PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX

par **14RC126** Lun 15 Aoû - 9:00

À PROPOS DES PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX
La météo spatiale décrit les variations de l'environnement spatial entre le soleil et la Terre. En particulier, la météo spatiale décrit les phénomènes qui impactent les systèmes et les technologies en orbite et sur Terre. La météo spatiale peut se produire n'importe où, de la surface du soleil à la surface de la Terre. Lorsqu'une tempête spatiale quitte le soleil, elle passe à travers la couronne et dans le vent solaire. Lorsqu'il atteint la Terre, il dynamise la magnétosphère terrestre et accélère les électrons et les protons jusqu'aux lignes de champ magnétique terrestre où ils entrent en collision avec l'atmosphère et l'ionosphère, en particulier aux latitudes élevées. Chaque composante de la météo spatiale a un impact sur une technologie différente.

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Phenom10

par **14RC126** Lun 15 Aoû - 9:06

AURORE
Les aurores boréales (aurores boréales) et les aurores australes (aurores australes) sont le résultat d'électrons entrant en collision avec les parties supérieures de l'atmosphère terrestre. (Les protons provoquent des aurores faibles et diffuses, généralement difficilement visibles à l'œil humain.) Les électrons sont excités par des processus d'accélération dans la queue sous le vent (côté nuit) de la magnétosphère et à des altitudes plus basses le long des lignes de champ auroral. Les électrons accélérés suivent le champ magnétique de la Terre jusqu'aux régions polaires où ils entrent en collision avec des atomes et des molécules d'oxygène et d'azote dans la haute atmosphère terrestre. Dans ces collisions, les électrons transfèrent leur énergie à l'atmosphère, excitant ainsi les atomes et les molécules vers des états d'énergie plus élevés. Lorsqu'ils se détendent vers des états d'énergie inférieurs, ils libèrent leur énergie sous forme de lumière. Ceci est similaire au fonctionnement d'un néon. Les aurores se forment généralement entre 80 et 500 km au-dessus de la surface de la Terre.

Le champ magnétique terrestre guide les électrons de sorte que l'aurore forme deux ovales approximativement centrés sur les pôles magnétiques. Lors de grandes tempêtes géomagnétiques, ces ovales s'éloignent des pôles de sorte que des aurores boréales peuvent être observées sur la majeure partie des États-Unis. Aurora se présente sous plusieurs formes différentes. Souvent, les formes aurorales sont constituées de nombreux rayons hauts qui ressemblent beaucoup à un rideau fait de plis de tissu. Au cours de la soirée, ces rayons peuvent former des arcs qui s'étendent d'un horizon à l'autre. Tard dans la soirée, vers minuit, les arcs commencent souvent à se tordre et à se balancer, comme si un vent soufflait sur les rideaux de lumière. À un moment donné, les arcs peuvent s'étendre pour remplir tout le ciel, se déplaçant rapidement et devenant très brillants. C'est le pic de ce qu'on appelle un sous-orage auroral.

Puis, au petit matin, les formes aurorales peuvent prendre une apparence plus nuageuse. Ces taches diffuses clignotent souvent à plusieurs reprises pendant des heures, puis elles disparaissent lorsque le soleil se lève à l'est. Le meilleur endroit pour observer les aurores se trouve sous une région de forme ovale entre les latitudes nord et sud d'environ 60 et 75 degrés. A ces latitudes polaires, les aurores boréales peuvent être observées plus de la moitié des nuits d'une année donnée.

Lorsque l'activité météorologique spatiale augmente et que des tempêtes et des sous-orages plus fréquents et plus importants se produisent, l'aurore s'étend vers l'équateur. Lors de grands événements, les aurores peuvent être observées aussi loin au sud que les États-Unis, l'Europe et l'Asie. Lors de très grands événements, les aurores peuvent être observées encore plus loin des pôles. ( Conseils sur la visualisation des aurores et cartes de l'étendue typique des aurores ). Bien sûr, pour observer les aurores boréales, le ciel doit être clair et sans nuages. Il doit également être sombre pendant les mois d'été aux latitudes aurorales, le soleil de minuit empêche les observations aurorales. Photo de Neal Brown (Fairbanks)
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Aurora

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Aurora

par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:40

TROUS CORONAUX
Les trous coronaux apparaissent comme des zones sombres dans la couronne solaire dans les images solaires ultraviolettes extrêmes (EUV) et X douces. Ils apparaissent sombres car ce sont des régions plus froides et moins denses que le plasma environnant et ce sont des régions de champs magnétiques unipolaires ouverts. Cette structure de ligne de champ magnétique ouverte permet au vent solaire de s'échapper plus facilement dans l'espace, ce qui entraîne des flux de vent solaire relativement rapides et est souvent appelé flux à grande vitesse dans le contexte de l'analyse des structures dans l'espace interplanétaire.

Les trous coronaux peuvent se développer à tout moment et à tout endroit sur le Soleil, mais sont plus fréquents et persistants pendant les années autour du minimum solaire. Les trous coronaux les plus persistants peuvent parfois durer plusieurs rotations solaires (périodes de 27 jours). Les trous coronaux sont les plus répandus et les plus stables aux pôles solaires nord et sud; mais ces trous polaires peuvent se développer et s'étendre à des latitudes solaires plus basses. Il est également possible que des trous coronaux se développent isolément des trous polaires ; ou pour qu'une extension d'un trou polaire se sépare et devienne une structure isolée. Les trous coronaux persistants sont des sources durables de flux de vent solaire à grande vitesse. Lorsque le flux à grande vitesse interagit avec le vent solaire ambiant relativement plus lent, une région de compression se forme, connue sous le nom de région d'interaction co-rotative (CIR).

Le CIR peut entraîner une amélioration de la densité des particules et une augmentation de l'intensité du champ magnétique interplanétaire (IMF) avant l'apparition du CH HSS. Lorsque le CH HSS commence à arriver sur Terre, la vitesse et la température du vent solaire augmentent, tandis que la densité des particules commence à diminuer. Après le passage du CIR et lors de la transition vers le flux CH HSS, la force globale du FMI commencera normalement à s'affaiblir lentement.

Généralement, les trous coronaux situés à ou près de l'équateur solaire sont les plus susceptibles d'entraîner un passage CIR et / ou des vitesses de vent solaire plus élevées sur Terre. Les CIR puissants et le CH HSS plus rapide peuvent avoir un impact suffisant sur la magnétosphère terrestre pour provoquer des périodes d'orage géomagnétique aux niveaux G1-G2 (mineur à modéré); bien que des cas plus rares de tempête plus forte puissent également se produire. Les tempêtes géomagnétiques sont classées à l'aide d'une échelle météorologique spatiale de la NOAA à cinq niveaux . Les trous coronaux plus grands et plus expansifs peuvent souvent être une source de vitesses de vent solaire élevées qui secouent la Terre pendant plusieurs jours.

En raison de leur potentiel d'activité géomagnétique accrue et d'éventuelles tempêtes (G1 ou plus), les prévisionnistes analysent de près les trous coronaux et les notent également sur le dessin synoptique quotidien . Les prévisionnistes de SWPC prennent en compte tous les effets possibles de l'activité CIR et CH HSS lors de la prévision des niveaux anticipés de réponse géomagnétique planétaire globale pour chaque période synoptique de 3 heures au cours des trois prochains jours ; comme détaillé dans les prévisions à 3 jours . De plus, toute influence prévue du CIR ou du CH HSS est expliquée plus en détail dans la discussion sur les prévisions . PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX SDOch_image

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:42

ÉJECTIONS DE MASSE CORONALE
Les éjections de masse coronale (CME) sont de grandes expulsions de plasma et de champ magnétique de la couronne solaire. Ils peuvent éjecter des milliards de tonnes de matériau coronal et transporter un champ magnétique intégré (gelé en flux) qui est plus fort que la force du champ magnétique interplanétaire (IMF) du vent solaire de fond. Les CME s'éloignent du Soleil à des vitesses allant de moins de 250 kilomètres par seconde (km/s) à près de 3 000 km/s. Les CME les plus rapides dirigées vers la Terre peuvent atteindre notre planète en aussi peu que 15 à 18 heures. Les CME plus lents peuvent mettre plusieurs jours à arriver. Ils augmentent en taille à mesure qu'ils se propagent loin du Soleil et les plus grands CME peuvent atteindre une taille comprenant près d'un quart de l'espace entre la Terre et le Soleil au moment où il atteint notre planète.

Les CME les plus explosives commencent généralement lorsque les structures de champ magnétique hautement torsadées (cordes de flux) contenues dans la couronne inférieure du Soleil deviennent trop sollicitées et se réalignent dans une configuration moins tendue - un processus appelé reconnexion magnétique. Cela peut entraîner la libération soudaine d'énergie électromagnétique sous la forme d'une éruption solaire ; qui accompagne généralement l'accélération explosive du plasma loin du Soleil - le CME. Ces types de CME se produisent généralement à partir de zones du Soleil avec des champs localisés de flux magnétique fort et stressé; telles que les régions actives associées aux groupes de taches solaires. Les CME peuvent également se produire à partir d'endroits où un plasma relativement froid et plus dense est piégé et suspendu par un flux magnétique s'étendant jusqu'à la couronne interne - filaments et proéminences. Lorsque ces cordes de flux se reconfigurent, le filament ou la proéminence plus dense peut s'effondrer sur la surface solaire et être réabsorbé tranquillement, ou un CME peut en résulter. Les CME voyageant plus vite que la vitesse du vent solaire de fond peuvent générer une onde de choc. Ces ondes de choc peuvent accélérer les particules chargées devant elles, provoquant une augmentation du potentiel ou de l'intensité de la tempête de rayonnement.

Les paramètres CME importants utilisés dans l'analyse sont la taille, la vitesse et la direction. Ces propriétés sont déduites de l'imagerie coronographe des satellites orbitaux par les prévisionnistes SWPC pour déterminer toute probabilité d'impact sur la Terre. L'observatoire solaire et héliosphérique de la NASA (SOHO) porte un coronographe - connu sous le nom de coronagraphe à grand angle et spectrométrique (LASCO). Cet instrument dispose de deux gammes pour l'imagerie optique de la couronne solaire : C2 (couvre la gamme de distance de 1,5 à 6 rayons solaires) et C3 (gamme de 3 à 32 rayons solaires). L'instrument LASCO est actuellement le principal moyen utilisé par les prévisionnistes pour analyser et catégoriser les CME ; cependant, un autre coronographe se trouve sur le vaisseau spatial STEREO-A de la NASA en tant que source supplémentaire.

L'arrivée imminente de CME est d'abord observée par le satellite Deep Space Climate Observatory (DSCOVR), situé dans la zone orbitale L1. Des augmentations soudaines de la densité, de la force du champ magnétique interplanétaire total (IMF) et de la vitesse du vent solaire au niveau du vaisseau spatial DSCOVR indiquent l'arrivée du choc interplanétaire associé à CME devant le nuage magnétique. Cela peut souvent fournir un avertissement de 15 à 60 minutes à l'avance de l'arrivée d'un choc sur Terre - et de toute impulsion soudaine ou de tout début d'orage soudain ; tel qu'enregistré par les magnétomètres terrestres.

Les aspects importants de l'arrivée d'un CME et sa probabilité de provoquer une tempête géomagnétique plus intense comprennent la force et la direction de l'IMF commençant par l'arrivée du choc, suivies de l'arrivée et du passage du nuage de plasma et du champ magnétique gelé en flux. Des niveaux plus intenses d'orage géomagnétique sont favorisés lorsque l'IMF renforcé par CME devient plus prononcé et prolongé dans une orientation vers le sud. Certains CME montrent principalement une direction du champ magnétique lors de son passage, tandis que la plupart présentent des directions de champ changeantes lorsque le CME passe au-dessus de la Terre. En règle générale, les CME qui ont un impact sur la magnétosphère terrestre auront à un moment donné une orientation IMF qui favorise la génération d'orages géomagnétiques. Les tempêtes géomagnétiques sont classées à l'aide d'une échelle météorologique spatiale de la NOAA à cinq niveaux.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX CME_phenomena_update

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:44

LA MAGNÉTOSPHÈRE TERRESTRE
La magnétosphère est la région de l'espace entourant la Terre où le champ magnétique dominant est le champ magnétique de la Terre, plutôt que le champ magnétique de l'espace interplanétaire. La magnétosphère est formée par l'interaction du vent solaire avec le champ magnétique terrestre. Cette figure illustre la forme et la taille du champ magnétique terrestre qui change continuellement à mesure qu'il est secoué par le vent solaire.

Cela fait plusieurs milliers d'années que les Chinois ont découvert que certains minéraux magnétiques, appelés magnétites, s'aligneraient à peu près dans la direction nord-sud. La raison de cet effet n'a cependant été comprise qu'en 1600, lorsque William Gilbert a publié De Magnete et a démontré que notre Terre se comportait comme un aimant géant et que les aimants s'alignaient sur le champ magnétique terrestre.

Après plusieurs siècles de recherche, on sait maintenant que le champ magnétique terrestre est assez complexe, mais qu'il peut encore, dans une large mesure, être considéré comme un dipôle, avec des pôles nord et sud comme une simple barre aimantée. L'axe magnétique de la Terre, le dipôle, est incliné d'environ 11 degrés par rapport à l'axe de rotation de la Terre. Si l'espace était un vide, le champ magnétique de la Terre s'étendrait à l'infini, s'affaiblissant avec la distance, mais en 1951, alors qu'il étudiait pourquoi les queues de comètes pointent toujours loin du soleil, Ludwig Biermann a découvert que le soleil émet ce que nous appelons maintenant le vent solaire. Ce flux continu de plasma, composé principalement d'électrons et de protons, avec un champ magnétique intégré, interagit avec la Terre et d'autres objets du système solaire.

La pression du vent solaire sur le champ magnétique terrestre comprime le champ du côté jour de la Terre et étire le champ en une longue queue du côté nuit. La forme du champ déformé résultant a été comparée à l'apparence de l'eau s'écoulant autour d'un rocher dans un ruisseau. Du côté jour de la Terre, plutôt que de s'étendre à l'infini, le champ magnétique est confiné à environ 10 rayons terrestres du centre de la Terre et du côté nuit, le champ s'étend sur des centaines de rayons terrestres, bien au-delà de l'orbite du lune à 60 rayons terrestres.

La frontière entre le vent solaire et le champ magnétique terrestre s'appelle la magnétopause. La frontière est constamment en mouvement alors que la Terre est secouée par le vent solaire en constante évolution. Bien que la magnétopause nous protège dans une certaine mesure du vent solaire, elle est loin d'être impénétrable, et l'énergie, la masse et la quantité de mouvement sont transférées du vent solaire vers des régions à l'intérieur de la magnétosphère terrestre. L'interaction entre le vent solaire et le champ magnétique terrestre et l'influence de l'atmosphère et de l'ionosphère sous-jacentes créent diverses régions de champs, de plasmas et de courants à l'intérieur de la magnétosphère, tels que la plasmasphère, le courant annulaire et les ceintures de rayonnement. La conséquence est que les conditions à l'intérieur de la magnétosphère sont très dynamiques et créent ce que nous appelons la « météo spatiale » qui peut affecter les systèmes technologiques et les activités humaines. Par exemple, les ceintures de rayonnement peuvent avoir des impacts sur les opérations des satellites, et les particules et les courants de la magnétosphère peuvent chauffer la haute atmosphère et entraîner une traînée des satellites qui peut affecter les orbites des satellites en orbite terrestre à basse altitude. Les influences de la magnétosphère sur l'ionosphère peuvent également affecter les systèmes de communication et de navigation. Tous ces effets sont discutés ailleurs plus en détail.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX SunEarth3_2

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:45

ÉMISSIONS RADIO F10,7 CM
Le flux radio solaire à 10,7 cm (2800 MHz) est un excellent indicateur de l'activité solaire. Souvent appelé l'indice F10.7, il s'agit de l'un des enregistrements les plus anciens de l'activité solaire. Les émissions radio F10.7 proviennent haut dans la chromosphère et bas dans la couronne de l'atmosphère solaire. Le F10.7 correspond bien au nombre de taches solaires ainsi qu'à un certain nombre d'enregistrements d'irradiation solaire ultraviolette (UV) et visible. Le F10.7 a été mesuré régulièrement au Canada depuis 1947, d'abord à Ottawa, Ontario; puis au Penticton Radio Observatory en Colombie-Britannique, au Canada. Contrairement à de nombreux indices solaires, le flux radio F10.7 peut facilement être mesuré de manière fiable au jour le jour depuis la surface de la Terre, par tous les types de temps. Rapporté en "unités de flux solaire", (sfu), le F10.7 peut varier de moins de 50 sfu à plus de 300 sfu, au cours d'un cycle solaire. Ces mesures F10.7 sont fournies avec l'aimable autorisation du Conseil national de recherches du Canada en partenariat avec Ressources naturelles Canada. De plus amples renseignements sur les services de surveillance météorologique solaire du Canada peuvent être trouvés àhttps://www.nrc-cnrc.gc.ca/eng/solutions/advisory/solar_weather_monitori...(le lien est externe)

L'indice F10.7 s'est avéré très utile pour spécifier et prévoir la météo spatiale. Parce qu'il s'agit d'un long enregistrement, il fournit la climatologie de l'activité solaire sur six cycles solaires. Parce qu'il provient de la chromosphère et de la couronne du soleil, il suit d'autres émissions importantes qui se forment dans les mêmes régions de l'atmosphère solaire. Les émissions d'ultraviolet extrême (EUV) qui impactent l'ionosphère et modifient la haute atmosphère suivent bien l'indice F10.7. De nombreuses émissions ultraviolettes qui affectent la stratosphère et l'ozone sont également en corrélation avec l'indice F10.7. Et parce que cette mesure peut être effectuée de manière fiable et précise depuis le sol dans toutes les conditions météorologiques, il s'agit d'un ensemble de données très robuste avec peu de lacunes ou de problèmes d'étalonnage.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Solar-cycle-10-cm-radio-flux_Nov17

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Solar-cycle-10-cm-radio-flux_Nov17

par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:47

RAYONS COSMIQUES GALACTIQUES
Les rayons cosmiques galactiques (GCR) sont la source de fond hautement énergétique et à variation lente des particules énergétiques qui bombardent constamment la Terre. Les GCR proviennent de l'extérieur du système solaire et sont probablement formés par des événements explosifs tels que les supernova. Ces particules hautement énergétiques sont constituées de pratiquement tous les éléments allant de l'hydrogène, qui représente environ 89 % du spectre GCR, à l'uranium, qui ne se trouve qu'à l'état de traces. Ces noyaux sont entièrement ionisés, ce qui signifie que tous les électrons ont été retirés de ces atomes. De ce fait, ces particules interagissent avec et sont influencées par les champs magnétiques. Les champs magnétiques puissants du Soleil modulent le flux et le spectre du GCR sur Terre.

Au cours d'un cycle solaire, le vent solaire module la fraction des particules GCR à faible énergie de sorte qu'une majorité ne peut pas pénétrer sur Terre près du maximum solaire. Près du minimum solaire, en l'absence de nombreuses éjections de masse coronale et de leurs champs magnétiques correspondants, les particules GCR ont un accès plus facile à la Terre. Tout comme le cycle solaire suit un cycle d'environ 11 ans, il en va de même pour le GCR, avec son maximum, cependant, se rapprochant du minimum solaire. Mais contrairement au cycle solaire, où des sursauts d'activité peuvent modifier rapidement l'environnement, le spectre GCR reste relativement constant en énergie et en composition, ne variant que lentement avec le temps. (Voir la diminution de Forbush pour les changements à court terme du GCR liés aux forts événements solaires spatiaux)

Ces particules chargées se déplacent à de grandes fractions de la vitesse de la lumière et ont une énergie énorme. Lorsque ces particules frappent l'atmosphère, de grandes pluies de particules secondaires sont créées, certaines atteignant même le sol. Ces particules présentent peu de danger pour les humains et les systèmes au sol, mais elles peuvent être mesurées avec des instruments sensibles. Le champ magnétique de la Terre fonctionne également pour protéger la Terre de ces particules en les détournant largement des régions équatoriales, mais en offrant peu ou pas de protection près des régions polaires ou au-dessus d'environ 55 degrés de latitude magnétique (la latitude magnétique et la latitude géographique diffèrent en raison de la inclinaison et décalage du champ magnétique terrestre par rapport à son centre géographique). Cette pluie constante de particules GCR à des latitudes élevées peut entraîner une exposition accrue aux rayonnements pour le personnel navigant et les passagers à des latitudes et des altitudes élevées. De plus, ces particules peuvent facilement traverser ou s'arrêter dans les systèmes de satellites, déposant parfois suffisamment d'énergie pour entraîner des erreurs ou des dommages dans l'électronique et les systèmes des engins spatiaux.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Galactic%20Cosmic%20Rays

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Galactic%20Cosmic%20Rays

par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:48

TEMPÊTES GÉOMAGNÉTIQUES
Une tempête géomagnétique est une perturbation majeure de la magnétosphère terrestre qui se produit lorsqu'il y a un échange très efficace d'énergie du vent solaire dans l'environnement spatial entourant la Terre. Ces tempêtes résultent de variations du vent solaire qui produisent des changements majeurs dans les courants, les plasmas et les champs dans la magnétosphère terrestre. Les conditions de vent solaire qui sont efficaces pour créer des orages géomagnétiques sont des périodes soutenues (de plusieurs à plusieurs heures) de vent solaire à grande vitesse et, plus important encore, un champ magnétique de vent solaire dirigé vers le sud (opposé à la direction du champ terrestre) du côté jour de la magnétosphère. Cette condition est efficace pour transférer l'énergie du vent solaire dans la magnétosphère terrestre.

Les plus grandes tempêtes qui résultent de ces conditions sont associées aux éjections de masse coronale solaire (CME) où environ un milliard de tonnes de plasma du soleil, avec son champ magnétique intégré, arrivent sur Terre. Les CME mettent généralement plusieurs jours pour arriver sur Terre, mais il a été observé, pour certaines des tempêtes les plus intenses, qu'elles arrivent en aussi peu que 18 heures. Une autre perturbation du vent solaire qui crée des conditions favorables aux orages géomagnétiques est un flux de vent solaire à grande vitesse (HSS). Les HSS plongent dans le vent solaire plus lent à l'avant et créent des régions d'interaction co-rotatives, ou CIR. Ces régions sont souvent liées à des tempêtes géomagnétiques qui, bien que moins intenses que les tempêtes CME, peuvent souvent déposer plus d'énergie dans la magnétosphère terrestre sur un intervalle plus long.

Les tempêtes entraînent également des courants intenses dans la magnétosphère, des changements dans les ceintures de rayonnement et des changements dans l'ionosphère, notamment le réchauffement de l'ionosphère et de la région de la haute atmosphère appelée thermosphère. Dans l'espace, un anneau de courant vers l'ouest autour de la Terre produit des perturbations magnétiques au sol. Une mesure de ce courant, l'indice de temps de tempête de perturbation (Dst), a été utilisée historiquement pour caractériser la taille d'une tempête géomagnétique. De plus, il existe des courants produits dans la magnétosphère qui suivent le champ magnétique, appelés courants alignés sur le champ, et ceux-ci se connectent à des courants intenses dans l'ionosphère aurorale. Ces courants auroraux, appelés électrojets auroraux, produisent également de fortes perturbations magnétiques. Ensemble, tous ces courants, et les déviations magnétiques qu'ils produisent au sol, sont utilisés pour générer un indice de perturbation géomagnétique planétaire appelé Kp. Cet indice est à la base de l'une des trois échelles de météo spatiale de la NOAA, la tempête géomagnétique, ou échelle G, qui est utilisée pour décrire la météo spatiale qui peut perturber les systèmes sur Terre.

Pendant les tempêtes, les courants dans l'ionosphère, ainsi que les particules énergétiques qui précipitent dans l'ionosphère ajoutent de l'énergie sous forme de chaleur qui peut augmenter la densité et la distribution de la densité dans la haute atmosphère, provoquant une traînée supplémentaire sur les satellites en basse terre. orbite. L'échauffement local crée également de fortes variations horizontales de la densité ionosphérique qui peuvent modifier le trajet des signaux radio et créer des erreurs dans les informations de positionnement fournies par le GPS. Bien que les tempêtes créent de belles aurores boréales, elles peuvent également perturber les systèmes de navigation tels que le système mondial de navigation par satellite (GNSS) et créer des courants induits géomagnétiques (GIC) nocifs dans le réseau électrique et les pipelines.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX GeomagneticStormAurora

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX GeomagneticStormAurora

par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:49

IONOSPHÈRE
L'ionosphère fait partie de la haute atmosphère terrestre, entre 80 et environ 600 km où le rayonnement solaire ultraviolet extrême (EUV) et X ionise les atomes et les molécules créant ainsi une couche d'électrons. l'ionosphère est importante car elle réfléchit et modifie les ondes radio utilisées pour la communication et la navigation. D'autres phénomènes tels que les particules chargées énergétiques et les rayons cosmiques ont également un effet ionisant et peuvent contribuer à l'ionosphère.

Les atomes et les molécules atmosphériques sont impactés par la haute énergie des photons EUV et X du soleil. La quantité d'énergie (flux de photons) aux longueurs d'onde EUV et des rayons X varie de près d'un facteur dix au cours du cycle solaire de 11 ans. La densité de l'ionosphère change en conséquence. En raison de la variabilité spectrale du rayonnement solaire et de la densité de divers constituants dans l'atmosphère, des couches sont créées dans l'ionosphère, appelées couches D, E et F. D'autres phénomènes solaires, tels que les éruptions et les changements dans le vent solaire et les tempêtes géomagnétiques affectent également la charge de l'ionosphère. Étant donné que la plus grande quantité d'ionisation est causée par l'irradiance solaire, le côté nuit de la terre et le pôle éloigné du soleil (selon la saison) ont beaucoup moins d'ionisation que le côté jour de la terre,

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Ionosphere

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Ionosphere

par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:50

SCINTILLATION IONOSPHÉRIQUE
La scintillation ionosphérique est la modification rapide des ondes radio provoquée par des structures à petite échelle dans l' ionosphère . Des conditions de scintillation sévères peuvent empêcher un récepteur GPS de se verrouiller sur le signal et rendre impossible le calcul d'une position. Des conditions de scintillation moins sévères peuvent réduire la précision et la fiabilité des résultats de positionnement.

La scintillation des ondes radio a un impact sur la puissance et la phase du signal radio. La scintillation est causée par une structure à petite échelle (des dizaines de mètres à des dizaines de km) dans la densité électronique ionosphérique le long du trajet du signal et est le résultat d'interférences d'ondes réfractées et/ou diffractées (diffusées). La scintillation est généralement quantifiée par deux indices : S4 pour la scintillation d'amplitude et σφ (sigma-phi) pour la scintillation de phase. Les indices reflètent la variabilité du signal sur une période de temps, généralement une minute. La scintillation est plus répandue aux latitudes basses et élevées, mais les latitudes moyennes, comme les États-Unis, connaissent une scintillation beaucoup moins fréquemment. La scintillation est fortement fonction de l'heure locale, de la saison, de l'activité géomagnétique et du cycle solaire, mais elle est également influencée par les ondes se propageant depuis la basse atmosphère.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Scintillation2

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Scintillation2

par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:56

CEINTURES DE RAYONNEMENT
Les ceintures de rayonnement sont des régions de populations accrues d'électrons et de protons énergétiques entourant la Terre dans l'espace. Ces ceintures sont très dynamiques, augmentant et diminuant sur des échelles de temps allant des minutes aux années. Les niveaux élevés de rayonnement causés par les électrons et les protons énergétiques en font une région très dure pour les satellites.

Les ceintures de radiation terrestres, découvertes peu après le lancement du premier satellite américain en 1958, ont été l'une des premières découvertes de l'ère spatiale. Depuis lors, alors que de nombreux satellites ont effectué des observations lors de leur passage à travers les ceintures, on ne comprend toujours pas grand-chose des processus qui provoquent l'excitation, le transport et la perte de particules de la ceinture de rayonnement.

Il existe cependant une bonne compréhension des propriétés typiques des ceintures de rayonnement, y compris leur emplacement et certains des processus qui contrôlent l'intensité et la variabilité de la ceinture de rayonnement. Le mouvement et la dynamique des particules de la ceinture de rayonnement sont contrôlés dans une large mesure par les champs magnétiques et électriques dans l'espace et par la façon dont ces champs varient en raison de l'interaction entre le vent solaire et l'environnement magnétique et plasmatique de la Terre. Des électrons avec des énergies typiques supérieures à 0,1 million d'électronvolts (MeV) se trouvent à la fois dans une ceinture intérieure (d'environ 1,5 à 3 Re (rayons terrestres) au-dessus du centre de la Terre dans le plan équatorial) et dans une ceinture extérieure (d'environ 3 à 10 Re ). La soi-disant «région de fente» se forme entre les deux ceintures d'électrons à la suite de pertes dues aux interactions d'électrons avec des ondes électromagnétiques appelées siffleurs. L'emplacement radial et l'intensité des ceintures de rayonnement électronique sont extrêmement variables, et la prévision de cette variabilité est l'un des principaux défis pour les météorologues spatiaux. Les protons de haute énergie, avec des énergies typiques supérieures à 10 MeV, forment une ceinture qui s'étend d'environ 1,1 à 3 rayons terrestres.

Les particules énergétiques qui composent les ceintures de rayonnement peuvent être dangereuses pour les satellites et les astronautes dans l'espace et peuvent également avoir des effets sur l'ionosphère et la haute atmosphère terrestres. Par exemple, les protons de la ceinture de rayonnement à haute énergie, et même les rayons cosmiques galactiques à énergie plus élevée, peuvent altérer l'état électronique des appareils électroniques sensibles sur les satellites, entraînant des erreurs ou des pannes informatiques. Dans le cas des électrons à haute énergie, ils peuvent causer de graves dommages aux câbles satellites et aux puces informatiques par un processus appelé charge diélectrique profonde qui aboutit à des décharges nocives. Lorsque les électrons MeV précipitent dans la haute atmosphère terrestre, ils peuvent appauvrir la couche d'ozone et affecter les processus chimiques dans l'atmosphère.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Radiation%20Belts

PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Radiation%20Belts

par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:57

IRRADIANCE SOLAIRE EUV
L'ultraviolet extrême solaire (EUV) est un rayonnement solaire qui couvre les longueurs d'onde de 10 à 120 nm du spectre électromagnétique. Il est très énergétique et il est absorbé dans la haute atmosphère, qui non seulement chauffe la haute atmosphère mais l'ionise également, créant l'ionosphère. Le rayonnement EUV solaire change d'un facteur dix au cours d'un cycle solaire typique. Cette variabilité produit des variations similaires dans l'ionosphère et la haute atmosphère. Les variations EUV solaires sont l'un des trois principaux moteurs de la variabilité ionosphérique.

Le rayonnement solaire extrême-ultraviolet (EUV) provient de la couronne et de la chromosphère de l'atmosphère solaire. Le spectre EUV solaire, entre 1 et 120 nm, est dominé par les raies spectrales de l'hydrogène (H), de l'hélium (He), de l'oxygène (O), du sodium (Na), du magnésium (Mg), du silicium (Si) et du fer ( Fe). Les photons EUV atteignent la Terre et sont complètement absorbés dans la haute atmosphère au-dessus de 80 km. La thermosphère terrestre, située entre 80 et 600 km d'altitude, est chauffée principalement par le rayonnement EUV solaire. Les photons EUV ionisent également l'atmosphère en créant des électrons, qui forment l'ionosphère. L'irradiance solaire EUV varie d'un ordre de grandeur sur des échelles de temps allant des minutes aux heures (éruptions solaires), des jours aux mois (rotation solaire) et des années aux décennies (cycle solaire).

Parce que le rayonnement EUV solaire est absorbé par la haute atmosphère, il est impossible de mesurer à partir du sol. Ainsi, les mesures doivent être faites à partir de fusées et de satellites. Il est difficile de construire et d'entretenir des capteurs capables de mesurer le rayonnement EUV solaire. Pendant de nombreuses années, les gens se sont appuyés sur des proxys pour l'EUV solaire tels que le nombre de taches solaires ou le flux radio F10,7 cm.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX EUVresized

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:58

ÉRUPTIONS SOLAIRES (PANNES RADIO)
Les éruptions solaires sont de grandes éruptions de rayonnement électromagnétique du Soleil qui durent de quelques minutes à quelques heures. L'explosion soudaine d'énergie électromagnétique se déplace à la vitesse de la lumière, donc tout effet sur le côté éclairé par le soleil de l'atmosphère extérieure exposée de la Terre se produit en même temps que l'événement est observé. Le niveau accru de rayons X et de rayonnement ultraviolet extrême (EUV) entraîne une ionisation dans les couches inférieures de l' ionosphère du côté ensoleillé de la Terre. Dans des conditions normales, haute fréquence ( HF) les ondes radio sont capables de supporter la communication sur de longues distances par réfraction via les couches supérieures de l'ionosphère. Lorsqu'une éruption solaire suffisamment forte se produit, une ionisation se produit dans les couches inférieures et plus denses de l'ionosphère (la couche D), et les ondes radio qui interagissent avec les électrons dans les couches perdent de l'énergie en raison des collisions plus fréquentes qui se produisent dans les couches supérieures. environnement de densité de la couche D. Cela peut entraîner une dégradation ou une absorption complète des signaux radio HF. Cela se traduit par une panne radio - l'absence de communication HF, impactant principalement la bande 3 à 30 MHz. Le produit D-RAP (D-Region Absorption Prediction) établit une corrélation entre l'intensité des éruptions et la force d'absorption et la propagation de la couche D.

Les éruptions solaires ont généralement lieu dans les régions actives, qui sont des zones du Soleil marquées par la présence de champs magnétiques puissants ; généralement associé à des groupes de taches solaires . Au fur et à mesure que ces champs magnétiques évoluent, ils peuvent atteindre un point d'instabilité et libérer de l'énergie sous diverses formes. Il s'agit notamment des rayonnements électromagnétiques, qui sont observés sous forme d'éruptions solaires.

Les intensités des éruptions solaires couvrent une large gamme et sont classées en termes d'émission maximale dans la bande spectrale 0,1 à 0,8 nm (rayons X mous) du NOAA/GOES XRS. Les niveaux de flux de rayons X commencent par le niveau « A » (nominalement à partir de 10 -8 W/m 2 ). Le niveau suivant, dix fois supérieur, est le niveau « B » (≥ 10 -7 W/m 2 ) ; viennent ensuite les torches « C » (10 -6 W/m 2 ), les torches « M » (10 -5 W/m 2 ) et enfin les torches « X » (10 -4 W/m 2 ).

Les coupures de courant radio sont classées à l'aide d'une échelle de météo spatiale NOAA à cinq niveaux , directement liée au pic maximal de l'éruption de rayons X mous atteint ou attendu. SWPC prévoit actuellement la probabilité d'éruptions de classe C, M et X et la relie à la probabilité d'événements R1-R2 et R3 ou plus dans le cadre de nos produits de prévision et de discussion sur 3 jours . SWPC émet également une alerte lorsqu'une éruption M5 (R2) se produit.

Le tableau ci-dessous fournit la corrélation entre les pannes radio, les éruptions solaires, le flux d'énergie nominal (watts par mètre carré) et le descripteur d'événement de gravité désigné
Radio Blackout….. X-ray Flare….. Flux (W/m2)….. Descripteur de sévérité

R1 M1 0,00001 Mineur

R2 M5 0,00005 Modéré

R3 X1 0,0001 Fort

R4 X10 0,001 Sévère

R5 X20 0.002 Extrême
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX FlareImage

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 8:59

TEMPÊTE DE RAYONNEMENT SOLAIRE
Les tempêtes de rayonnement solaire se produisent lorsqu'une éruption magnétique à grande échelle, provoquant souvent une éjection de masse coronale et une éruption solaire associée , accélère les particules chargées dans l'atmosphère solaire à des vitesses très élevées. Les particules les plus importantes sont les protons qui peuvent être accélérés à de grandes fractions de la vitesse de la lumière. À ces vitesses, les protons peuvent parcourir les 150 millions de km du Soleil à la Terre en seulement 10 minutes ou moins. Lorsqu'ils atteignent la Terre, les protons en mouvement rapide pénètrent dans la magnétosphère qui protège la Terre des particules chargées d'énergie inférieure. Une fois à l'intérieur de la magnétosphère , les particules sont guidées le long des lignes de champ magnétique et pénètrent dans l'atmosphère près des pôles nord et sud.

La NOAA classe les tempêtes de rayonnement solaire en utilisant l' échelle de météo spatiale de la NOAA sur une échelle de S1 à S5. L'échelle est basée sur des mesures de protons énergétiques prises par le satellite GOES en orbite géosynchrone. Le début d'une tempête de rayonnement solaire est défini comme le moment où le flux de protons à des énergies ≥ 10 MeV est égal ou supérieur à 10 unités de flux de protons (1 pfu = 1 particule*cm-2*s-1*ster-1). La fin d'une tempête de rayonnement solaire est définie comme la dernière fois où le flux de protons ≥ 10 MeV est mesuré à ou au-dessus de 10 pfu. Cette définition permet à de multiples injections d'éruptions et de chocs interplanétaires d'être englobées par une seule tempête de rayonnement solaire. Une tempête de rayonnement solaire peut persister pendant des périodes allant de quelques heures à plusieurs jours.

Les tempêtes de rayonnement solaire provoquent plusieurs impacts près de la Terre. Lorsque des protons énergétiques entrent en collision avec des satellites ou des humains dans l'espace, ils peuvent pénétrer profondément dans l'objet avec lequel ils entrent en collision et endommager les circuits électroniques ou l'ADN biologique. Pendant les tempêtes de rayonnement solaire les plus extrêmes, les passagers et l'équipage des avions volant à haute altitude peuvent être exposés à un risque de rayonnement. De plus, lorsque les protons énergétiques entrent en collision avec l'atmosphère, ils ionisent les atomes et les molécules créant ainsi des électrons libres. Ces électrons créent une couche près du fond de l'ionosphère qui peut absorber les ondes radio haute fréquence (HF) rendant la communication radio difficile ou impossible.

SWPC prévoit actuellement la probabilité d'occurrence de S1 (orage de rayonnement mineur) dans le cadre de nos produits de prévision et de discussion sur les prévisions à 3 jours et émet un avertissement pour un événement S1 ou supérieur attendu ; ainsi qu'un avertissement lorsque le niveau de protons de 100 MeV devrait atteindre 1 pfu. De plus, SWPC émet des alertes lorsque chaque niveau de tempête de rayonnement à l'échelle de la météo spatiale de la NOAA est atteint (S1-S5) et/ou lorsque les protons de 100 MeV atteignent 1 pfu.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX RadiationStorm

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 9:01

VENT SOLAIRE
Le vent solaire s'écoule continuellement vers l'extérieur du Soleil et se compose principalement de protons et d'électrons dans un état connu sous le nom de plasma. Le champ magnétique solaire est intégré dans le plasma et s'écoule vers l'extérieur avec le vent solaire.

Différentes régions du Soleil produisent des vents solaires de différentes vitesses et densités. Les trous coronaux produisent un vent solaire de grande vitesse, allant de 500 à 800 kilomètres par seconde. Les pôles nord et sud du Soleil ont de grands trous coronaux persistants, de sorte que les hautes latitudes sont remplies de vent solaire rapide. Dans le plan équatorial, où la Terre et les autres planètes orbitent, l'état le plus courant du vent solaire est le vent à faible vitesse, avec des vitesses d'environ 400 kilomètres par seconde. Cette portion du vent solaire forme la nappe de courant équatorial.

Pendant les périodes calmes, la feuille de courant peut être presque plate. À mesure que l'activité solaire augmente, la surface solaire se remplit de régions actives, de trous coronaux et d'autres structures complexes, qui modifient le vent solaire et la nappe de courant. Parce que le Soleil tourne tous les 27 jours, le vent solaire devient une spirale complexe de hautes et basses vitesses et de hautes et basses densités qui ressemble à la jupe d'une ballerine tournoyante (voir figure). Lorsque le soleil à grande vitesse dépasse le vent à vitesse lente, il crée ce que l'on appelle une région d'interaction corotative. Ces régions d'interaction sont constituées de vent solaire avec des densités très élevées et de forts champs magnétiques

Au-dessus de la nappe de courant, le vent solaire à plus grande vitesse a généralement une polarité magnétique dominante dans une direction et en dessous de la nappe de courant, la polarité est dans la direction opposée. Au fur et à mesure que la Terre se déplace à travers cette jupe de ballerine en évolution, elle se trouve parfois dans la nappe de courant héliosphérique, parfois au-dessus et parfois en dessous. Lorsque le champ magnétique du vent solaire change de polarité, c'est une forte indication que la Terre a traversé la feuille de courant. L'emplacement de la Terre par rapport à la feuille de courant est important car les impacts de la météo spatiale dépendent fortement de la vitesse du vent solaire, de la densité du vent solaire et de la direction du champ magnétique intégré dans le vent solaire.

Chacun des éléments mentionnés ci-dessus joue un rôle dans la météo spatiale. Les vents à grande vitesse apportent des tempêtes géomagnétiques tandis que les vents à vitesse lente apportent un climat spatial calme. Les régions d'interaction corotatives et, dans une moindre mesure, les traversées de nappes de courant, peuvent également provoquer des perturbations géomagnétiques. Ainsi, la spécification et la prévision du vent solaire sont essentielles pour développer des prévisions de la météo spatiale et de ses impacts sur Terre.
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX Solar%20Wind

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 9:02

TACHES SOLAIRES/CYCLE SOLAIRE
Les taches solaires sont des zones sombres qui deviennent apparentes sur la photosphère du Soleil à la suite d'un flux magnétique intense remontant de plus loin à l'intérieur du Soleil. Les zones situées le long de ce flux magnétique dans la photosphère et la chromosphère supérieures s'échauffent et deviennent généralement visibles sous forme de facules et de plages - souvent appelées régions actives. Cela provoque des zones plus froides (7 000 F), moins denses et plus sombres au cœur de ces champs magnétiques que dans la photosphère environnante (10 000 F) - vues comme des taches solaires. Les régions actives associées aux groupes de taches solaires sont généralement visibles sous forme d'améliorations lumineuses dans la couronne aux longueurs d'onde EUV et des rayons X. Les changements rapides dans l'alignement du champ magnétique des régions actives associées aux groupes de taches solaires sont les sources les plus probables d'événements météorologiques spatiaux importants tels que les éruptions solaires, les CME, les tempêtes de rayonnement et les sursauts radio.

Les taches solaires apparaissent dans une grande variété de formes et de formes. La zone la plus sombre d'une tache solaire (également la première à être observée) s'appelle les ombres. Au fur et à mesure que la tache solaire mûrit (devient plus intense), une zone périphérique moins sombre de structure fibrillaire bien définie se développe autour des ombres - appelée pénombre. Les taches solaires peuvent passer d'une tache unipolaire individuelle à des groupes de taches bipolaires plus organisés; ou même évoluer en d'immenses groupes de taches solaires très complexes avec des polarités magnétiques mixtes dans tout le groupe. Les plus grands groupes de taches solaires peuvent couvrir de larges étendues de la surface du Soleil et avoir plusieurs fois la taille de la Terre.

Les groupes de taches solaires qui sont clairement visibles et observés par des observatoires au sol désignés se voient attribuer un numéro de région à 4 chiffres NOAA/SWPC pour enregistrer et suivre officiellement le groupe de taches solaires lorsqu'il tourne sur le disque solaire visible. Les groupes de taches solaires sont analysés et caractérisés en fonction de leur taille et de leur complexité par les prévisionnistes du SWPC chaque jour à l'aide de l'échelle de classification modifiée de Zurich et du système de classification magnétique du mont Wilson. Cette analyse et cette classification quotidiennes des taches solaires sont soumises à la fin de chaque jour UTC en tant que rapport Résumé de la région solaire .

Les taches solaires peuvent changer continuellement et ne durer que quelques heures à quelques jours; voire des mois pour les groupes les plus intenses. On sait depuis longtemps que le nombre total de taches solaires varie avec une répétition d'environ 11 ans connue sous le nom de cycle solaire. Le pic d'activité des taches solaires est appelé maximum solaire et l'accalmie est appelée minimum solaire. Les cycles solaires ont commencé à recevoir des numéros consécutifs. Cette attribution de numéro a commencé avec le cycle solaire 1 en 1755 et le plus récent étant le cycle 24 - qui a commencé en décembre 2008 et se rapproche maintenant du minimum solaire. On considère qu'un nouveau cycle solaire a commencé lorsque des groupes de taches solaires émergent à des latitudes plus élevées avec les polarités magnétiques des taches principales opposées à celles du cycle précédent. Un tracé de la progression du nombre de taches solaires pour le cycle solaire précédent et actuel,déroulement du cycle solaire .

Les nombres officiels quotidiens et mensuels de taches solaires sont déterminés par le World Data Center - Sunspot Index and Long-term Solar Observations ( WDC-SILSO(le lien est externe)) à l'Observatoire Royal de Belgique. Généralement, les rapports sur les taches solaires des observatoires calculent le nombre de taches solaires, chaque groupe de taches solaires comptant pour 10, et chaque ombre au sein de chaque groupe de taches est considérée individuellement comme 1. Par conséquent, aucune tache solaire sur le Soleil visible ne serait considérée comme nulle ; tandis que le prochain nombre possible ne peut être que 11 ou plus.

Des informations plus détaillées sur les concepts de nombre de taches solaires et une perspective approfondie sur le cycle solaire, peuvent être apprises en lisant l'article scientifique : "Revisiting the Sunspot Number, a 400-year perspective on the Solar Cycle" par F. Clette, L. Svalgaard, J. Vaquero et E. Cliver ; Space Sci Rev (2014) 186:35-103; DOI 10.1007/s11214-014-0074-2
PHÉNOMÈNES MÉTÉOROLOGIQUES SPATIAUX SunspotPicture_phenomena_update

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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 9:02

CONTENU TOTAL EN ÉLECTRONS
Le contenu électronique total (TEC) est le nombre total d'électrons présents le long d'un chemin entre un émetteur radio et un récepteur. Les ondes radio sont affectées par la présence d'électrons. Plus il y a d'électrons sur le trajet de l'onde radio, plus le signal radio sera affecté. Pour les communications sol-satellite et la navigation par satellite, le TEC est un bon paramètre pour surveiller les éventuels impacts météorologiques spatiaux.

TEC est mesuré en électrons par mètre carré. Par convention, 1 Unité TEC TECU = 10^ 16 électrons/m². Les valeurs TEC verticales dans l'ionosphère terrestre peuvent aller de quelques à plusieurs centaines de TECU.

Le TEC dans l'ionosphère est modifié en changeant le rayonnement ultraviolet extrême solaire, les orages géomagnétiques et les ondes atmosphériques qui se propagent depuis la basse atmosphère. Le TEC dépendra donc de l'heure locale, de la latitude, de la longitude, de la saison, des conditions géomagnétiques, du cycle et de l'activité solaires et des conditions de la troposphère. La propagation des ondes radio est affectée par l'ionosphère. La vitesse des ondes radio change lorsque le signal traverse les électrons dans l'ionosphère. Le retard total subi par une onde radio se propageant à travers l'ionosphère dépend à la fois de la fréquence de l'onde radio et du TEC entre l'émetteur et le récepteur. À certaines fréquences, les ondes radio traversent l'ionosphère. A d'autres fréquences, les ondes sont réfléchies par l'ionosphère.

Le changement de trajectoire et de vitesse des ondes radio dans l'ionosphère a un impact important sur la précision des systèmes de navigation par satellite tels que le GPS/GNSS. Négliger les changements dans l'ionosphère TEC peut introduire des dizaines de mètres d'erreur dans les calculs de position. Le système de positionnement global (GPS), la partie américaine du GNSS, utilise un modèle empirique de l'ionosphère, le modèle de Klobuchar, pour calculer et supprimer une partie de l'erreur de positionnement causée par l'ionosphère lorsque des récepteurs GPS à fréquence unique sont utilisés. Lorsque les conditions s'écartent de celles prévues par le modèle de Klobuchar, les systèmes GPS/GNSS auront des erreurs de positionnement plus importantes. Image : CTIPe (Codrescu) Impacts : Navigation GPS Communication par satellite
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par **14RC126** Ven 19 Aoû - 9:03

QUELLE EST CETTE TACHE LUMINEUSE DANS L'IMAGE DES ÉJECTIONS DE MASSE CORONALES ?
Quels sont ces points lumineux qui apparaissent dans l'image CME, les gens demandent souvent. Remarquez dans l'exemple ci-dessus, le point indiqué par les flèches rouges semble se déplacer de droite à gauche au cours de trois jours. Le projet Sungrazer(le lien est externe)hébergée par le Naval Research Lab peut répondre à cette question. Pour notre exemple, la page Sungrazer montre que le point lumineux est Mercure et sera visible du 17 juillet au 30 juillet.

Ces images CME sont fournies par le coronographe SOHO/LASCO(le lien est externe)instrument. Parfois, il y a des lacunes dans l'imagerie lorsque le vaisseau spatial SOHO n'est pas suivi par le Deep Space Network (DSN). Le temps de suivi disponible sur le DSN doit être partagé entre plusieurs engins spatiaux, de sorte que SOHO n'est pas suivi en continu. Pour voir quand les données SOHO seront disponibles, vous pouvez visiter cette page.(le lien est externe) Pour voir ce que le DSN suit actuellement, vous pouvez visiter la page DSN Now(le lien est externe).
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