DÉPARTEMENT 4 : Physique solaire
SWAP
SWAP est un télescope pour l’extrême ultraviolet qui produira des images de la couronne solaire à la température de 1.5 Millions de Kelvins.
SWAP sera embarqué sur le microsatellite PROBA2 qui sera lancé en 2007 pour une mission nominale de 2 ans. Il sera construit par le Centre Spatial de Liège.
Après le lancement, l’Observatoire Royal de Belgique sera responsable de son exploitation scientifique et de la distribution en temps quasi-réel des prévisions de la météo spatiale dérivée des données SWAP.
SWAP bénéficie de l’héritage du Télescope Imageur dans l’Extrême ultraviolet (EIT) à bord de la mission conjointe ESA-NASA de SOHO, qui surveille en permanence la couronne solaire depuis début 1996. SWAP continuera le programme de surveillance systématique des CME (éjections de masse coronale) de l’instrument EIT vieillissant, mais à une cadence image améliorée (1 image par minute au lieu de toutes les 15 minutes).
Grâce à cette haute cadence image, SWAP sera un moniteur solaire capable d’enregistrer chaque évènement dans la basse couronne solaire . Cela présentera un intérêt certain pour la météo spatiale.
Ces évènements incluent les ondes EIT (propagation globale d’une onde au travers du disque solaire à partir du site d’éruption de la CME), des zones d’assombrissement EUV (trous coronaux transitoires à partir desquels le CME décolle) et des instabilités du filament (une certaine sorte de scintillement lors du départ du filament).
La détection systématique par SWAP de ces phénomènes qui sont associés au développement précoce des CME donne une prévision 3 jours avant que le CME ne puisse frapper la magnétosphère de la terre et causer des tempêtes géomagnétiques.
Le premier objectif de PROBA2 consiste en une démonstration technologique en orbite. A cet égard SWAP établira de nombreux progrès par rapport aux principe de l’EIT originel. SWAP sera un télescope Ritchey-Chretien off-axis qui permet un baffling plus simple et une ouverture plus petite.
Au lieu d’utiliser la technologie classique CCD, l’image SWAP sera focalisées sur un détecteur CMOS-APS, couvert par une couche phosphorescente sensible à l’EUV. Le filtrage spectral autour de la raie d’émission (19.5 nm) du Fe XII est obtenu par des couches multiples déposées sur les miroirs, et complétées par un ensemble de filtres en aluminium opaques au visible.
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