Retour sur l’éclipse solaire du 21 août 2017

L’éclipse solaire du 21 août 2017 (photo A), comparable astronomiquement à celle du 11 août 1999, bénéficiait de conditions météorologiques plus favorables tout au long de la ligne de centralité. Autant dire que l’éclipse constituait un événement majeur pour contribuait à faire évoluer les recherches sur la propagation radioélectrique. L’organisation logistique avait été confiée à un groupe de radioamateurs, et le choix des différents sites d’observation s’est portée sur l’est des USA. Cet article est rédigé à partir des premiers rapports fondés sur ces observations.

Préparation :

Après avoir étudié de nombreuses éclipses, il subsiste encore des problématiques à résoudre autour du processus d’ionisation de l’atmosphère : quel sont les facteurs qui agissent sur la propagation, et combien de temps durent-ils ? Cette éclipse, présentait donc une occasion unique pour mettre en relation des citoyens et des radioamateurs par le biais de la plateforme HamSCI. Cette collaboration à permit de collecter des traces avant, pendant et après l’évènement. Sans trop savoir si ces observations aboutiraient sur quelque chose de concret. L’examen regroupe l’ensemble des données issues des informations reçues de 630 à 40 m. La figure 1 montre la position des collaborateurs. Six d’entre eux opérèrent depuis l’intérieur de la bande de centralité qui traversait les États-Unis d’Ouest en Est, et diffusaient régulièrement de brefs messages en WSPR (http://wsprnet.org/). Les "spots" reçus ont été rassemblés afin de créer une carte retraçant les ouvertures de bande. À la suite de ces agissements, les études des précédentes éclipses ont suscité un questionnement :

L’activité WSPR c’est concentré sur 630, 160, 80 et 40 mètres. Certains radioamateurs utilisaient déjà ce mode bien avant l’éclipse, permettant d’effectuer des comparaisons avec leurs propres bases de données. La zone de prospection était délimitée par les stations. Couvrant la moitié orientale des États-Unis jusqu’au sud du Canada. Cependant, la réception fut dépendante des bouleversements apportés par l’éclipse. Lors de cette journée, l’étude de la propagation a permis d’apercevoir les variations dans le circuit. L’absorption conventionnelle de la couche D, à inhibée la propagation sur 160 et 80 mètres. La perturbation de la couche D, a affaibli à courte distance les signaux sur 40 mètres, mais ils peuvent malgré tout passer à travers les couches E et F. Par exemple, la figure 2 compare les signaux HF reçus en WSPR, en prenant comme point de repère, l’élévation du soleil de la veille par rapport à l’horizon. Sur 160 mètres, les signaux ont rapidement diminué, ceux de la bande des 80 mètres n’étaient pas audibles avec une élévation du soleil de 25° sur l’horizon. Tandis que le 40 mètres était ouvert toute la journée.

Lorsque l’éclipse perturbe la couche D, la propagation augmente sur 160 et 80 mètres. Il y a une différence capitale entre une propagation normale, prenant naissance entre le jour et la nuit, et le passage "lumière-obscurité" provoqué par l’éclipse. Normalement, ces changements ont un impact sur l’ionosphère, avec une brusque apparition du bruit solaire. Pendant la durée de l’éclipse, un couloir énergétique liée au sursaut du soleil, affecte certaines stations en fonction de son évolution tout au long du parcourt. Selon les fréquences mises en jeu, les couches D, E et F peuvent être affectées en raison des effets ionisants.

Les résultats :

Dans le cadre de cette journée, plus de 179 000 données ont été analysés, représentant 157 000 liaisons en WSPR. Le traitement des informations a mis en évidence la forte influence sur la bande 160 mètres. Fort logiquement, l’étude c’est effectué en priorité par cette fréquence. La figure 3, montre plus en détail l’étendue des QSO. En période sombre, la propagation sur 160 mètres se limite à l’identification des phénomènes radioélectriques. Profitant d’un rayonnement de 360°, le Missouri a généré le maximum de spots. Différents échanges furent également possibles depuis les positions d’AC0G^[1] et de NV0O, pourtant distancé de 195 kilomètres. La réception c’est effectué sur une distance de 486 à 1157 kilomètres, autour d’un azimut compris entre 55° et 283°. Sans faire ressortir une trajectoire particulière. Toutes les réceptions ont été entendu entre 18h16 et 18h40 TU par NV0O, et entre 18h32 et 18h52 pour AC0G. Sept des neuf stations décodées par KK4XO ont été entendus entre 18h26 et 18h34 TU. L’éclipse totale a eu lieu entre 18h09 et 18h45 TU. Ces trois stations sont donc parfaitement synchronisées par rapport à l’évolution de l’obscurité.

160 mètres :

Une filtration des stations inférieures à 400 kilomètres, pour ne laisser que celle reçu par onde de sol, via les couches E et F de l’ionosphère (NVIS) ¹, a permis de décrire le schéma de réflexion ionosphérique à partir d’une antenne optimisée à cette fin. Chaque écoute a été accomplie de 18h à 19h TU (zone encadré). La figure 3B, retrace l’évolution de la propagation pendant la durée de l’éclipse pour WB5WPA et KD6RF, avec une zone plus claire en périphérie du Texas. Aucune amélioration n’a été observée depuis K1EHZ (figure 3C) avec une obscurité maximale de 65% depuis le New Hampshire. WS4S a été entendu pendant la journée par W3PM, avec une amélioration prononcée lors de l’éclipse, comme indiqué sur la figure 3D. Le temps de réponse de la propagation est clairement illustré. L’obscurité maximale s’est produite vers 18h30 Tu à Nashville, à proximité de la station de WS4S. En prenant pour référence la figure 3D, les points verts montrent clairement les variations de réception entre 18h26 et 18h34 TU. Les variations du rapport signal sur bruit, matérialisé en orange, ont été soulignées entre 18h38 et 18h46 TU. À partir de 19h06 TU, ce rapport a fortement diminué par la suite. Ensuite, la propagation s’est équilibrée pendant 20 minutes, pour revenir à son niveau normal entre 18h38 et 18h58 TU. Correspondant à la moyenne de 22 minute observée par AC0G et NV0O.

80 mètres :

Sur cette bande, ils ont adopté une approche similaire au 160 mètres, mais avec une filtration de toutes les stations inférieures à 600 kilomètres. La figure 4A, permet de visualiser l’ensemble des écoutes réalisé par AC0G. Tandis que la figure 4B, montre également la réception par KD6RF, WB5WPA et W1EAA. Les indications reçus pendant l’éclipse se démarque d’un point à un autre, comme par exemple le niveau de réception du rapport signal sur bruit, mais aussi l’affaiblissement du nombre de tâches de 18h à 19h TU. Alors qu’aucun spot n’a était entendu par K1EHZ (Figure 4D) a seulement 2 kilomètres de W1EAA. Ce qui est déconcertant parce que K1EHZ a reçu un grand nombre de spot a d’autre période de la journée.

Variabilité du signal sur bruit :

Dans le cadre de la préparation d’avant projet, deux équipes ont effectué des essais de réception, afin de caractériser la variabilité de la propagation et sa répartition dans l’ionosphère. W1EAA et K1EHZ, distancé de 2 kilomètres, ainsi que WB5WPA et KD6RF de 162 kilomètres, se sont portés volontaires. Pour caractériser ces premiers éléments, 101 rapports d’écoute furent décortiqués (n = 101). Les deux stations ont fait ressortir une différence du rapport signal sur bruit, sans faire la distinction entre ces inégalités (Figure 5.). Toutefois, une analyse plus poussée de ces informations a fait ressortir deux choses :

Premièrement, les graphiques indiquent une différence de réception entre les deux stations ; probablement lié à la sensibilité du récepteur équipant les stations d’écoutes. Et fait ressortir que W1EAA reçoit 4 dB de plus que K1EHZ, alors que KD6RF, est plus sensible de 6 dB par rapport à WB5WPA. Toutefois, d’autres facteurs peuvent être pris en compte comme l’équipement radioélectrique, le type d’antenne ou la nature du terrain (plan de sol) …

Deuxièmement, le modèle de distribution des points de réception, autour de la ligne droite en pointillé, fait ressortir le coefficient de corrélation R². Le signal sur bruit varie d’une équipe à une autre, à cause de la distance qui les sépare, et les graphiques font ressortir que ces mesures d’avant éclipse, pourrait très bien réapparaître pendant l’éclipse.

L’interprétation des graphiques A et B, a conduit à une formulation de leurs propriétés sous la forme de deux fonctions affines  ayant pour équation Y=0,93x - 3,9 et Y = 0,92x – 5,8.

630 mètres et 40 mètres :

La propagation sur 457 KHz se produit par onde de sol ou par l’espace. Sur cette bande, les ondes de sol circulent à la surface de la terre, entre le sol et la couche atmosphérique D, tout en se propageant régulièrement le jour, elles se renforcent légèrement la nuit. Après avoir analysé plus de 116 000 fichiers informatiques, réunissant les bandes 630 et 40 mètres, un schéma retraçant l’évolution de la propagation sur 40 mètres (Figure 6A) et 630 mètres (Figure 6B) a pu être réalisé. Mais aucune illustration ne permet de déterminer s’il y a une interaction durant le passage de l’éclipse. Il était important de faire des observations pratiques, par rapport à une période normale, car généralement l’absorption sur 40 mètres via la couche D n’a que peu d’incidence sur la propagation. La réception diurne par onde de sol est possible sur ± 2 000 kilomètres, si le plan de sol est adapté, et à peine 500 kilomètres pour un terrain rocailleux. Lors de cet essai, des liaisons comprises entre 152 et 3 535 kilomètres ont pu être réalisé sur chacune des deux bandes. Là aussi, il est difficile de déterminer une répercussion sur la propagation, bien que l’on puisse apercevoir un étrange phénomène vers 19h06 TU. Dans la journée, l’onde spatiale est totalement absorbée par l’ionosphère, et la nuit il y a, en partant de l’émetteur, autour de la zone de réception par onde de sol, une zone de silence, une de réception indirecte, de nouveau une zone de silence, une de réception indirecte, et ainsi de suite. L’énergie radiofréquence est donc réfléchie successivement entre la terre (sol, mer) par les couches ionosphériques permettant, pour un opérateur correctement équipé, des liaisons intercontinentales de nuit. Le cumul de l’onde de sol et d’espace, produit une interférence qui a pour conséquence de provoquer une distorsion et une instabilité du signal avec une disparition (Fading) prononcé à la réception. Qui peut être régulier, irrégulier, lent, rapide, sélectif ou déformant. Ainsi des stations reçues avec un signal clair et puissant le jour, développent un fading prononcé et caractéristique à partir du crépuscule. Quand l’absorption de l’onde d’espace commence à disparaître aux environs du crépuscule, un taux significatif de l’onde d’espace commence à revenir sur la mer (ou le sol), loin de l’émetteur. Aux endroits où l'onde de sol et d’espace sont présentes c'est la zone de fading. Ainsi des stations reçues avec un signal clair et puissant le jour, développent un fading prononcé à partir du crépuscule.

Avantages et limites du WSPR :

Le WSPR^[2] est un logiciel de radiocommunication mis au point par Joe Taylor "K1JT", colauréat avec Russell Alan Hulse du prix Nobel de physique en 1993. Le mode WSPR permet à un opérateur de transmettre avec une très faible puissance, afin de sonder les conditions de propagation des ondes radio sur les bandes MF et HF. Très performant, les utilisateurs disposant d’un accès à Internet, peuvent visualiser en temps réel les résultats sur WSPRnet. Ce mode de communication numérique détecte des signaux jusqu’a – 30 dB de SNR. Et les liaisons peuvent s’effectuer avec une puissance réduite de l’ordre de 20 % en moyenne pendant plus de 2 à 10 minutes. AC0G, NV0O et WS4S avaient une fenêtre d’ouverture comprise entre 20 et 24 minutes pendant l’éclipse. KK4XO a reçu pendant 8 minutes 7 des 9 signaux mesurés. Par conséquent, les conditions favorables pour la transmission étaient de l’ordre de 20 % sur toute la durée de l’éclipse. Une solution à prendre en compte par la suite, serait d’étudier les stations émettant à 100 % du temps afin de générer un fichier regroupant les données les plus importantes. Tant du côté émetteur que récepteur. En 1991/94, des études sur le bruit solaire ont été réalisés sur 145,8 et 436,5 MHz. Au cours de l’éclipse de 1991, qui était aussi visible en France, il fut remarqué que la puissance d’une balise émettant sur 7.0125 MHz, de 600 watts, a fortement chuté, alors que le bruit solaire était très faible. Joe Taylor, K1JT, explique qu’en période d’éclipse, la faible intensité lumineuse du soleil implique des modifications dans la distribution énergétique du soleil contribuant à un très faible bruit de fond sur les bandes HF. Ce jour-là, en raison d’un grand nombre d’utilisateur, il était difficile de se connecter sur le serveur wsprnet.org, générant des pertes.

Modèle conventionnel :

Les données récoltées à la suite de cette activité semblent être cohérente avec les connaissances actuelles. Rapidement, la couche D s’affaiblit permettant de passer au-dessus des couches E et F pendant l’assombrissement, puis elle réapparait dès que les conditions redeviennent normales. Lors de l’éclipse solaire de 1999, depuis le Royaume-Uni, les activités fréquentielles via les couches E et F10, ce sont rapidement affaiblies, comme le montre la figure 7. L’ombre lunaire, lorsqu’elle atteint la surface terrestre, apporte des modifications dans le circuit de propagation, comme le montre la figure 8. Par conséquent, les parties affectées aux couches D, E et F peuvent être perturbé par un réfléchissement, une dispersion ou par absorption des couches ionisées. Dans cet exemple, l’émetteur est localisé en dehors du circuit et leurs antennes envoient des signaux qui viennent traverser perpendiculairement la couche D. Par conséquent, la couche D pourrait absorber les signaux à la montée ou lors de la descente, avec une homogénéité des phénomènes naturels, amenant une variation de la propagation.

Zone de propagation

Toutes ces informations sont très encourageantes, d’autant plus que la distance séparant les stations d’AC0G et de W8AC, permettent d’estimer la limite de ces perturbations. Le nord-est a été couvert sur presque toute sa totalité, soit près de 969 kilomètres. Les relevés affichent également une couverture de 744 kilomètres au sud-ouest des stations AC0G, K5KJ et W8AC avec un assombrissement de près de 80 %. La distance entre W8AC et K5KJ est de 1670 kilomètres, ce qui peut être considéré comme une estimation de la trajectoire parcourue par l’onde via la couche D. Représentant tout de même une couverture de 83 %. L’écart formé par la propagation par la couche D, peut être estimé aussi à partir de ces données. NV0O, a été reçu pendant presque toute la totalité de l’éclipse par W4WCC depuis le Tennessee (1063 Km). AC0G et NV0O, ont reçu WS4S localisé à 633 et 830 kilomètres l’un de l’autre. En supposant que la propagation fonctionne de manière similaire du nord-ouest d’AC0G au sud-est de NV0O, toutes les écoutes furent réalisées sur approximativement le même axe. Pour des raisons pratiques, ils ont simplifié les estimations en centrant l’écart de la couche D, autour d’un axe d’éclipse de 1600 kilomètres de diamètre évoluant à une vitesse moyenne de 2 550 kilomètres par heure du nord-ouest au sud-est. L’ombre couvre une superficie d’environ 5 000 Km². À 2400 Km²/h, l’assombrissement initial évolue et passe à un diamètre de 7 500 Km²/h (1,5 fois le diamètre). Sur 80 mètres, et a 1 470 kilomètres de là, W1EAA du New Hampshire, avec une couverture de 65%, a relevé 603 spots. Dont certains ont été entendu entre 19h00 et 20h00 TU. Ces observations suggèrent que l’écart de la couche D sur 80 mètres est plus proche de celle du 160 mètres.

Réponses aux questions :

1 – Toute l’activité s’est organisée autour des bandes 630, 160, 80 et 40 mètres. Sur la base de ces premiers éléments d’information, lors de l’éclipse, la propagation semble être plus proche de celle du jour et de la nuit, et affecterait plus sérieusement les bandes basses. Avec un impact plus important sur 160 et 80 mètres. Tandis que sur 40 mètres, ils n’ont pas remarqué de changement par rapport aux effets constaté lors de l’éclipse solaire de 1999, relevé depuis le Royaume-Uni, et qui était visible depuis la France. Alors que celle des 630 mètres, n’a pas été affectée par l’éclipse.

2 – Les installations ayant servi pour cette activité étaient celles des opérateurs. Toutes les données analysées avaient une diversité commune liée à la sensibilité du rapport signal/bruit (SNR), qui était estimé autour de -30 dB, et qui pouvait varier selon les appareils mis en œuvre par les collaborateurs. D’autres paramètres furent pris en compte comme la nature du terrain, le type d’antenne, sa hauteur par rapport au sol et son orientation pouvant générer à la réception une variation du bruit de fond.

3 – Les travaux ont commencé à partir du 19 août. La base de données, qui a servi de point de repère, a été réalisé en juillet. Afin d’apporter des informations supplémentaires, pour appuyer ces relevés, les opérateurs ont continué leur émission/réception pendant encore quelques jours après la fin de l’éclipse.

4 - Les bandes 160 et 80 mètres, ont subi les effets ionosphériques à incidence verticale de l’éclipse (NVIS)^[3] avec très peu d’incidence angulaire sur les ondes célestes. Pour les signaux émis par WS4S, reçu par W3PM, une filtration fut réalisée pour éliminer tous les signaux inférieurs à 400 kilomètres sur 160 mètres, et à 600 kilomètres sur 80 mètres.

5 - Les principaux effets ressentis étaient au niveau du bruit de fond sur 160 et 80 mètres. La modification de la distribution électronique des couches D, E et F, a provoquait une variation du signal, dont la persistance pouvait durées entre 8 à 24 minutes, par rapport aux mêmes heures des jours précédents l’éclipse.

6 - Les observations montrent que la propagation sur 160 mètres c’est prolongé en occupant 80 % de la zone. Tandis que sur 80 mètres, elle semblait être plus dispersée pour ne couvrir qu’une zone de 65 %.

7 - Les données récoltés pour réaliser cette étude, suggèrent une amplitude variable de la couche D pouvant atteindre, à n’importe quel moment, un périmètre de 1 600 kilomètres, et une superficie de 5 000 Km². Sur 80 mètres, la distance de la couche D semble être plus irrégulière.

8 - Les observations levées, sont cohérentes avec les modèles conventionnels de la propagation. L’assombrissement créé par l’éclipse perturbe brièvement la couche D, créant des insuffisances ou des atténuations permettant aux ondes radioélectriques d’être réfléchie vers les couches E et F, dont elles sont également affectées. Il est à noter que les observations rapportées ici, sont principalement défini à partir des reports reçus par chaque station. Toutes ses mesures doivent encore être finalisées pour faire ressortir les principales caractéristiques de ces transmissions. Des mises à jour seront apporté s’il en ressort des particularités différentes de celle fournit ici. Enfin, il sera intéressant d’avoir les estimations de l’équipe HamSCI, pour faire des comparaisons avec les résultats obtenus dans le cadre de ces expériences. Peut-être qu’il faudra apporter des modifications sur le cheminement actuel de la propagation, en fonction de ces nouvelles informations, ou réinterpréter les informations précédentes.