MEA è realizzato da un consorzio guidato dal CESR-CNRS di Tolosa (PI Dr. J.A. Sauvaud)
L'IFSI ha partecipato a MEA sin dalla fase di preparazione della proposta alla JAXA.
Composizione del gruppo dell’IFSI:
E. Amata (responsabile)
R. Bruno
M.B. Cattaneo
G. Consolini
M.F. Marcucci
I. Coco
Linee di forza del campo
magnetico di Mercurio
L'interazione del vento solare con la magnetosfera
di Mercurio è molto interessante per le somiglianze
con il caso della Terra.
Infatti, Mercurio, come la Terra, possiede un
campo magnetico intrinseco.
Vento solare
Ill vento solare, che è supersonico, forma
un'onda d'urto stazionaria non collisionale
davanti al pianeta.
Inoltre, esiste una magnetopausa, cioè una superficie, che, in prima
approssimazione, separa il flusso del vento solare dalla magnetosfera,
cioè la regione di spazio dominata dal campo magnetico del pianeta.
Nella coda della magnetosfera si accumula energia magnetica e plasma, in modo
simile a quanto avviene alla Terra: tale accumulo può provocare fenomeni esplosivi
come le cosiddette "tempeste magnetiche".
Il campo magnetico di
Mercurio è poco intenso
e la sua magnetosfera è
molto piccola…
… molto più piccola
di quella della Terra.
Perciò, possono manifestarsi fenomeni simili, ma in condizioni molto diverse:
- sottotempeste magnetiche (“substorms”)
- accelerazione di particelle,
- riconnessione magnetica.
In particolare, la riconnessione magnetica (responsabile anche dei
brillamenti solari) finora è stata studiata solo in prossimità della Terra. Si spera di
studiarla anche alla magnetopausa e nella coda magnetosferica di Mercurio.
Obiettivi Scientifici MEA per MMO
MEA (Mercury Electron Analyzer) è parte di MPPC (M. Plasma Particle Consortium).
- Somiglianze con la Terra (Mariner 10, 1974-75):
- campo magnetico intrinseco,
- onda d’urto stazionaria non collisionale,
- magnetosfera con magnetopausa,
- coda magnetosferica,
- sottotempeste magnetiche.
- Differenze principali:
- punto sub-solare della magnetopausa : 1.3 RM a Mercurio, 10 RT alla Terra;
- variazione di tale distanza fra perielio (0.3 UA) ed afelio (0.47 UA);
- niente atmosfera e, di conseguenza, niente ionosfera.
- Principali obiettivi.
- Sottotempeste: come si chiudono le correnti allineate al campo magnetico in
assenza di una ionosfera?
- Riconnessione magnetica alla magnetopausa e nella coda magnetosferica, in
condizioni molto diverse da quelle alla Terra.
- Onda d’urto a numero di Mach e β molto sono più piccoli che alla Terra.
- Osservazioni in situ della turbolenza MHD nel vento solare all’orbita di Mercurio.
- Validazione di modelli di propagazione di disturbi nel vento solare “Space Weather”.
Dati Tecnici di MEA
MMO incontrerà plasmi con caratteristiche molto diverse nel
corso della missione.
Per raggiungere i suoi obiettivi scientifici, MEA deve:
- coprire l’intervallo d’energia fra ~10 eV e 30 keV;
- coprire 4p steradianti con risoluzione di 11.25°  22.5°;
- avere un’alta dinamica (> 106);
- ottenere misure ad alta risoluzione temporale in tutte le
condizioni incontrate nel corso della missione;
- calcolare a bordo densità, velocità, tensore pressione, vettore flusso di calore, dalla funzione di
distribuzione degli elettroni con risoluzione di ¼ e ½ di spin;
- avere modi di operazione versatili e riprogrammabili.
MEA consisterà di due sensori posti a 90° l’uno dall’altro sul piano equatoriale del
satellite per coprire 4p steradianti in ¼ di spin.
Per ottenere la dinamica di ~106, ognuno dei due sensori avrà un fattore geometrico
variabile.
La variabilità dei flussi attesi è illustrata dalla figura che indica anche i limiti inferiori e
superiori dei flussi misurati dai due sensori per tre fattori geometrici massimi e minimi,
in modo da coprire tutte le condizioni incontrate nel vento solare e nelle varie regioni
della magnetosfera.
I diversi fattori geometrici saranno realizzati con tecniche meccaniche ed elettroniche.
•MMO (e MPO) forniranno dati di grande valore per studiare questi fenomeni.
•In particolare, l'IFSI partecipa ad uno degli strumenti del consorzio MPPE (Mercury Plasma Particle Experiment)
su MPO:
•MEA (Mercury Electron Analyzer),
•composto di due sensori identici, per misurare velocità, temperatura e densità degli elettroni del vento solare e
della magnetosfera di Mercurio.
Funzionamento di uno
dei sensori di MEA.
Traiettorie degli
elettroni
MCP.
Rivelatori di
elettroni forniti
dall’IFSI.
PHEBUS Probing of Hermean
Exosphere By Ultraviolet
Spectroscopy
Coordinated by P.G. Nicolosi
 Phoebus è uno spettrometro che
lavora nell’Ultravioletto.
 Due canali spettroscopici
indipendenti, condividono ottica di
raccolta della radiazione e
fenditura.
 Lo specchio di ingresso può
ruotare di 360° al fine di variare il
campo di visto dello strumento
 Due reticoli olografici adiacenti,
uno nell’intervallo spettrale 55-155
nm (canale EUV) il secondo tra
145 e 315 nm (canale FUV)
 Rivelatori Micro Channel Plate
detector tipo “wedge and strip” di
dimensioni 40x40 mm2.
 Il detector del canale FUV è
protetto con una finestra di MgF2 ,
mentre quello EUV dovrà operare
senza finestra
 Ricerca di nuove specie metalli (Si, Mg,
Fe...), volatili (C, N, S…), molecole e
radicali (H2O, H2, OH, CO…), gas nobili
(Ar, Ne), ioni (He+, Na+, Mg+…), e specie
già osservate (Na, K, O, H, He).
 Misurare esosfera media, in differenti
posizioni di Mercurio lungo l’orbita attorno
al Sole, mediando su tempi scala di 10
giorni terrestri, per spiegare le asimmetrie
Nord/Sud ed Est/Ovest osservate da
Terra.
 Misurare piccole variazioni locali e
temporali del contenuto dell’esosfera in
regioni e in periodi di particolare interesse.
 Misurare eventuali variazioni di albedo
della superficie di Mercurio quando non è
illuminata dal Sole, dovute alla presenza
di strati di ghiaccio, soprattutto ad alte
latitudini.
 Misurare caratteristiche dello spettro di
riflettanza della superficie di Mercurio
nell’intervallo di 200-260 nm.

Pianificazione studio
coordinamento delle
osservazioni da Terra
dell’esosfera di Mercurio
con telescopi europei e
confronto delle
osservazioni con nuovi
modelli di esosfera.

Attività di calibrazione di
prototipi e sottosistemi e
modello di volo dello
strumento.

Il compito principale di SIXS è quello di eseguire osservazioni da cui
dedurre stime accurate della quantità di raggi X e particelle che
bombardano la superficie di Mercurio.
La superficie è contemporaneamente osservata invece dallo strumento
MIXS, che invece misura i raggi X deflessi dalla superficie stessa
Dati forniti da SIXS sono indispensabile per interpretare correttamente
la flurescenza X dalla superficie ed interpretare quindi gli spettri di MIXS.
SIXS è anche l'unica fonte di questa dati in fasi orbitali di Mercurio,
quando il pianeta si trova dietro il Sole.
SIXS dati possono anche essere per utili per dare informazioni relative al
bombardamento di particelle su altri strumenti scientifici a bordo di
BepiColombo. prestazioni
Obiettivi Scientifici per SIXS
SIXS = Solar Intensity X-ray
and particle Spectrometer
Non essendo direttamente coinvolti
nell’hardware di SIXS, l’obiettivo
principale del WP8000 è quello di
affiancare il SIXS Science Team per una
migliore preparazione all’individuazione e
risoluzione dei problemi scientifici legati
alla radiazione corpuscolare all’orbita e
nell’ambiente di Mercurio, nonché
all’individuazione dei requisiti per
l’analisi dei dati che saranno raccolti da
SIXS.
SIXS Sensor Unit (IFE), individually
controlled thermal design
Sensor surface covered with
SIXS Mechanical Arrangement
Concept (drawing not in scale)
radiator material and/or MLI,
depending on final design
1 or 2 sensor units depending
on S/C design
SIXS particle detector
There will be 1 particle detector in a
SIXS sensor unit
SIXS (GaAs) X-ray detector, design heritage of SMART-1 XSM
There will be 2-3 X-ray detectors in a SIXS sensor unit, depending on
final design
1 cm
SEP ACCELERATION MECHANISMS AT THE SUN
SOLAR X-RAY EVENTS, SOLAR VARIABILITY
- Stochastic acceleration: Plasma waves, MHD turbulence
- DC electric fields: magnetic reconnection
- Shock acceleration
SEP TRANSPORT MODEL IN THE INTERPLANETARY MEDIUM
- Modelling of the proton intensity-time profiles of SEP
events measured at 1 AU by using the Shock-and-Particle
model developed by Lario et al. (1998) up to high energies
(> 5 MeV up to 440 MeV).
- Derivation of the particle injection and the transport
parameters: evolution of the injection rate Q(t) of shockaccelerated particles
- Analysis of the energy spectrum to investigate on the
efficiency the associated interplanetary shock.
- SEP DATA BASE
Collection and calibration of SEP data available
from different spacecraft.
Association with solar sources.
- ANALYSIS OF SEP EVENTS AT VARIOUS
RADIAL HELIOCENTRIC DISTANCES
(0.3–1 A.U.) AND LONGITUDES
STUDY OF SEP AND X-RAY INTERACTION WITH THE HERMAN ENVIRONMENT
Production
of
secondary
particles (by interaction with soil);
- Possible contribution to changes
of Mercury’s exosphere (e.g. Potter
et al., 1999, Leblanc et al., 2003).
SIMULATIONS OF COSMIC
RAY TRAJECTORIES
- EVALUATION OF FLUXES EXPECTED AT
MERCURY’S ORBIT
SEP INDUCED PHOTOEMISSION
(needed for MIXS)
Computations by using different models for the
Herman surface, and the magnetic field with several
SEP spectra
SEP EVENT
FORECASTING
TECHNIQUE
from solar
signatures
Possible Trigger
for SERENA
- Solar Activity and Cosmic Ray Science [WP8100], sub-tasks:
(i) solar activity during sunspot cycle 24 [WP 8110]
(ii) solar cosmic rays during sunspot cycle 24 [WP 8120]
(iii) galactic cosmic rays during sunspot cycle 24 [WP 8130]
(iv) derived tools for SIXS Science development [WP8130]
- SEP Models and Simulations [WP8200], sub-tasks:
(i) SEP database and validation [WP 8210]
(ii) SEP outside the Herman Environment [WP8220]
(iii) SEP inside the Herman Environment [WP8230]
(iv) Tools for the analysis of extreme solar events [WP8240]
- SIXS Data [WP8300], sub-tasks:
(i) Data treatment strategies [WP8310]
(ii) Development of software and codes [WP8320]
(iii) SIXS data for MIXS and SERENA [WP8330]
C. Federico




PI G. Fraser Space Research Centre University of Leicester UK
Co-PI K. Muinonen Observatory Univ. Of Helsinki Finland
E’ uno spettrometro raggi X che fornisce la mappa globale
della composizione elementare della superficie di Mercurio ad
una scala di circa 50 km.
Durante l'attività solare intensa la risoluzione spaziale può
raggiungere fino a 500 m.
Lo spettrometro MIXS allo stato attuale
della progettazione è caratterizzato da una
massa di 4.6 kg e richiede una potenza e
12 W.
Obiettivi Scientifici MIXS
• Mercurio è il meno conosciuto tra i pianeti di tipo terrestre e lo
spettrometro ad immagine a raggi X (MIXS) studierà la
composizione chimica della superficie di Mercurio.
• In base ai risultati preliminari delle prestazioni dello strumento si
può prevedere che MIXS sarà in grado di fornire informazioni:
• su la distribuzione areale degli elementi maggiori in modo da
permettere la caratterizzazione chimica delle strutture
geologiche presenti sulla superficie (crateri, piane, scarpate);
• sulle relazioni esistenti tra terreni diversi e confini geochimici;
• sulle abbondanze del Mg, Fe, Si, Na, Ca, Ti ,S
• Il confronto, poi, tra le abbondanze degli elementi osservate con
MIXS con le abbondanze degli elementi presenti nelle rocce
terrestri e nelle meteoriti determinerà il tipo di rocce presenti su
Mercurio e darà un contributo a risolvere il problema della
presenza o meno di basalti e quindi di costruire un modello
ragionevole della sua evoluzione.
Dati Tecnici MIXS
•MIXS è basato su una matrice all’uopo disegnata di sensori X di tipo
Swept Charge Device (SCD).
•MIXS opererà nell’intervallo di energia (0.5-10) Kev permettendo
l’individuazione di diversi elementi quali il Fe, Si, Al, Na, Mg e di altri
durante i brillamenti solari. Nella figura sottostante vengono riportate le
prestazioni calcolate dello strumento durante un brillamento di tipo X4 per
un pixel equatoriale di dimensione pari a 120 km.

Ill contributo italiano consiste nell’analisi dati
dello strumento unita a due attività
specifiche:
 Messa a punto di una serie di modelli dell’interno
di Mecurio e della sua evoluzione termica
 Costruzione di mappe tematiche integrate



Studio della
convezionein un
mantello poco
spesso (  450 Km)
Codice agli
Elementi Finiti
Risultati preliminari
che evidenziano la
formazione di
strutture lineari
26

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
Fotomosaici e mappe geologiche sia in
formato cartaceo che digitale
I dati in formato cartaceo sono stati
opportunamente digitalizzati
Tali dati vengono eleborati con tecniche
digitali ed non necessitano più di essere
proiettate in sottoregioni denominate
“quadrangoli” (USGS)
27
Costruzione di sistemi di
informazione geografica e
messa a punto di mappe in cui
i dati di diversi strumenti sono
georeferenziati
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USGS-AP Data – imported and displayed in GRASS GIS (at Univeristy of Perugia)
30