Les radioamateurs friands de contacts DX parlent souvent des conditions de propagation dans les bandes HF, en particulier sur celles des 20 mètres et plus. À quoi ces conditions sont elles dûes, comment et par quels phénomènes sont elles influencées?
Le texte que je vous propose a été rédigé à partir d’extraits traduits des articles publiés dans la revue QST de l’A.R.R.L par Carl Luetzelcschwab K9LA et Steve Ford WB8IMY d’avril 2021.
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Les cycles solaires
L’activité solaire provoque des taches sur la surface du soleil qui correspondent à des zones sombres où la température est réduite. Elles sont dûes à une augmentation du champ magnétique solaire qui s’élève et perce la surface. Ces taches sont connues sous le nom de « sunspots ».Comme elles apparaissent à un rythme régulier d’environ onze années, et présentent des croissances et décroissances, on les associe à la notion de « cycles solaire ».Un cycle solaire débute par un minimum de taches, passe par un maximum et se termine par un second minimum.
L’observation des taches solaires et des cycles qui en découlent se fait en prenant en compte plusieurs paramètres dont certains sont moins objectifs. Par consensus, pour fins d’analyse, ces observations sont regroupées sur une base de douze mois appelée « valeurs arrondies » (Smooted Values), terme très important lors de la lecture des graphiques représentant les cycles solaires.
Observer et mesurer l’ionosphère
La propagation dans les bandes de fréquences HF est influencée par la zone de notre atmosphère dans laquelle les radiations solaires de différentes longueurs d’onde provoquent une ionisation. Il en résulte la formation d’ions positifs et d’électrons. Ces électrons constituent le facteur le plus important qui influence de la propagation.
Trois régions de l’ionosphère concernent les bandes de fréquences HF : la région D, la région E et la région F qui se subdivise en régions F1 et F2. Selon leurs altitudes elles sont réparties de la façon suivante : 0-90 km, la région D; 90-150 km, la région E; 150 -600 km, la région F. La répartition des électrons provenant de l’ionisation dans chacune de ces régions est variée et maximale dans les régions E, F1 et F2. On peut la calculer et ainsi déterminer une fréquence maximale utilisable pour chacune. (Maximum Usable Frequency, MUF). Cette fréquence permettra d’établir un contact radio à un moment précis, sur une distance connue. La propagation d’une onde radio consiste à envoyer cette onde vers l’ionosphère où, selon le taux d’ionisation, elle est réfractée vers son point de départ. Une fréquence supérieure à celle des MUF ne sera plus réfractée et donc perdue dans l’espace.
Avec un minimum d’activités solaires l’ionosphère ne peut pas réfracter les bandes HF supérieures (15-12-10 m.) par manque d’ionisation, tandis qu’avec un maximum elle le permet.
Inversement, les bandes des 160-80 et 40 mètres sont meilleures lorsqu’il y a un minimum d’activité solaire car elles introduisent moins de pertes par absorption.
Comment comprendre la propagation HF
Lorsqu’il y a peu d’activité sur la surface solaire, peu de « taches solaires », le taux d’ionisation d’une couche de l’ionosphère est faible et la réfraction des ondes, en particulier celle des hautes fréquences l’est aussi. Cela explique pourquoi à la fin du cycle 24, donc en période de peu de taches solaires, on pouvait avoir de meilleures communications sur de longues distances dans les bandes des 80 et 40 mètres que dans celles des 20,15 et 10 mètres.
Un premier facteur sur lequel se baser pour comprendre la propagation HF est donc le nombre de taches solaires. Lorsque ce nombre est régulièrement égal ou supérieur à 70 pendant une période de plusieurs mois consécutifs, la bande des 10 mètres permet de bonnes communications autour du globe. Celle des 15 mètres nécessite un nombre de 50 taches ou plus, pour offrir aussi de bonnes communications DX. Ces deux nombres de taches correspondent à des valeurs de flux solaire respectifs de 100 et 90, mesurées selon la référence utilisée à la fréquence de 2800 mHz.
Un second facteur à prendre en compte est l’indice « K ».Il varie entre des valeurs de 0 à 9 et est enregistré toutes les heures. Il mesure l’activité du champ magnétique terrestre. Lorsque cet indice augmente, le champ magnétique est perturbé.
En général, la MUF dans la région F2 de l’ionosphère diminue et provoque des pertes de propagation dans les bandes HF supérieures au profit des bandes inférieures (80-40).
Les meilleures conditions de propagation sont atteintes lorsque l’indice « K » se situe a des valeurs de 3 ou moins.
Que nous réserve le cycle solaire 25?
En 2018 et 2019, le cycle solaire 24 a atteint un minimum d’activités solaires, donc d’ionisation, entrainant un minimum de réfraction des hautes fréquences dans les bandes HF tandis que celles des fréquence plus basses (80 et 40 ) pouvaient encore être réfractées en dépit de ce faible taux.
En 2019, un phénomène particulier est apparu. Il s’agissait de la formation de taches solaire comportant des champs magnétiques à polarité inverse de ceux normalement observés. À partir de décembre 2019, cette tendance s’est maintenue. Selon des études antérieures, lorsque ce phénomène se produit, il annonce le début d’un nouveau cycle solaire. Dans notre cas il s’agit du cycle 25. Quelle en sera l’étendue, la forme, l’amplitude? Même les scientifiques admettent ne pas connaître parfaitement les caractéristiques des cycles solaires.
L’examen du cycle 24 montrait deux bonnes périodes de propagation pour la bande des 160 mètres lorsque le nombre moyen de taches solaires se situait à 30, soit de 2009 à 2010 et de 2017 à 2019, tandis que de mi 2011 à mi 2015 il était favorable à la propagation sur la bande des 10 mètres, avec des pointes d’activités maximales en mi 2012 et mi 2014. Si on anticipe un cycle 25 identique, la période de 2023 à 2027 serait la meilleure pour la bande des 10 mètres, dépendant toutefois de l’étendue du cycle et de son taux d’accroissement de taches solaires : lent ou rapide. Quant à l’amplitude du maximum des taches, elle pourrait se situer autour de 100.
Actuellement il existe deux types de prédictions. Selon une perspective pessimiste, le cycle 25 ressemblerait fort au cycle 24, médiocre, avec un pic de propagation DX en 2025-2026. L’approche optimiste, si le cycle 25 ressemble au cycle 23, il comportera deux pics de propagation.
En réalité, ce ne sont que des prédictions , mais il semble qu’un cycle solaire 24 étendu selon un minimum de propagation soit à exclure. Plusieurs études sont actuellement en cours en se basant sur des prédictions antérieures et la réponse à ces dernières se précisera en examinant le taux de croissance des taches en début de cycle, un taux rapide annonce généralement un grand cycle, c’est à dire un maximum de taches.
Si l’on entrevoit un cycle 25 se situant entre les cycles 23 et 24, on profiterait alors des propagations suivantes. La bande des 20 mètre resterait ouverte plus souvent après le coucher du soleil. Vers 2025 cette bande serait ouverte toute la nuit et il en serait de même pour celle des 30 mètres. Sur les bandes des 17 et 15 mètres, vers 2021, l’activité durerait pendant de plus longues périodes le jour et même après le coucher du soleil. Vers 2022, les bandes des 12 et 10 mètres ouvriraient presque tous les jours. Même la bande des 6 mètres deviendrait une bande de DX pendant les maximums de propagation d’automne et d’hiver.
Conclusion
Bien que les scientifiques reconnaissent ne pas encore bien comprendre tous les paramètres de l’activité solaire, ceux-ci seront à nouveau présents pendant le cycle solaire 25 et auront un impact sur les communications dans la bande HF. Pour évaluer cet impact, il faudra suivre les tendances des paramètres suivants : Le nombre de taches solaires, l’indice « K » et les MUF, principalement pour les bandes des 20, 17, 15, 12 et 10 mètres. Cela veut dire de venir en ondes et de tester la propagation sur ces différentes bandes. Une chose est déjà confirmée, nous avons débuté le cycle solaire 25.
Robert Sondack, VE2ASL,
Le 15 mars 2021.
