L'Ionosphère

L'ionosphère est la partie de l'atmosphère qui contient un gaz ionisé, appelé plasma, et qui affecte la propagation des ondes radio. Elle est située à des altitudes entre 80 to 800 km. A ces altitudes, la pression est si faible que des électrons libres peuvent exister.

Le processus d'ionisation est initié par des rayonnements solaires UV et des rayons X. Ces photons sont suffisamment énergétiques pour faire s'échapper les électrons des atomes des gaz atmosphériques.
Simultanément, ces électrons libres sont capturés par des ions positifs.Ce processus s'appelle la recombinaison.
La compétition entre ces processus d'ionisation et de recombinaison détermine la densité globale en électrons de l'ionosphère. Cette quantité dépend de plusieurs facteurs, comme la pression (le phénomène de recombinaison est plus prononcé à des altitudes basses) et la quantité de rayonnement reçu de l'espace (du Soleil principalement, mais aussi des bursts de rayons gamma GRB).

En conséquence, l'ionosphère présente des modifications diurnes (jour/nuit), des modifications saisonnières (été/hiver) et est fortement perturbée par l'activité solaire (cycle de 11 ans, éruptions solaires, ...).

L'ionosphère a été divisée en couches:

• Couche D
  Elle est la plus proche de la surface de la Terre. Son altitude est entre 50 km et 90 km. Du fait de la forte densité des gaz, le processus de recombinaison est très actif. La densité électronique est très faible. Cette couche est surtout présente durant la journée, mais le rayonnement cosmique maintient une ionisation résiduelle durant la nuit. Elle ne réflète pas les ondes HF mais elle les absorbe, principalement à basses fréquences. En conséquence, l'absorption est plus faible durant la nuit, ce qui explique la meilleure propagation des stations AM durant la nuit.
• Couche E
  Elle est à des altitudes plus élevées, entre 90 km et 120 km. Elle réfléchit principalement des ondes de fréquences relativement faible, moins de 10 MHz environ et absorbe partiellement les fréquences plus élevées.
• Couche F
  Elle s'étale de 120 km à 400 km d'altitude. Elle est très importante pour la propagation des ondes courtes.
  Durant la journée, elle se divise en deux couches, appelées F1 et F2.

Les Perturbations Ionosphériques et leur détection

La couche D a une importance capitale car elle est influencée par les éruptions solaires et les GRBs les plus puissants. La surveillance de la puissance de réception d'un émetteur VLF distant permet de repérer les perturbations ionosphériques engendrées par les éruptions solaires.

Durant la journée, les ondes VLF ont des longueurs d'ondes si importantes qu'elles se propagent dans un guide d'onde formé de la surface terrestre et de la couche D. La propagation est extrèmement stable, et des variations inhabituelles traduisent la présence d'une perturbation ionosphérique.

Durant la nuit, la couche D disparait et les ondes VLF sont reflétées par les couches supérieures. Le coefficient de réflexion est plus important, si bien que le signal reçu est plus important durant la nuit que durant le journée. Cependant, la propagation fortement perturbée par les caractéristiques de l'ionosphère et des variations rapides et importantes ne permettent pas de surveiller les SID durant le nuit.

Le signal présente des variations caractéristiques au lever et au coucher du soleil. Elles correspondent à la transition entre la propagation du signal nocturne réfléchi à haute altitude et la propagation du signal diurne dans un guide d'ondes.

Un graphique typique d'une journée calme ressemble à ceci:

Une perturbation à début brusque de l'ionophère (SID, Sudden Ionospheric Disturbance en anglais) résulte de l'accroissement de la densité électronique de la couche D suite à une éruption solaire. La partie de la Terre éclairée par le Soleil est alors soumise à un bombardement de rayons X et de radiation UV. Ces rayonnements pénètrent jusqu'à la couche D et accroissent le processus d'ionisation et la densité électronique.
Cela accroit l'absorption des ondes radio principalement dans le haut de la bande MF (300 kHz - 3 MHz) et le bas de la bande HF (3 MHz - 30 MHz), causant des interruptions de transmissions (radio blackouts). Pour les VLF (3 kHz - 30 kHz), le coefficient de reflexion s'accroit, entrainant une onde réfléchie plus importante. Du fait des interférences avec l'onde de sol (propagation directe), le signal reçu peut être plus important ou moins important qu'en l'absence de perturbation.

Dès que le rayonnement ionisant cesse, le SID se termine et la propagation radio redevient normale, dès lors que les électrons disparaissent par le processus de recombinaison.

Les processus d'ionisation et de recombinaison ne sont pas instantanés. Ainsi la perturbation sera détectée avec un léger retard sur l'arrivée des rayons X (mesurée par des satellites tels que les GOES) et se poursuivra après la fin de l'éruption. Un grand nombre de facteurs conditionnent les valeurs de ces décalages : l'intensité et le profil du rayonnement X, le niveau d'ionisation précédant la perturbation, etc. Néanmoins, le retard est généralement de 1 à 5 minutes sur le début de l'éruption. L'effet quant à lui peut se poursuivre durant 1 heure ou plus après la fin de l'éruption.

En résumé, lorsqu'une éruption solaire se produit, la propagation des ondes VLF est perturbée. Il est ainsi possible de détecter ces perturbations en surveillant l'évolution de la puissance du signal d'un émetteur VLF distant.

Voici l'exemple d'une journée avec deux événements: