Station d'émission-réception expérimentale           F6CRP   IN96KE        46°11'02" N  - 1°09'57" W


Vers une approche rationnelle du Meteor Scatter


Version 01 - 09/01/2004


Introduction

Le meteor scatter est un mode de propagation qui utilise l'ionisation temporaire provoquée par un météore entrant dans l'atmosphère pour établir une liaison point à point transhorizon dans les bandes VHF. Cette technique a été largement explorée par les scientifiques pour l'amélioration de la connaissance de l'ionosphère et par les militaires. De nos jours des sociétés commerciales exploitent le MS et fournissent des réseaux à leurs clients. 

L'ensemble de ces travaux a été publié et nous permet d'avoir une approche rationnelle de ce mode de propagation, d'en comprendre les principes et corrélativement d'améliorer nos performances. 


1) Les météores

On appelle météores tous les corps qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre capturés par le champ de gravitation. Les astronomes font la distinction entre météorites, corps qui parviennent à toucher la terre et météores, corps étant passés de l'état solide à l'état gazeux.(sublimation)

On peut classifier les météores en deux catégories : 

- les météores liés à une pluie qui apparaissent à des dates connues suivant des trajectoires elles aussi connues et prédictibles.
- les météores sporadiques qui entrent de façon aléatoire dans l'atmosphère journellement. Ce sont ces derniers qui sont exploités par les professionnels.

Les météores entrent dans les couches supérieures de l'atmosphère à une vitesse comprise entre 11 km/s ce qui correspond à la vitesse de libération [1] de la terre et 72 km/s correspondant au vecteur somme des vitesses de libération de la terre, système solaire et de la vitesse de la terre sur son orbite. La taille et la masse des météores varient considérablement, elles sont inversement proportionnelles à leur nombre, la plupart ont une masse comprise entre 1 gramme et 1 picogramme. Quand dans sa trajectoire un météore commence à toucher les couches gazeuses supérieures, il échange son énergie cinétique en chaleur, lumière et ionisation et forme sur sa trajectoire un plasma d'électrons et d'ions positifs. Ce plasma en fonction de sa densité électronique pourra réfléchir les ondes électromagnétiques. Si la densité électronique de la traînée est inférieure à 1014 électrons par mètre, la majeure partie de l'énergie traverse la traînée, seule une faible quantité est réfléchie, elle est dite sous-dense. Si cette densité est supérieure à 1014 électrons par mètre alors la traînée est suffisamment ionisée pour réfléchir totalement l'onde électromagnétique incidente, elle est dite sur-dense. 


Le rayon initial d'un météore est approximativement déterminé par la relation [7] :
Log10 ro = 0,019h - 1,92 + Log10 (V/40) 
avec ro en mètres, h altitude en km et V vitesse en km/s. A titre indicatif un météore de vitesse 40km/s possède un rayon de 0,62m à 90 km et 1,5m à 110 km.


2) Les variations journalières et annuelles

Le taux de météores sporadiques entrant dans l'atmosphère subit des variations d'ordres journalier et annuel [5]. La variation journalière est due au fait que le matin, l'observateur se trouve face à la trajectoire terrestre alors que le soir il est de dos. (figure 1). La variation annuelle est due à l'inclinaison de l'axe terrestre. On notera d'après les figures 2 et 3 que ces variations ont une allure de sinus. 


3) Géométrie de la réflexion

La théorie indique que pour obtenir la réflexion maximum, la trajectoire du météore doit être contenue dans un plan qui est tangent à l'ellipse ayant l'émetteur et le récepteur comme foyers. [2] [4] (figure 4).

 

 

 

On appelle plan de propagation le plan contenant les deux stations et le point de réflexion.
Le plan tangent est perpendiculaire au plan de propagation. ? représente l'angle formé par la trajectoire de la traînée et le plan de propagation, ? est le demi-angle formé par les lignes R1, R2 (si R1=R2) ou l'angle formé par une des lignes (R1 ou R2) et la normale au plan tangent. La ligne R1 (ou R2) représente la distance entre une des extrémités de la liaison et le point de réflexion.


4) Facteurs influants sur le bilan de liaison

Les équations de base du MS ont été posées par DWR. McKinley [3] et servent toujours de référence. Deux cas sont étudiés :
- les traînées sur-denses dans lesquelles la densité électronique est supérieure à 1014 électrons par mètre
- les traînées sous-denses dans lesquelles la densité électronique est inférieure à 1014 électrons par mètre

Dans une traînée sous-dense la majeure partie de l'énergie traverse la traînée, seule une faible quantité est réfléchie par les électrons excités indépendamment (les ions, plus lourds, contribuent peu au rayonnement [9]) tandis que dans une traînée sur-dense cette dernière est constituée d'un plasma que ne peut traverser une onde électromagnétique, l'énergie haute fréquence est alors réfléchie. La perte de réflexion est estimée à 70 dB.

La puissance reçue sur un lien MS entre deux stations pour une réflexion sous-dense est déterminée par :

Pr : puissance reçue
Pt : puissance transmise
Gt : gain antenne émission
R1 : distance rx à traînée
R2 : distance tx à traînée  

b
 :
angle entre traînée et ligne d’intersection entre plan tangent et plan de propagation
Gr : gain antenne réception 
l : longueur d’onde        
a : facteur de polarisation
f :
angle formé entre une ligne R1ou R2 et la normale au plan tangent
q : densité électronique de la traînée
re : diamètre électron

Il n'est ni nécessaire ni utile de mémoriser cette formule dérivée de l'équation du radar, en revanche, il est intéressant d'étudier les effets des différents facteurs. De même les unités des différentes variables ne sont pas spécifiées, cela offrant peu d'intérêt pour l'amateur, il est plus intéressant d'étudier l'impact qualitatif de l'évolution des variables plutôt que l'aspect quantitatif.

Les équations [1] [2] [3] et [4] sont valides uniquement pour le forward scatter, c'est à dire quand le signal après avoir été réfléchi, voyage en s'éloignant de l'émetteur ce qui l'oppose au back scatter dans lequel le signal réfléchi voyage vers l'émetteur. Le forward scatter représente la majorité des cas rencontrés. Il est également considéré que la réflexion est oblique ce qui est vrai lors de la formation de la traînée ; au fur et à mesure de sa diffusion, l'énergie réfléchie tend également à se disperser dans de multiples directions.


On constate, et ce n'est pas une surprise, que la puissance d'émission, les gains des antennes d'émission et réception agissent directement sur la puissance reçue. Plus de gain et plus de puissance se traduisent par une augmentation du signal reçu.

La fréquence utilisée est déterminante pour trois facteurs :
a) La puissance de l'écho reçu est proportionnelle à l3, en d'autres termes plus la fréquence est basse, plus la puissance de l'écho est importante. La meilleure bande amateur pour le MS devrait être le 50 MHz, toutefois du fait de la présence fréquente de sporadique E, l'intérêt est limité.
b) La durée de l'écho est proportionnelle à l2 (voir chapitre 5). 
c) Le nombre d'échos est proportionnel à l(non démontré ici). 

" q " qui traduit la densité électronique de la traînée est dépendant du météore, de sa masse, de sa composition, de sa vitesse d'entrée , de son angle d'incidence, plus succinctement de son énergie. Si l'énergie d'un météore vaut E= mv2/2, l a vitesse est un facteur plus décisif que la masse pour la quantification de l'ionisation. De cette énergie, 0,005% produiront l'ionisation, 0,1% de la lumière et 99,9 % de la chaleur [8]. Durant le processus de rentrée dans l'atmosphère, on assiste à une compression de l'air à l'avant du météore, cet air s'échauffe ce qui a pour effet de provoquer un rayonnement infra-rouge, le météore perd alors de la matière par fusion et vaporisation et dans une moindre mesure par frottement. Voici la distribution des météores en fonction de l'altitude le 24 décembre 2002.

Une traînée de météore de ne se dissipe pas par recombinaison comme le fait l'ionosphère mais par dispersion, du moins à haute altitude. Dans la zone 80/85 km, les scientifiques pensent que la recombinaison rapide des électrons libres dans de l'air plus dense contribue également à la dissipation de la traînée. En raison de la nature répulsive des électrons les uns vis à vis des autres, la traînée a tendance à se disperser radialement. Une autre cause de dispersion est relative aux vents ionosphériques qui déforment la traînée et la dissipent rapidement.

Le terme a , facteur de polarisation, est l'angle entre le champ électrique transmis et le rayon réfléchi. Pour un radiant [6] ayant 45° d'élévation, la perte additionnelle est de 3 dB. [10 Log (cos2 a)]. Idéalement on pourrait imaginer qu'un radiant d'élévation 0° amènerait une perte de polarisation nulle, ce qui est exact, malheureusement, l'ionisation à cette incidence ne serait pas suffisante pour provoquer une réflexion.

Les termes R1 - R2 représentent les distances d'un point (TX ou RX) à la zone de réflexion. Il faut considérer le terme (R1 R2) (R1+ R2) pour mesurer que l'augmentation de distance pénalise lourdement la puissance reçue (atténuation en espace libre). Toutefois on ne peut considérer le terme (R1 R2) (R1+ R2) sans le relier à l'angle f. Quand la distance entre deux stations croît, f croît également, donc le terme (1- cos2 b sin2f) décroît ce qui atténue l'effet de la distance. 

L'effet de f est très important concernant la puissance de l'écho ainsi que sa durée. Les météores localisés près des extrémités de la liaison ont un angle f plus faible, alors que ceux situés à mi-chemin du parcours ont l'angle le plus élevé. La zone de réflexion offrant en termes de durée et puissance de signal les meilleurs résultats se situe à mi-chemin et entre 50 et 100 km de part et d'autre de l'arc de grand cercle reliant les deux stations, ces deux points sont appelés " hot spot ".


5) Durée de la réflexion sur météore sous-dense

La durée d'un écho est déterminée par la relation suivant, établie elle aussi par McKinley :
D est le coefficient de diffusion électronique exprimé en m2/s, il traduit la vitesse de diffusion des ions et électrons de la traînée dans l'atmosphère. Plus la diffusion est faible, plus longue est la réflexion, ce facteur est essentiellement dépendant de la densité atmosphérique. La formule suivante permet d'en apprécier la valeur : Log10 D = 0,067h - 5,6 avec h , altitude en km. D croît avec l'altitude, la diffusion est plus importante à 110 km qu'à 80.
Comme déjà noté, la fréquence utilisée conditionne la durée de l'écho (proportionnelle à
l2). L'autre paramètre important à prendre en compte est l'angle f, comme pour la puissance de l'écho, plus cet angle diminue, à savoir que la distance entre stations se réduit ou que le point de réflexion s'écarte de la position centrale, moins la durée est longue.


6) cas d'un météore sur-dense Tout ce qui a été écrit concernant les météores sous-denses s'appliquent ici, les seules variations concernent la densité électronique du plasma.

7) Durée de la réflexion sur météore sur-dense

On note que la durée de l'écho est ici proportionnelle à " q " qui quantifie la densité électronique de la traîne ce qui n'était pas le cas pour une traînée sous-dense. Plus la traînée sera ionisée plus longue sera la réflexion, les paramètres purement mécaniques (vitesse, taille, orientation, hauteur) du météore seront déterminants sur la durée de l'écho. Toutes les autres remarques faites plus particulièrement pour la géométrie de la réflexion et la fréquence utilisée s'appliquent ici [10]. Il faut également noter que les paramètres des stations au sol influent sur les durées de réflexion bien que ce ne soit pas pris en compte dans les équations 2 et 4.


8) identification des types de météores et de réflexions

Il est relativement aisé de déterminer lors d'un QSO à quel type de réflexion on a affaire en fonction des critères de durée, de variation d'amplitude, et doppler. L'introduction du FSK441 qui est un mode à enveloppe constante permet une analyse à base d'audiogrammes.

Si l'on représente l'amplitude en fonction du temps d'une réflexion on obtient les figures 9 et 10 (enregistrements effectués au Radio Meteor Survey Extended System RAMSES) [9] . La figure 9 représente une réflexion sur un météore sous-dense, on note la croissance rapide du signal et sa décroissance exponentielle liée à la diffusion de la traînée. Même type de décroissance pour la réflexion sur-dense mais durée plus longue.

Dans le cas de réflexion sur météore sous-dense, la durée est très faible, quelques dixièmes de secondes, l'amplitude est souvent peu élevée. Ci-contre le signal de DG5VO - 144 MHz -1150 km - Quadrantides 03/01/2002 (enregistrement F6CRP)









Cas ci-dessous, d'une réflexion sur météore sur-dense - OZ7U - 144 MHz - 1248 km Quadrantides 03/01/2002 - (enregistrement F6CRP)-


Ci-dessous une réflexion oscillante - SP3VSC 144 MHz - 1555 km -Géminides 13/12/2002
Le signal reçu est la somme de signaux en phase et en opposition de phase. (enregistrement F6CRP)



En fonction du déplacement de la zone de réflexion tant en hauteur qu'en direction, les signaux ont des parcours différents ce qui crée des différences de phases à la réception. En mesurant la fréquence des oscillations ainsi que d'autres paramètres, les radioastronomes déterminent la vitesse de l'objet.






Ci-dessous, bien que le schéma ne puisse le faire apparaître, une réflexion de tête de météore reconnaissable au doppler que l'on peut noter au début de la réflexion. On attribue cela à la compression de l'ionisation provoquée en tête du météore puis à son expansion brutale. On constate ce phénomène quand l'élévation du radiant est relativement basse. 
SP2OFW - 144 MHz - 1572 km - Géminides 13/12/2002 - (enregistrement F6CRP)



 

9) Conclusion

Le meteor scatter ou burst communication chez les professionnels fait toujours l'objet de nombreuses études. Jusqu'à l'introduction du FSK441, seules les météores sur-denses pouvaient être correctement exploités dans l'établissement de liaisons par les radioamateurs, désormais un nouveau champ d'investigation s'offre à nous par l'exploitation de techniques optimisées pour les réflexions courtes. Il est fort probable que les techniques de modulation et les algorithmes de décodage associés vont encore progresser, il reste au radioamateur le loisir d'agir sur quelques variables qu'il maîtrise encore.




Glossaire et références [1] Vitesse de libération : vitesse nécessaire pour échapper à l'attraction d'un corps céleste
[2] JA. Weintzein : Meteor Scatter propagation " A new understanding in MBC"
[3] Meteor science and Engineering - DWR. McKinley (McGraw-Hill 1961)
[4] Investigation of oblique scattering of radio wave from a meteor trail -Feb 2002 Dheerasak Anantakul - Chatchai Waiyapattanakorn. 
[5] Variation in the Occurrence Rate of Meteors - Gerald S. Hawkins - The astronomical journal Nov 1956
[6] Endroit du ciel d'où semble provenir la pluie de météores
[7] Baggaley 1980-1981
[8] Ilkka Yrjölä OH5IY
[9] Forward Scattering of radio waves of meteor trails - Jean-Marc Wislez
[10] notes and equation for forward scatter - James Richardson - Amsmeteor.org
[11] Greenhow JS - Neufeld E.L - The diffusion of ionized meteor trails in the upper atmosphere.

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