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. CattaneoG. Consolini

M.F. MarcucciI.Coco

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.

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.

Ill vento solare, che è supersonico, forma un'onda d'urto stazionaria non collisionale davanti al 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".

Vento solare

Linee di forza del campo magnetico di Mercurio

Il campo magnetico di Mercurio è poco intenso e la sua magnetosfera è molto piccola…

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.

… molto più piccola di quella della Terra.

Obiettivi Scientifici MEA per Obiettivi Scientifici MEA per MMO 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 MEAMMO 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;

MEA consisterà di due sensori posti a 90° l’uno dall’altro sul piano equatoriale del satellite per coprire 4 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.

- 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.

•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.

MCP. Rivelatori di elettroni forniti dall’IFSI.

Traiettorie degli elettroni

PHEBUS Probing of Hermean Exosphere By Ultraviolet SpectroscopyCoordinated 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 unamigliore preparazione all’individuazione e risoluzione dei problemi scientifici legati alla radiazione corpuscolare all’orbita e nell’ambiente di Mercurio, nonché all’individuazione dei requisiti perl’analisi dei dati che saranno raccolti da SIXS.

SIXS Mechanical Arrangement Concept (drawing not in scale)

SIXS Sensor Unit (IFE), individually controlled thermal design

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

SIXS particle detector

There will be 1 particle detector in a SIXS sensor unit

1 cm

Sensor surface covered with radiator material and/or MLI, depending on final design

1 or 2 sensor units depending on S/C design

SOLAR X-RAY EVENTS, SOLAR VARIABILITYSEP ACCELERATION MECHANISMS AT THE SUN

SEP TRANSPORT MODEL IN THE INTERPLANETARY MEDIUM

- Stochastic acceleration: Plasma waves, MHD turbulence

- DC electric fields: magnetic reconnection

- Shock acceleration

- 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 shock-accelerated particles

- Analysis of the energy spectrum to investigate on the efficiency the associated interplanetary shock.

SEP EVENT FORECASTING

TECHNIQUEfrom solar signatures

Possible Trigger for SERENA

- 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

- EVALUATION OF FLUXES EXPECTED AT MERCURY’S ORBIT

STUDY OF SEP AND X-RAY INTERACTION WITH THE HERMAN ENVIRONMENT

SIMULATIONS OF COSMIC RAY TRAJECTORIES

SEP INDUCED PHOTOEMISSION (needed for MIXS)

Computations by using different models for the Herman surface, and the magnetic field with several SEP spectra

- 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).

- 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 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

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Studio della convezionein un mantello poco spesso ( 450 Km)

Codice agli Elementi Finiti

Risultati preliminari che evidenziano la formazione di strutture lineari

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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)

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Costruzione di sistemi di informazione geografica e messa a punto di mappe in cui i dati di diversi strumenti sono georeferenziati

30USGS-AP Data – imported and displayed in GRASS GIS (at Univeristy of Perugia)