Analysis of Very Low Frequency signal perturbations due to solar eruptions

Dirigée par
Feu Professeur
Mouloud TRIBÈCHE
Sujet:
Présentée par
Yasmina BOUDERBA
Université des Sciences et de la Technologie Houari Boumediene
Soutenance de Thèse de Doctorat
Option: Physique théorique
Faculté de physique
07 Mai 2018
Etude et analyse des perturbations des signaux de très
basses fréquences (TBF) dues aux éruptions solaires

Le plan
I - Relation Soleil - Terre
II - La technique TBF (VLF) et instrumentation
III - Résultats de l’analyse de données et de la simulation
IV - Résultats de la résolution du model numérique
V - Conclusion et perspectives
2

3
I-Relation Soleil - Terre
Activité solaire
Soleil:

 Un cycle suit une périodicité moyenne de 11.2 ans
4
Activité solaire
leur tracé au cours du temps  les cycles de l’activité solaire (min et max)
 23 cycles solaires répertoriés, le 24ème est en cours:
 Apparition des taches solaires sur la surface d’une manière cyclique,
Soleil:
 min en 2008
 max en 2014
 Actuellement phase décroissante

5
 Des explosions qui se produisent sous forme de rayonnement (Raie Hα de l’hydrogène, λ=656.3 mm)
 Parfois suivies par un jet de matière ionisée qui se perd dans le milieu interplanétaire
Aurore boréale (Norvège)
22 janvier 2012
Les éruptions solaires (ES)
Soleil:
Parcours de l’énergie dégagée dans le milieu interplanétaire
Soleil
Terre

6
 Classées selon l’intensité du flux solaire X lors de l’explosion (GEOS: 0.1- 0.8 nm)
• A, B, C: petites avec peu de conséquence
• M: moyennes avec effet important
• X: très importantes et spectaculaires
Classement des éruptions solaires
Soleil:
Eruption solaire M3.2-UV
19 janvier 2012 (SDO/NASA)
Aurore boréale (Norvège)
22 janvier 2012
+3 jours

 La Terre comporte une atmosphère neutre qui varie en
fonction de l’altitude qui se compose de plusieurs couches
 La formation de l’ionosphère entre ~ 60 et 1000 km est due
à l’ionisation de l’atmosphère neutre sous l’effet du
rayonnement solaire (établi par Chapman)
L’atmosphère
Terre:
Stratification de l’atmosphère 7

La fonction de production de Chapman normalisée:
Théorie de Chapman : la formation des couches ionisées dans l’atmosphère dépend de la pénétration du rayonnement
solaire et de son absorption par les espèces atmosphériques à différentes altitudes
𝐼0: l’intensité du rayonnement lumineux à 1 UA
τ : l’épaisseur optique ( l’atténuation du rayonnement
solaire incident dans l’atmosphère)
8
𝜒: angle solaire zénithal
𝑧′
: paramètre normalisé de la hauteur
𝜒
z
Taux de production de Chapman en fonction de
l’altitude
La formation de l’ionosphère
Terre:

(90 -120 km)
(60 - 90 km)
(120 - 210 km)
(210 – 400→ ~ 1000 km)
3 régions stratifiées horizontalement : D, E et F (F1 et F2)
 Le sondage de la couche D ne peut pas se faire
par des instruments in situ en continu
(ballons météorologiques et missions satellitaires)
 La couche D assure la propagation des ondes VLF
Technique VLF
Études des perturbations du signal VLF
dues aux éruptions solaires
La structure de l’ionosphère
Terre:
9
La nuit Le jour

10
Onde radio de Très Basses Fréquences (TBF: 3-50 kHz), en anglais Very Low Fréquency (VLF)
 Emission – Réception sur distance (d) entre Ex - Rx
 Propagation dans le guide d'onde Terre-ionosphère
II-Technique VLF et instrumentation
Principe
VLF:

11
Il existe un récepteur VLF à Boumerdès au coordonnée 36.75° N et 3.47° E, fonctionnel depuis 2007
Instrumentation
VLF:
Préamplificateur
Ligne du Récepteur
Antenne GPS pour la
synchronisation
Deux antennes réceptrices
NS et EW
PC avec une carte
d’acquisition
Récepteur d’Alger

12
Récepteurs VLF du Réseau international « AWESOME »
Emetteurs VLF
(Atmospheric Weather Electromagnetic System for Observation Modeling and Education)
Instrumentation
VLF:
Parcours du propagation d (ENRK - RALG ) = 3495 km
ENRK (63.85°N, 22.45°O, 37.5 kHz, Islande)

Enregistrement du signal VLF lors d’une journée calme (05 Aout 2008)
Amplitude
(dB)
0
5
10
NRK- ALG : 05 août 2008
12:00
0:00 4:00 8:00 20:00
16:00 0:00
Temps (TU)
13
Lever du Soleil Coucher du Soleil
Journée calme
Enregistrement du signal VLF:
Propagation du signal VLF
 Des variations caractéristiques au lever et au coucher du Soleil  la transition jour/nuit
 La propagation des ondes VLF est stable durant le jour
La nuit Le jour

14
Lorsque ce flux s’estompe:
 l’excès des e libres disparaît graduellement dans la
couche D (la recombinaison)  disparition de PDBI
 le retour à l’équilibre de la couche D
 la propagation stable des ondes VLF
Le flux des
éruptions solaires
variations du signal (amplitude et/ou de phase)
Journée active
Enregistrement du signal VLF:
-PDBI (perturbation à début
brusque de l’ionosphère)
-Densité électronique (Ne) élevée
Enregistrement du signal VLF lors d’une journée active
(27 Avril 2012)
M1.0
M1.0
Enregistrement de GOES (NOAA)

Le nombre d’évènements à traiter: 2341
 Les éruptions solaires durant la période:2007-2013
 Les éruptions solaires de classes C, M et X
 Les éruptions solaires ont lieu entre le lever et le
coucher du Soleil (couche D diurne)
15
III- Résultats de l’analyse de données et de la simulation
Sélection de données
Analyse du signal VLF:
Histogramme du nombre d’éruptions solaires au cour du temps

Dans notre étude, nous avons déterminé les paramètres de perturbation associés (ΔAm, ΔPm) pour chaque événement
16
Analyse du signal VLF:
Nous avons considéré quelques critères
 Evénements isolés
 Simultanément ΔAm et ΔPm
(simulation avec le code)
 Chemin totalement éclairé
Le nombre d’évènements est réduit à 330
M1.0

17
Profils de ΔAm et ΔPm
ΔAm et ΔPm augmentent avec l’augmentation de Imax
Cette étape est primordiale dans notre analyse pour étudier le comportement de la couche D lors des
éruptions solaires (Ne : simulation avec le code « LWPC »)
Résultats de l’analyse:
Les tracés de ΔA, ΔP en fonction de Imax
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
C X
M C X
M

18
 Simule la propagation des ondes VLF
 Basé sur le modèle ionosphérique de Wait qui détermine le profil de Ne qui est en fonction de H’ et β
 Les conditions ionosphériques normales:
H’= 74 km et β=0.3 km-1
 Soleil actif : PDBI modifient la géométrie du guide d'onde
(H’ diminue et β augmente)
Simulation avec le code « LWPC »
Résultats de la simulation: Le code « LWPC »
β [Km-1]: le gradient de conductivité
H’ [Km]: la hauteur de réflexion effective
z [Km]: l’altitude

19
 Processus d’itération dans le code « LWPC»
 Prélever (H’, β) sur le code lorsque:
ΔALWPC ≈ ΔAm
ΔPLWPC ≈ ΔPm | ΔPm – ΔPLWPC | < 0.2°
| ΔAm – ΔALWPC | < 0.1 dB
Condition:
Résultats de la simulation: Profils de H’ et β en fonction de Imax
H’ diminue et β augmente avec l’augmentation de Imax
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
74
72
70
68
66
64
H’
(km)
0.30
0.50
0.45
0.40
0.35
β
(km
-1
)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
C X
M C X
M

20
Résultats de la simulation: Profils de Ne en fonction de Imax
 Ne augmente avec l’augmentation de Imax
lié à la position
du Soleil (χ)
H’ et β déterminés, sont injectés dans la formule de Wait
 Certaines éruptions solaires moyennes et fortes modifient
H’, β et Ne de la même façon que les éruptions solaires
faibles
Par convention:
-90° ≤ χ ≤ 0°  - χ
0° ≤ χ ≤ 90°  χ
Les éruptions solaires moyennes et fortes se sont
produites à χ élevés et vice versa
M
C
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
108
109
1010
N
e
(m
-3
)
z=74 km
C X
M

21
L’intérêt est de lever la condition de l’ionisation pour une estimation précise des perturbations ionosphériques
Résultats de la simulation: L’ intérêt de fixer χ ?
Ne ≈ 2,66 * 108 m-3
Le flux des éruptions solaires de classe C à différents χ L'évolution de Ne en fonction de χ pour C et M
La classe C produit ≈ même ordre de grandeur de Ne Ne =7.6 x 108 m-3 par C7.9 à χ = -20,42 ° et M3.1 à χ = - 45,46 °

22
L’intérêt est de lever la condition de l’ionisation pour une estimation précise des perturbations ionosphériques
Résultats de la simulation: L’ intérêt de fixer χ ?
Ne ≈ 2,66 * 108 m-3
Le flux des éruptions solaires de classe C à différents
χ
L'évolution de Ne en fonction de χ pour C et
M
La classe C produit ≈ même ordre de grandeur de Ne
Ne =7.6 x 108 m-3 par C7.9 à χ = -20,42 ° et M3.1 à χ = - 45,46 °
χ= - 40°, Le nombre d’évènements est réduit à 30 (C1,2 - X6,9)

23
(ΔAm, ΔPm) en fonction de Imax
Résultats à χ=-40°:
Les différents profils évoluent de façon régulière
(ΔAm, ΔPm) augmentent avec l’augmentation du flux des éruptions solaires
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)

24
H’, β en fonction de Imax
Imax >C4: l’ionisation devient importante, H’ diminue et β augmente
(H’=64.08 km, β=0.465 km-1 pour X6.9)
Imax <C4: H’ , β varient lentement
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)

25
Ne en fonction de Imax
le flux atteignant l’atmosphère n’est pas suffisant
pour maintenir l’ionisation à basses altitudes
Imax < C4: Ne varie lentement
(L’ionisation est rapidement compensée par la perte)
le flux devient suffisant pour maintenir une ionisation
élevée à basses altitudes pouvant réfléchir le signal VLF
plus bas.
Imax > C4: l’ionisation devient importante, Ne augmente
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)

26
Ne en fonction de z
Les profils de Ne en fonction de la hauteur à l’état ambiant et l’état perturbé (C1.2 M1.0 et X6.9)
Une faible éruption solaire n’augmente pas significativement Ne
Les éruptions solaires de flux plus important entraînent des
augmentations plus importantes de Ne dans la région D.

27
Comportement modal :
Lors de l’enregistrement des perturbations du signal VLF dues aux éruptions solaires, différentes formes sont enregistrées
(crête montante/crête descendante)
Ces différentes allures sont indépendantes de la classe de l’éruption
solaire, mais elles sont liées à la structure modale du signal VLF

28
Le signal perturbé est parfois au-dessus et parfois en-dessous
du signal ambiant
La position du « fading » se déplace vers l’EX
lorsque Imax
augmente
Signal VLF (ambiant et perturbé) présente plusieurs positions
nulles (fading) (une chute du signal suivie par une croissance)
 d < 1000 km: fading sont plus nombreux et plus rapproché
(interférence de tout les modes)
 d > 1000 km: fading sont plus éloignés et moins nombreux
(le mode fondamental persiste en fonction de d )
L’amplitude s’atténue en fonction de d(E-R)
Changement d’allure  comportement modal du signal qui change en fonction de d( ENRK –RALG)
Simulation de la propagation du signal VLF en fonction de d
Signal ambiant
Signal perturbé (C1.2)
Signal perturbé (M1.0)
Signal perturbé (X6.9)

29
Suivi du fading sur le signal ambiant (N1=640 km, N2=3495 km)
Déplacement du fading (ΔdN) en fonction de Imax
Imax < C4 : ΔdN pas importants Imax > C4: ΔdN importants
Lors des éruptions solaires ΔdN se déplacent vers l’ENRK
ΔdN sont considérables à grande d de l’ ENRK (ΔdN2 =585 km , ΔdN1=160 km pour X6.9)
Déplacement du fading lors des éruptions solaires
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)

Déterminer les coefficients d’atténuations du « fading » pour N1 , N2 , bas mode 1 et haut mode 7
30
Coefficients d’Atténuations (CA) en fonction de Imax
Confirme encore une fois que le signe des paramètres de la perturbation est
principalement lié à la composition modale du signal
va accroître les interférences entre les
modes le long du trajet jusqu'au R et
également changer la position du fading
L’effet des éruptions solaires est
d’augmenter la contribution des modes dans
l’amplitude du signal enregistré
Imax < C4 : CA varient lentement (1, 7)
Imax > C4: CA diminuent (mode 1, 7)
La diminution des CA du mode élevé est
plus importante que celui du bas mode
Pour expliquer:
 la raison du déplacement du « fading » vers l’ ENRK
 pourquoi ΔdN est important à longue d de l’ ENRK
Etudier l’effet des éruptions solaires sur la composition modale du signal
Le signal est constitué de 9 modes
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3
Imax (W/m2)
10-6 10-5 10-4 10-3

31
publication des différents résultats

32
Constituant atmosphériques majeurs des neutres pour la couche D: O2 , N2
Les constituants neutres sont à l’origine de la formation de la couche D sous l’effet du rayonnement solaire à travers:
Dans une atmosphère en équilibre:
 les processus de productions (ionisation et détachement)
 les processus de pertes (recombinaison et attachement)
IV- Résultats de la résolution du model numérique
La chimie de la couche D :

Etudier les modifications de la région D dues aux éruptions solaires
Représenté par le système d’équations différentielles (ED) régissant l’équilibre des densités de différentes espèces
L’équation de la quasi neutralité : 𝑁𝑒 + 𝑁−
= 𝑁+
+ 𝑁𝑥
+
(Glokhov- Pasko- Inan)
33
q: le taux de production de pairs q (e-ions)
γ, β, αd, αd
c, αi et B: coefficients atmosphériques
β, γ et B: en fonction des densités des neutres O2, N2
αi, αc
d, et αd ont des valeurs fixes
« MSIS-E-90 Atmosphere Model »
Ne , N- , N+ , Nx
+ (Cm-3): Densités d’ électrons, ions (-), ions (+)et clusters (+)
Le modèle GPI:

34
Résolution des ED du système « GPI »
Les variables : q, Ne, N-, N+ et Nx
+ en développement de Fourier du 1er ordre
t2 (s) : temps de recouvrement de If (max- fin)
t1 (s): temps de montée de If (début- max)
If (en W/m2): le flux d ’éruption solaire
Le modèle GPI:

35
Le profil de densité :
Résoudre le système perturbé  Ne(t) de la couche D lors des éruptions solaires
Ne en fonction du temps
Aux hautes altitudes l’ionisation est plus importante (domination de production) comparé aux basses
altitudes où le flux solaire est de plus en plus atténué et donc moins ionisant (domination de perte)
La même éruption solaire, Ne est plus importante à hautes altitudes par rapport aux basses altitudes
La même altitude, Ne augmente avec l’augmentation du flux

36
Le profil de densité : Ne en fonction de Imax
Profile Ne (modèle GPI) est similaire au
profil Ne (modèle Wait)
Profile Ne (modèle GPI) est similaire au profil Ne
(modèle Wait)
Faible flux: le maximum d'ionisation se produit aux
altitudes plus élevées l'ionisation est rapidement
recombinée à basse altitude
Flux important: l'ionisation est importante conduisant à
réduire la hauteur de référence (au-dessous 74 km)
Modèle GPI

 Les différents paramètres évoluent en fonction du flux solaire:
Cette évolution (ΔAm, ΔPm , β et Ne augmentent et H’ diminue) résulte de la formation d’une nouvelle hauteur de
réflexion engendrée par l’augmentation de l’ionisation.
 Différentes formes de perturbations sont indépendantes de la classe de l’éruption et sont liées à d(Ex- Rx) et
la composition modale du signal.
 Les profils de Ne (le modèle « GPI ») suivent à priori la même évolution que Ne (modèle de « Wait »).
Les résultats les plus importants de ce travail peuvent être résumés comme suit:
37
Conclusion :
 Le signal VLF présente plusieurs « fading » qui se déplacent vers l’ Ex lors des éruptions solaires.
 Pour avoir une bonne estimation de l’ionisation, il est nécessaire de fixer l’angle solaire zénithal (χ).
 Les coefficients d’atténuations des modes diminuent en fonction du flux..

38
 Analyser les données durant la phase décroissante du cycle N° 24
 Améliorer la résolution numérique du modèle « GPI »
 Cartographier l’ionosphère de l'Afrique du nord à partir des mesures expérimentales:
 Réaliser une étude réseau selon la disponibilité des données des récepteurs (Maroc, Tunisie, Libye et Egypte)
 Analyser différents chemins d’émetteurs (NSC, ICV, DHO, …) reçus à Alger
 Etudier le comportement de la couche D:
 en fonction de (χ)
 durant le temps de recouvrement des éruptions solaires
Perspectives :

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