Figure 1: Logo de l'expérience LYRA. Les quatre cordes symbolisent les quatre canaux spectraux, qui sont en réalité dans l'ultraviolet lointain, et de ce fait, invisibles à l'œil nu…

Figure 1: LYRA experiment logo. The four strings symbolize the four spectral channels, which are actually in the far ultraviolet, and thus invisible to the naked eye…

LYRA, the LYman-a RAdiometer

Melody instrument of Apollo, Greek god of the Light and the Sun

 

LYRA [Figure 1] is an experiment that will embark together with SWAP in 2005 onboard PROBA2, a technologically oriented European Space Agency (ESA) micro-mission. A consortium of one Swiss and five Belgian institutes (Royal Observatory of Belgium - Brussels, Davos Observatory, Material Research Institute - Diepenbeek, Verhaert - Antwerpen, Liège Space Center, Belgian Institute for Space Aeronomy - Brussels) will soon manufacture the instrument. Its scientific management is at the ROB. LYRA has been pre-selected by ESA in the fall of 2002.

The absolute measurements of the Sun brightness in the far ultraviolet (UV) are particularly difficult to achieve. It must be done from space with a special methodology dedicated to guarantee the successive calibrations and their reliability. These measurements are to be even more consistent in time when the scientific study focuses on the longer term. This is for example the case with the analysis of the solar influence on the Earth climate; the far-UV plays indeed a dominant role in the chemistry of the mid-atmosphere (e.g. the ozone hole issue). The knowledge of the evolution of the Sun's emission is decisive to the understanding of our star itself. The UV variations along the 11-years solar cycle are exhibiting amplitudes from two to a hundred, depending on the spectral range [Figure 2], but on the considered decade too. These changes are currently known in a too piecemeal way to be confronted with the physical models. Finally, the disturbance and disruptions induced to the high technologies, such as the telecommunication systems, satellite orbits, GPS, etc., express also the solar far-UV impact.

LYRA will partly fill the gaps by monitoring the solar flux in four UV ranges with an as yet unsurpassed correctness. Two are relevant to aeronomy and space weather: Lyman-alpha (121.6 nm) and the Schumann-Runge continuum (175-205 nm). Two other ranges are additionally valuable for technology assessment and solar physics: 200-220 nm, 20-70 nm [Figure 2 & 3]. All these amounts will be validated by a strategy founded on redundancy channels. At regular intervals, the main unit will be compared with one of the two secondary units, identical to the default one [Figure 4]. This approach is inherited from the PREMOS instrument designed for the visible, infrared and near UV ranges by the Davos team. The 200-220 channel is moreover intended to allow in-flight cross-comparison between the two experiments. So as to extract even more scientific reward from LYRA, its cadence will be adaptative, viz. the acquisition frequency will increase autonomously when the onboard computer detects rapid variations. This will occur during solar flares or eclipses (PROBA2 passing the border of the terrestrial night)

LYRA will enhance the accuracy of its measurements thanks to the original use of innovative UV detectors. They will be devices similar to those developed by the BOLD project, coordinated at the ROB as well [http://bold.oma.be]. They employ a wide bandgap material, such as diamond or nitrides, making them very "solar-blind", and radiation-hard. Their concept stems from the great transparency of these materials in the visible and the near UV [Figure 5], and on their large crystalline stability. Conversely, they absorb the far UV [Figure 5] and generate an electronic signal from it. This exceptional behavior allows suppressing the usual filters that block the unwanted visible, but attenuate seriously the desired UV radiation. Their removal will entail an increase of the signal and therefore a larger accuracy. A series of foreseen ground tests, and then, flight calibration lamps will maximize the radiometric properties of this outstanding experiment.

 

Jean-François Hochedez, LYRA Principal Investigator, hochedez@oma.be

 

LYRA, Radiomètre LYman-a

Instrument de musique d'Apollon, dieu grec de la Lumière et du Soleil

 

LYRA [Figure 1] est une expérience qui sera embarquée avec SWAP en 2005 à bord de PROBA2, une micro-mission de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) à vocation technologique. L'instrument sera construit prochainement par un consortium constitué d'un institut suisse et de cinq organismes belges (Observatoire Royal de Belgique - Bruxelles, Observatoire de Davos, Institut de Recherche sur les Matériaux - Diepenbeek, Verhaert - Antwerpen, Centre Spatial de Liège, Institut d'Aéronomie Spatiale - Bruxelles). Sa direction scientifique est assurée par l'ORB. LYRA a été présélectionnée par l'ESA au cours de l'automne 2002.

La mesure absolue de la luminosité du Soleil dans l'ultraviolet (UV) lointain est particulièrement difficile. Elle doit se faire depuis l'espace avec une méthodologie destinée à garantir les étalonnages successifs et leur pérennité. Ces mesures doivent être d'autant mieux comparables entre elles dans le temps, que leur dépouillement scientifique s'intéresse au plus long terme. C'est le cas par exemple des analyses de l'influence du Soleil sur les évolutions du climat terrestre ; l'UV lointain intervient en effet de manière dominante dans la chimie de l'atmosphère moyenne (e.g. la question du trou d'ozone). La connaissance de l'évolution de l'émission du Soleil est aussi déterminante pour la compréhension de notre étoile elle-même. Les variations UV au cours du cycle solaire de onze ans atteignent des amplitudes allant de 2 à 100 selon la gamme spectrale [Figure 2], mais aussi selon la décade. Actuellement ces changements sont connus de façon trop parcellaire pour être confrontés aux modèles théoriques. Enfin, l'impact de l'UV lointain solaire se manifeste aussi par les perturbations et dégradations induites sur les hautes technologies : télécommunications, orbites satellitaires, GPS, etc.

LYRA comblera en partie ces lacunes en enregistrant le flux solaire avec une exactitude jusqu'alors inégalée dans quatre bandes UV. Deux sont pertinentes pour l'aéronomie et la météo de l'espace : Lyman alpha (121.6 nm) et le Continuum de Schumann-Runge (175-205 nm). Deux autres gammes seront observées pour leur intérêt supplémentaire en physique solaire et comme témoin technologique : 200-220 nm, 20-70 nm [Figure 2 & 3]. Toutes ces quantités seront validées par une stratégie basée sur des canaux redondants. A intervalle régulier, l'unité principale sera comparée à l'une des deux unités secondaires identiques à celle par défaut [Figure 4]. Cette approche est héritée de l'instrument PREMOS conçu par l'équipe de Davos pour le visible, l'infrarouge, et le proche UV. Le canal 200-220 est d'ailleurs destiné à comparer en vol ces deux expériences. De manière à tirer encore mieux parti de LYRA, sa cadence sera adaptative, c'est à dire que la fréquence d'acquisition augmentera de façon autonome lorsque des variations rapides seront détectées par l'ordinateur de bord. Cela se produira par exemple lors des sursauts solaires ou des éclipses (passage de PROBA2 dans la nuit terrestre).

LYRA améliorera la précision de sa mesure grâce à l'utilisation inédite de détecteurs UV innovants. Ce seront des dispositifs similaires à ceux développés par le projet BOLD, également coordonné à l'ORB [http://bold.oma.be]. Ils utilisent un matériau à large bande interdite, tels que le diamant ou les nitrures. Celui-ci les rend extrêmement peu sensibles à la lumière visible, et très robustes envers les rayonnements ionisants. Leur concept repose sur la très grande transparence de ces matériaux dans le visible et le proche UV [Figure 5], et sur leur grande stabilité cristalline. Au contraire, ils absorbent l'UV lointain [Figure 5] et en génère un signal électronique. Cette propriété exceptionnelle autorise la suppression des filtres usuels qui bloquent le visible, mais atténuent beaucoup l'UV. Leur retrait entraînera une augmentation du signal, et donc une plus grande précision sur sa mesure. Une batterie de tests prévus au sol, puis de lampes étalon à bord de LYRA maximiseront les performances radiométriques de cette expérience hors du commun.

 

Jean-François Hochedez, Investigateur Principal de LYRA, hochedez@oma.be

 

Figure 2 : Ce graphe (courtesy de Dr Judith Lean du Naval Research Lab., USA) montre le spectre du rayonnement solaire entre 10 nm (rayons X mous) et 100 µm (infrarouge lointain) [en bleu foncé], sa variabilité au long du cycle solaire (sur ~10 ans) [en vert], et la transparence relative de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer [en turquoise]. Dans l'UV et les X, la variabilité du flux solaire va de 1% à un facteur 100, mais l'atmosphère terrestre y est presque totalement opaque. LYRA surveillera le flux solaire dans les gammes 20-70, 121.6, 175-205, et 200-220 nm.

Figure 2: This graph, courtesy of Dr Judith Lean at the Naval Research Laboratory, shows the spectrum of solar radiation from 10 to 100,000 nm [dark blue], its variability between Solar Maximum and Solar Minimum [green] and the relative transparency of Earth's atmosphere at sea level [light blue]. In the UV and X-rays, the variation spans from 1% to a factor hundred in the Sun's output, but the Earth's atmosphere is nearly totally opaque at those wavelengths. LYRA will monitor the flux in the 20-70, 121.6, 175-205, and 200-220 nm ranges.

Figure 3 : Vue éclatée d'une des trois unités de LYRA (image courtesy de l'Observatoire de Davos, Suisse). Chacune est constituée de quatre canaux, comme il est apparent sur l'image. Un canal est un simple collimateur sans optique autre que les filtres sélectionnant sa bande spectrale. C'est donc un tube virtuel défini par des ouvertures dont la géométrie est très bien définie et étalonnée. Les 4 détecteurs sont placés au fond de ces 4 couloirs ; ils « voient » chacun tout le disque solaire et en enregistre la luminosité en fonction du temps.

Figure 3: Exploded view of one of the three LYRA units (image courtesy of the Davos Observatory, Switzerland). Each is made of four channels, as can be seen on the image. A channel is a simple collimator without any other optical element than the filter selecting its spectral band. It is thus a virtual tube defined by very well geometrically defined and calibrated apertures. The 4 detectors are located at the end of these 4 corridors; they each "see" the full solar disk, and monitor its luminosity as a function of time

Figure 4 : Vue de LYRA intégrée (image courtesy de l'Observatoire de Davos, Suisse). Les trois unités redondantes, ainsi que leurs quatre canaux sont visibles. L'ensemble expérimental présenté comprend l'électronique de proximité, mais le contrôleur sera déporté près de l'ordinateur central de la mission PROBA2.

Figure 4: View of the integrated LYRA box (image courtesy of the Davos Observatory, Switzerland). The three redundant units as well as the four channels are apparent. The experimental assembly shown includes the proximity electronics, but the controller will be located near the central computer of the PROBA2 mission.

Figure 5 : Graphe donnant la profondeur de pénétration des photons dans le diamant et dans le silicium en fonction de la longueur d'onde. Il est possible de constater que le matériau diamant sera un million de fois plus transparent à 300 nm qu'à 120 nm. Le silicium au contraire présente la même opacité.

Figure 5: This graph gives the penetration depth of the photons in diamond and silicon as a function of wavelength. One can verify that diamond is a million times more transparent at 300 nm than at 120 nm, while silicon exhibits the same opacity at both wavelengths.