
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.

3
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

4
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.

5
Activité solaire
Une éruption solaire, à comparer
avec la taille de la terre

6
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)

7
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.

8
Indices solaires - Cycles de Wolff

9
Cycles 23 et 24 (nombre de Wolff)

10
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).

11
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

12
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. »

13
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’’.

14
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

15
Informations journalières de propagation fournies
par le REF-Union

16
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

17
Flux solaire
Conditions géomagnétiques
70
90
110
130
150
10 20 30 40 50 A0
0 1 2 3 4 5 K
Calme
B d F faible
QRN faible
Changeante
et
agitée
B d F important
Aurores boréales probables
14
24
21
28 et +
+ +
+
-
- -
+ - - -
Evaluation de la propagation - f (F, (indices A & K)

18
JANV2001
140
145
150
155
160
165
170
175
180
185
0 10 20 30 40 50
Indice A
FluxSolaire
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 Flux
Médiane 7 161,8
Moyenne 10,1 161,3
Ecart type 10,28 8,71
Indice F6EWX = (6)
Indices solaires - Janvier 2001

19
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
Fluxsolaire
Indice A Flux
Médiane 6 71,3
Moyenne 8,87 71,9
Ecartype 7,09 3,1
Indice F6EWX = (4-)
Indices solaires - Janvier 2008

20
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
Fluxsolaire
Indice A Flux
Médiane 3 68
Moyenne 4,97 67,97
Ecartype 7,01 0,64
Indice F6EWX = (3)
Indices solaires - Août 2008

21
Indices solaires – Influence du soleil

22
Atmosphère
L’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.

23
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

24
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.

25
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.

26
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.

27
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 %

28
foF2: Fréquence critique sur la couche F2
hf : Hauteur virtuelle de la couche F
MUF(3000) ~ 3,6 foF2
FOT = 0,85 MUF
F utilisables entre 1,15 MUF et 0,6 MUF
Exemple d’ionogramme
Sondages ionosphériques des couches hautes

29
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.

30
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.

31
h
2F2 2F2
2F2
2F2
Couche F2
Station A
F6KJJ
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
1F2
1F2
d
Mode de PROPAGATION
à incidence oblique

32
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 PROPAGATION
complexe

33
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.

34
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)

35
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+50
www.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 Mhz
Horaires: 24/24 h
Balises de diffusion de la propagation

36
FUNK-PROGNOSE : un logiciel d’étude de propagation
Station B

37
Un exemple sur 3,5 Mhz le 14 mars à 18H46

38
ETUDE DE LIAISON POINT A POINT (FUNK PROGNOSE)
MUF
LUF
14

39
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.

40
National Oceanic and Atmospheric Administration
(NOAA)

41
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://w

42
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

43
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

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