La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

1 Applicazioni industriali delle radiazioni ionizzanti (La radiazione naturale nell’ambiente spaziale, nell’atmosfera ed al suolo) Andrea Candelori Istituto.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "1 Applicazioni industriali delle radiazioni ionizzanti (La radiazione naturale nell’ambiente spaziale, nell’atmosfera ed al suolo) Andrea Candelori Istituto."— Transcript della presentazione:

1 1 Applicazioni industriali delle radiazioni ionizzanti (La radiazione naturale nell’ambiente spaziale, nell’atmosfera ed al suolo) Andrea Candelori Istituto Nazionale di Fisica Nucleare and Dipartimento di Fisica, Padova

2 2 La radiazione naturale dell’ambiente spaziale La radiazione naturale dell’ambiente spaziale può essere suddivisa in due grandi categorie: 1) le particelle intrappolate dalla magnetosfera terrestre nelle cosiddette fasce “belts” (protoni, elettroni, ioni); 2) le particelle incidenti dovute a: -eventi solari, ovvero brillamenti “flares”, ed emissioni di materia dalla corona solare “corona mass ejection” (elettroni, protoni e ioni); -raggi cosmici (protoni e ioni). Le eruzioni solari causano l’emissione dal sole verso la terra di elettroni, protoni, particelle alfa e ioni con fluenze (particelle/cm 2 ) che sono ordini di grandezza maggiori rispetto al fondo naturale dei raggi cosmici.

3 3 La radiazione naturale dell’ambiente spaziale Massima energia (ordine di grandezza) della radiazione naturale nell’ambiente spaziale Non è possibile realizzare delle schermature per radiazioni di tali energie, da qui lo studio degli effetti della radiazione sull’elettronica. Il flusso delle particelle della radiazione naturale nell’ambiente spaziale viene considerato omnidirezionale ed isotropico (ad eccezione dei protoni intrappolati a meno di 500 km dalla superficie terrestre e della radiazione cosmica in prossimità della superficie terrestre)

4 4 Alcuni concetti di relatività ristretta Verifichiamo due relazioni fondamentali della relatività ristretta (osservo che nota la massa della particella il secondo membro di ciascuna delle due equazioni è costante) Energia totale di una particellaImpulso di una particella Nel caso di un fotone (particella priva di massa che si muove con velocità c) risulta da entrambe le precedenti equazioni che

5 5 Alcuni concetti di relatività ristretta Energia totale di una particellaImpulso di una particella Nel caso in cui la particella abbia velocità nulla risulta: Nel caso in cui v<

6 6 L’equivalenza tra massa (m) di una particella ed energia totale nel caso in cui la particella abbia velocità nulla: E(v=0)=mc 2, ove c  m/s è la velocità della luce nel vuoto, ci permette di esprimere la massa di una particella in eV. Ricordiamo che 1eV=1.602  C  V=1.602  J. Ad esempio l’elettrone ha massa di 9.1  10 −31 kg o MeV/c 2. Ad esempio il protone ha massa di 1,67× kg o 938 MeV /c 2. (proviamo a fare l’operazione di conversione per l’elettrone... ) Alcuni concetti di relatività ristretta

7 7 L’energia totale di una particella relativistica L’energia totale E(v) di una particella relativista avente velocità v, nota la sua massa m, risulta essere: Invertendo tale formula si ricava che: e posto risulta

8 8 L’energia cinetica di una particella relativistica L’energia cinetica E C di una particella relativista avente velocità v, nota la sua massa m, risulta essere: Invertendo tale formula si ricava che: Proviamo a fare il calcolo nel caso E C =mc 2 e E C =mc 2 /10

9 9 Alcuni concetti di relatività ristretta

10 10 Alcuni concetti di relatività ristretta

11 11 L’energia cinetica di una particella relativistica Da cui, ricordando che si ricava che: L’energia cinetica E C di una particella relativista avente velocità v, nota la sua massa m, risulta essere e quindi l’energia totale alla velocità v risulta essere:

12 12 Esercizio Con riferimento alla seguente tabella determina il rapporto v/c per le precedenti particelle (elettrone, protone, ione di ferro), ricordando che: -m e =9,1  10 −31 kg -m p =1,67× kg -il peso atomico del ferro vale

13 13 Traccia per lo svolgimento dell’esercizio proposto m e = 9.1  10 −31 kg => mc 2 =0.511 MeV m p =1.67× kg => mc 2 =938 MeV Unità di massa atomica 1.66  kg m fe =55.85 · 1.66  kg=92.71  kg => mc 2 =52.1 GeV Le conclusioni sono che...

14 14 Il campo magnetico terrestre e le fasce di Van Allen

15 15 Paralleli (-) Meridiani (+) L’angolo formato tra l’equatore ed un parallelo si chiama latitudine (±90°). L’angolo formato tra il meridiano di Greenwich ed un meridiano si chiama longitudine (±180°) Le coordinate terrestri: latitudine e longitudine Paralleli (+) Meridiani (-)

16 16 Le coordinate per descrivere il campo magnetico terrestre r: distanza dal centro del dipolo del campo magnetico terrestre. : latitudine (angolo formato tra l’equatore magnetico ed un parallelo).  =90°- è la colatitudine.  : longitudine (angolo formato tra il meridiamo di Greenwich ed un mediano).

17 17 -Una linea di forza del campo magnetico terrestre è descritta dal parametro di McIlwain L, che è approssimativamente uguale alla distanza (espressa in raggi terrestri) dal centro del pianeta al punto di intersezione tra la linea di forza con l’equatore magnetico del pianeta. -Un punto su una linea di forza del campo magnetico terrestre è descritto dal valore del campo magnetico in quel punto. Le coordinate per descrivere il campo magnetico terrestre

18 18 Le fasce di Van Allen La fascia “belt” di Van Allen è una regione toroidale attorno alla terra in cui le particelle cariche (elettroni, protoni e ioni) sono intrappolate a causa del campo magnetico terrestre. Schema della fascia di Van Allen: le linee di forza del campo magnetico terrestre (in arancione) e la regione toroidale (in viola)

19 19 Il campo magnetico terrestre Il campo magnetico terrestre è dovuto a due contributi principali: -i moti convettivi di materia nel nucleo della terra; -il campo magnetico residuo della crosta terrestre. In prima approssimazione il campo magnetico terrestre può essere approssimato con un dipolo magnetico (vedi la precedente figura in cui sono mostrate le linee di forza del campo magnetico del dipolo) fino a 5-6 raggi terrestri. Sotto queste ipotesi il moto di una carica, intrappolata nel campo magnetico terrestre, può essere scomposto nella sovrapposizione di tre moti periodici. Una carica q, posta in un campo elettromagnetico, è soggetta alla forza di Lorentz: Se il campo elettrico è trascurabile, la forza di Lorentz si riduce a:

20 20 Moto delle particelle intrappolate nel campo magnetico terrestre 1) Il moto di rotazione (“gyration”) attorno alle linee di forza del campo magnetico. È possibile definire alcune grandezze caratterizzanti questo moto ovvero: a) il raggio di Larmor ove v  è la componente perpendicolare al campo magnetico del vettore velocità della particella. a) il momento magnetico relativistico che è una costante del moto.

21 21 2) Il moto di oscillazione (“bounce”) lungo le linee di forza del campo magnetico. Se il vettore velocità della particella ha la componente parallela al campo magnetico non nulla, allora la particella si muoverà lungo la linea di forza del campo magnetico mantenendo il suo momento magnetico relativistico costante. questo significa che la particella che si muove dall’equatore (dove il campo magnetico è minore) verso i poli (dove il campo magnetico è maggiore) deve aumentare la componente della velocità perpendicolare al campo magnetico v  e conseguentemente, conservandosi l’energia cinetica, deve diminuire la componente del vettore velocità parallela al campo magnetico v //. Ciò può avvenire fino a che la componente della velocità perpendicolare al campo magnetico è uguale alla velocità della particella v  =v e, di conseguenza, la componente della velocità parallela al campo magnetico si annulla v // =0: in questo particolare punto detto “specchio” la particella, a causa di una debole forza dovuta al gradiente di campo magnetico presente, inverte il moto lungo la linea di forza e torna indietro fino a raggiungere il punto specchio nell’emisfero opposto, e così via. La particella si muoverà quindi avanti e indietro tra i due punti specchio. Moto delle particelle intrappolate nel campo magnetico terrestre

22 22 Moto “spiraleggiante” di una particella carica intrappolata nel campo magnetico terrestre. La linea tratteggiata rappresenta una linea di forza del campo magnetico terrestre. Moto delle particelle intrappolate nel campo magnetico terrestre

23 23 3) Il moto di rotazione (“drift”) attorno alla terra in verso orario per i protoni ed in verso antiorario per gli elettroni. Per meglio comprendere questa componente del moto poniamoci all’equatore magnetico: il campo magnetico del pianeta ha un gradiente radiale e diminuisce all’aumentare della distanza dal pianeta, quindi il moto di rotazione attorno ad una linea di forza non può avvenire a raggio costante. Quando la particella di avvicina al pianeta il campo magnetico aumenta ed il raggio di Larmor diminuisce, quando la particella si allontana dal pianeta il campo magnetico diminuisce ed il raggio di Larmor aumenta. Il risultato è che la traiettoria della particella non è circolare: la traiettoria risulta essere data dalla sovrapposizione di un moto di rotazione circolare attorno alla linea di forza (che abbiamo descritto precedentemente) e di un moto di rotazione attorno al pianeta che viene anche detto moto di drift. Moto delle particelle intrappolate nel campo magnetico terrestre

24 24 1) Il moto di rotazione (“gyration”) attorno alle linee di forza del campo magnetico 2) Il moto di oscillazione (“bounce”) lungo le linee di forza del campo magnetico 3) Il moto di rotazione (“drift”) attorno alla terra Esempio: elettrone di energia 3 MeV a L=3: T 1 =2  s, T 2 =0.19 s, T 3 =504 s Moto delle particelle intrappolate nel campo magnetico terrestre

25 25 Moto delle particelle intrappolate nel campo magnetico terrestre

26 26 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre (storia) Van Allen ed altri scienziati propongono il lancio di satelliti scientifici per lo studio della radiazione cosmica e della sua origine Il successo del lancio dello Sputnik da parte dell’Unione Sovietica causa un aumento dell’interesse degli Stati Uniti nello sviluppo del programma spaziale: viene approvata la richiesta di Van Allen per l’Explorer 1 per lo studio dei raggi cosmici Lancio da Cape Canaveral dell’Explorer 1 (31 gennaio). Van Allen osserva che la strumentazione per la rivelazione dei raggi cosmici non funziona correttamente, essa è saturata dalle misure di radiazione. Van Allen conclude che è presente un intenso campo di radiazione attorno alla terra ed annuncia la sua scoperta (1 Maggio) La maggior parte della strumentazione scientifica a bordo dei satelliti viene sviluppata con lo scopo di rivelare protoni ed elettroni di alta energia presenti nell’ambiente spaziale terrestre Viene osservato che l’elettronica a bordo dei satelliti può subire dei malfunzionamenti non osservabili a terra.

27 27 In realtà la fascia di Van Allen consiste in due fasce che circondano la terra, una interna ed una più esterna. Le particelle cariche sono distribuite in maniera tale che la fascia interna consiste principalmente di elettroni e protoni mentre quella esterna consiste principalmente di elettroni. Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: prime note

28 28 Quanto vale L per il flusso massimo protoni=? Quanto vale L per il flusso massimo elettroni=? Quanto vale L per la zona “vuota”? Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: prime note

29 29 Quanto vale L per il flusso massimo protoni=? Quanto vale L per il flusso massimo elettroni=? Quanto vale L per la zona “vuota”? Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: prime note

30 30 Immagine delle regioni toroidali attorno alla terra delle fasce di Van Allen interne ed esterne e della regione “vuota” Le fasce di Van Allen

31 31 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre L’atmosfera terrestre è il limite inferiore delle fasce di Van Allen poiché nell’interazione con l’atmosfera terrestre le particelle cariche intrappolate perdono energia. Il limite superiore delle fasce di Van Allen non è ben definito essendo necessario che il campo magnetico sia sufficientemente intenso da permettere l’intrappolamento di particelle cariche anche di bassa energia. L’energia delle particelle intrappolate varia dal keV alle decine di MeV per gli elettroni che si possono trovare fino a 10 raggi terrestri, e dal dal keV alle centinaia di MeV per i protoni che si possono trovare fino a 7 raggi terrestri.

32 32 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: protoni Flusso omnidirezionale di protoni (protoni/cm 2  s) al variare dell’energia dei protoni da 0.1 MeV a 400 MeV sul piano equatoriale al variare della distanza espressa in raggi terrestri: L=1 corrisponde alla superficie terrestre.

33 33 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: effetti

34 34 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: protoni

35 35 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: protoni

36 36 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: protoni

37 37 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: protoni Flusso omnidirezionale di protoni (protoni/cm 2  s) con energia >10 MeV intrappolato nelle fasce di Van Allen, dal modello AP8 al minimo dell’attività solare. La mappa evidenzia le coordinate magnetiche in unità di misura di raggi terrestri. Cosa possiamo dedurre osservando questa figura?

38 38 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: elettroni Flusso omnidirezionale di elettroni (elettroni/cm 2  s) con energia >1 MeV intrappolato nelle fasce di Van Allen, dal modello AE8 al massimo dell’attività solare. La mappa evidenzia le coordinate magnetiche in unità di misura di raggi terrestri. Cosa possiamo dedurre osservando questa figura?

39 39 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre -Per i protoni vi è un’unica fascia. La posizione del picco del flusso dipende dall’energia dei protoni, ad esempio per i protoni da 10 MeV il picco è a L=1.7. Per gli elettroni vi sono due zone: -la prima è centrata a L=1.4 e si estende fino a L=2.8, qui gli elettroni possono raggiungere energie fine a 10 MeV. -la seconda è centrata a L=5 e si estende da L=2.8 a L=10, qui gli elettroni possono raggiungere energie fine a 7 MeV. Gli ioni intrappolati nel campo magnetico terrestre aventi un’energia sufficiente per penetrare le schermature del satellite e causare degli effetti da evento singolo sono in quantità trascurabile rispetto al contributo dovuto alle particelle incidenti (raggi cosmici solari e raggi cosmici galattici).

40 40 L’anomalia del Sud Atlantico

41 41 L’Anomalia del Sud Atlantico In prima approssimazione il campo magnetico terrestre può essere approssimato con un dipolo magnetico fino a 5-6 raggi terrestri. Tuttavia: -il centro del dipolo non coincide con il centro della terra; -l’asse del dipolo non coincide con l’asse di rotazione terrestre. Le conseguenze del fuori centro e del fuori asse è un’anomalia, in cui il campo magnetico è meno intenso, situata in prossimità del Brasile e nota come Anomalia del Sud Atlantico.

42 42 Le fasce di Van Allen sono simmetriche rispetto all'asse del campo magnetico terrestre. Tuttavia il dipolo del campo magnetico terrestre è inclinato di circa 11° rispetto all'asse di rotazione della Terra e spostato di circa 450 km rispetto al centro della Terra. L'inclinazione del dipolo del campo magnetico ed il suo fuori asse, fanno sì che la parte più interna delle fasce di Van Allen sia più vicina alla superficie terrestre sopra l'oceano Atlantico meridionale e più lontana sopra l'oceano Pacifico settentrionale. L’Anomalia del Sud Atlantico

43 43 L'Anomalia del Sud Atlantico è rilevante per i satelliti LEO (“low earth orbit”) che operano a basse orbite. L’Anomalia del Sud Atlantico

44 44 L'Anomalia del Sud Atlantico (“South Atlantic Anomaly”, SAA) è una regione posta una distanza tra 200 km e 1200 km dalla superficie terrestre dove la parte inferiore delle fasce di Van Allen è più vicina alla superficie del pianeta: in quest’area, a parità di altezza rispetto al livello del mare, l'intensità delle radiazioni è più elevata. L’Anomalia del Sud Atlantico

45 45 Esempio di mappa del flusso di protoni (particelle/cm 2  s) ad un’altezza di 296 km dal suolo L’Anomalia del Sud Atlantico

46 46 Isocurva per il flusso di protoni da 9.4 MeV (particelle/(cm 2  s  sr  MeV)) ad un’altezza di 710 km dal suolo L’Anomalia del Sud Atlantico Isocurva per il flusso di elettoni da 0.56 MeV (particelle/(cm 2  s  sr  MeV)) ad un’altezza di 710 km dal suolo

47 47 Va osservato che il campo magnetico terrestre è soggetto a cambiamenti nel lungo termine. Attualmente: -il campo magnetico terrestre decresce di 27 nT/anno (0.05%); -l’estremo Sud del dipolo ruota verso Ovest di 0.014°/anno e si muove verso Ovest di 3 km/anno. -di conseguenza l’Anomalia del Sud Atlantico tende a spostarsi verso Sud-Est. Questo aspetto non è critico per le stime degli effetti delle radiazioni nel lungo periodo, ovvero calcolate sul tempo di vita del satellite, la cui orbita ha un moto di precessione. Questo aspetto è importante nel caso dei lanciatori, ad esempio per Arianne la cui base è a Kourou nella Guiana Francese. Il campo magnetico terrestre

48 48 Il campo magnetico terrestre Oltre i 5-6 raggi terrestri le caratteristiche del campo magnetico terrestre si allontanano da quelle del dipolo magnetico a causa della compressione dovuta al vento solare nel verso del sole e dall’allungamento che origina la coda della magnetosfera nel verso opposto al sole. Il campo magnetico esterno oltre i 5-6 raggi terrestri è influenzato dal vento solare e dalla campo magnetico generato dalle correnti delle particelle cariche intrappolate nella magnetosfera, ed è quindi soggetto a rapidi mutamenti. Ad esempio il vento solare può far si che un satellite in orbita geostazionaria (  km) si trovi temporaneamente oltre la magnetopausa che è il limite della magnetosfera terrestre.

49 49 La magnetosfera terrestre -La magnetosfera terrestre può essere vista come una cavità naturale nel mezzo interplanetario in cui la Terra risulta essere relativamente ben protetta da influenze esterne. -La magnetosfera terrestre è compressa verso il sole e presenta un’estensione maggiore dal lato opposto al sole. -A livello dei poli sono presenti due regioni (“polar cap”) in cui le linee di forza del campo magnetico sono diradate ed in cui il campo magnetico è meno intenso, permettendo alle particelle che viaggiano nello spazio interplanetario di penetrare fino all’atmosfera terrestre.

50 50 La magnetosfera terrestre -Il “Bow shock” (Bow=arco) è la regione ove l’intensità del vento solare decresce a causa dell’interazione con la magnetosfera terrestre. -La “Magnetopausa” è la regione limite dell’estensione della magnetosfera terrestre. -Le fasce di Van Allen occupano una regione relativamente ristretta della magnetosfera terrestre. -Il “Plasma sheet” è una regione in cui le particelle intrappolate allo stato di plasma atomi ionizzati ed elettroni) dividono la coda della magnetosfera. L’energia media delle particelle intrappolate (0.6 keV per gli elettroni e 5 keV per i protoni) è di gran lunga inferiore rispetto a quella delle fasce di Van Allen.

51 51 La magnetosfera terrestre

52 52 L’atmosfera terrestre L’atmosfera terrestre costituisce un involucro gassoso a forma di corona sferoidale che avvolge la terra. L’atmosfera, allontanandosi dalla terra, si va sempre più rarefacendo fino a passare agli spazi interplanetari vuoti. L’atmosfera si suddivide in tre grandi strati: 1) bassa atmosfera (da 0 a 50 Km di quota) a sua volta divisa in troposfera (da 0 a 10 km) e stratosfera (da 10 km a 50 km). La troposfera è lo strato che si trova a diretto contatto col suolo e contiene i tre quarti della massa totale dell’atmosfera. 2) alta atmosfera (da 20 a 120 Km di quota) a sua volta divisa in Mesosfera (50-80 km) e termosfera ( km). 3) esosfera (oltre 120 Km).

53 53 Sviluppo di modelli per descrivere le particelle intrappolate nelle fasce di Van Allen

54 54 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre (test nucleari) Gli Stati Uniti e l’Unione Sovietica effettuano test di esplosioni nucleari nell’alta atmosfera ad altitudini superiori a 200 km Serie di test nucleari da parte degli Stati Uniti: Hartrack (Oceano Pacifico) e Agus (Oceano Sud Atlantico) Serie di test nucleari Fishbowl. In particolare il 9 luglio viene effettuato da parte degli Stati Uniti il test nucleare " Starfish" (1.4 Megatoni) ad un’altezza di 400 km e a 700 miglia dalle Hawaii. Tale test causa l’immissione nella magnetosfera terrestre di elettroni da fissione con energie fino a 7 MeV che rimangono intrappolati nelle fasce di Van Allen. Conseguenze I livelli di radiazione presenti nella fascia di Van Allen interna aumentano di ordini di grandezza e viene creata una fascia di radiazione artificiale: gli elettroni del test nucleare "Starfish" diventano il contributo predominante alla regione interna fino a L  2.8 e gli effetti sono rilevanti fino a L=5 (considerazioni qualitative).

55 55 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre A causa dell’aumento del livello di radiazione intrappolata nella magnetosfera terrestre 10 satelliti vengono danneggiati irreparabilmente. Alcuni satelliti vengono danneggiati immediatamente dopo l’esplosione nucleare, il primo è TELSTAR lanciato il giorno prima di " Starfish ". Altri satelliti vengono danneggiati nei messi successivi al test nucleare. È stato stimato che a causa di "Starfish" la dose totale (J/kg) ai componenti elettronici sui satelliti possa essere aumentata fino ad un fattore 100 rispetto alla dose di missione prevista. Emerge la necessità di sviluppare dei modelli empirici che descrivano l’ambiente di radiazione delle particelle intrappolate nelle fasce di Van Allen interne ed esterne anche a causa dell’influenza del test nucleare "Starfish": -caratterizzazione della longevità della radiazione indotta da "Starfish"; -caratterizzazione della radiazione intrappolata nella magnetosfera terrestre.

56 56 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Modello A, per la stima del tempo di decadimento (riduzione di un fattore e) della radiazione indotta da “Starfish”. Basato sui dati raccolti dal satellite C nel periodo Settembre 1963-Dicembre Cosa possiamo dedurre osservando questa figura?

57 57 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Modello A, per la stima del tempo di decadimento (riduzione di un fattore e) della radiazione indotta da “Starfish”. Basato sui dati raccolti dal satellite C nel periodo Settembre 1963-Dicembre 1968, il modello permette di determinare il tempo di decadimento della radiazione indotta distinguendo 3 diverse regioni e considerando come parametri il campo magnetico B in gauss, il parametro L e l’energia degli elettroni in MeV. La figura mostra un esempio di predizione del modello nel caso l’energia degli elettroni sia 0.28 MeV.

58 58 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Modello B, per la stima del cut-off della radiazione indotta da “Starfish”. Basato sui dati raccolti dai satelliti OGO-1, OGO-3, OGO-5, OV3-3 e C. Cosa possiamo dedurre osservando questa figura?

59 59 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Test nucleare in atmosfera dell’URSS del 28 Ottobre 1962 in Kazakistan Cosa possiamo dedurre osservando questa figura?

60 60 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Confronto degli effetti del test USA e del test URSS nel 1962 La longevità degli elettroni con energia maggiore di 2 MeV, immessi nella magnetosfera terrestre a causa dei test nucleari del 1962, è massima per bassi valori di L, decresce nella regione “vuota” delle fasce di Van Allen e si riduce a mesi/settimane per valori di L superiori.

61 61 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Sviluppo di modelli empirici che descrivono l’ambiente di radiazione delle particelle intrappolate nelle fasce. Modelli per i protoni da AP1 a AP8 ( ) e per gli elettroni da AE1 a AE8 ( ). AE8 e AP8 includono dati raccolti da 43 satelliti utilizzando 55 diversi strumenti di misura e 1630 set di dati mensili. [Verranno svolte delle lezioni di approfondimento sull’utilizzo del programma SPENVIS. Il programma è utilizzabile gratuitamente, previa registrazione, dal sito WEB “https://www.spenvis.oma.be/”].

62 62 Le particelle intrappolate nella magnetosfera degli altri pianeti del sistema solare

63 63 Le particelle intrappolate nella magnetosfera dei pianeti Affinché un pianeta possa avere delle fasce toroidali contenenti delle particelle cariche intrappolate, è necessario che il momento di dipolo magnetico del pianeta sia sufficiente ad arrestare il flusso di particelle del vento solare prima che queste raggiungano l’atmosfera del pianeta dove perderebbero la loro energia cinetica collidendo con le molecole dell’atmosfera planetaria. Valori di energia di protoni e ioni per penetrare nella magnetosfera terrestre.

64 64 Le particelle intrappolate nella magnetosfera dei pianeti -Quale è la regola che lega il valore dell’energia per i protoni in MeV a quella in MeV/n per gli ioni? -Cosa avviene al valore dell’energia al diminuire di L?

65 65 Le particelle intrappolate nella magnetosfera dei pianeti

66 66 Le particelle intrappolate nella magnetosfera dei pianeti Venere, Marte e probabilmente anche Plutone non hanno una magnetosfera e perciò non possono avere delle fasce di particelle cariche intrappolate. La sonda Probos ha mostrato che l’ambiente di radiazione su Marte, è dovuto essenzialmente ai raggi cosmici ed alle particelle solari che penetrano la sua sottile atmosfera fino a giungere alla superficie. Inoltre l’interazione di tali particelle con l’atmosfera provoca la produzione di neutroni che possono penetrare la superficie del pianeta ed essere riflessi all’indietro. Mercurio genera un campo magnetico più debole rispetto alla terra e quindi si suppone abbia una popolazione di particelle cariche intrappolate inferiore alla Terra. Saturno, Urano e Nettuno generano dei campi magnetici di intensità simile a quelli della Terra, ma l’esplorazione con sonde spaziali ha evidenziato che per Saturno ed Urano i livelli di radiazione intrappolata sono inferiori a quelli della Terra e non presentano criticità per le missioni spaziali. Giove presenta un momento di dipolo magnetico ( nT) di gran lunga superiore rispetto alla terra (30760 nT) e l’esplorazione con sonde spaziali ha confermato che l’ambiente di radiazione della particelle cariche intrappolate è più intenso e più esteso spazialmente per cui le missioni spaziali su Giove devono tener conto di questo aspetto.

67 67 Modelli statici o dinamici per descrivere le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre?

68 68 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Una visione statica delle fasce di Van Allen su scale temporali di minuti, settimane, mesi è tuttavia obsoleta. L’esistenza delle fasce di Van è dovuta alla presenza del campo magnetico terrestre ma la popolazione delle particelle intrappolate è dovuta all’equilibrio tra: -le sorgenti: iniezioni di particelle dalla coda della magnetosfera e creazione di particelle a causa dell’interazione tra ioni energetici (cosmici e solari) con l’alta atmosfera; -le perdite: interazione delle particelle con l’alta atmosfera o per scambio di carica con atomi e molecole dell’esosfera. Questi processi possono variare nel tempo e dipendono fortemente dal campo magnetico: ad esempio le perturbazioni del campo magnetico terrestre dovute all’attività solare possono portare a delle rapide fluttuazioni del campo magnetico e a variazione nel lungo periodo dei flussi di particelle intrappolate nelle fasce. Se l’interesse per le dosi dovute alle particelle intrappolate è comunque di tipo cumulativo e si riferisce all’intera missione spaziale allora le variazioni su scale temporali di minuti (sotto tempeste magnetiche) e di settimane (tempeste magnetiche) non sono significative.

69 69 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre -La misura degli effetti della tempesta magnetica solare sulle fasce di Van Allen effettuata dal satellite CRRES nel 1991 ripropone l’importanza dei modelli per determinare l’ambiente di radiazione delle particelle intrappolate nelle magnetosfera terrestre. -CRRES viene lanciato in orbita ellittica geosincrona (tempo di rivoluzione uguale al periodo di rotazione terrestre) inclinata di 18° rispetto al piano dell’equatore terrestre con perigeo a 350 km (minima distanza dalla superficie terrestre) e apogeo a 3000 km (massima distanza dalla superficie terrestre) nel Il lancio di CRESS è successivo al periodo di elevata attività solare del Settembre-Ottobre CRESS tuttavia è operativo quando avviene l’intensissima tempesta magnetica solare del marzo Le misure effettuate da CRRES evidenziarono una ridistribuzione delle particelle intrappolate nelle fasce a seguito della tempesta magnetica solare con la formazione di una nuova fascia di protoni nella zona vuota (L=2-3).

70 70 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre

71 71 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre La seconda fascia di protoni prodotta dalla tempesta magnetica solare del marzo 1991 misurata da CRRES per protoni di energia superiore a 47 MeV L=2-3

72 72 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre -L’ambiente di radiazione delle fasce di Van Allen non è statico ma dinamico e mutevole. L’interazione di una tempesta magnetica solare con la magnetosfera terrestre può portare alla ridistribuzione delle particelle intrappolate in decine di secondi. -Il flusso delle particelle cariche intrappolate nelle fasce di Van Allen dipende non solo dall’energia delle particelle, dall’altitudine, e dall’inclinazione rispetto all’equatore, ma anche dall’attività solare, ed è quindi mutevole nel tempo. -Ad esempio le misure effettuate dal satellite Sampex (Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer, vedi: e hanno evidenziato che la popolazione di particelle cariche nella regione tra le due fasce di Van Allen con 2

73 73 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre

74 74 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Flusso di elettroni con energia E>0.4 MeV (a.u.). nelle fasce di Van Allen esterne (2.8

75 75 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre I modelli per le particelle intrappolate nelle fasce di Van Allen AP8 e AE8 si riferiscono a valori medi su 6 anni e sono adeguati per missioni spaziali di lunga durata e per valutare gli effetti della radiazione su lunghi periodi di tempo. Tali modelli non sono adeguati per effetti a tempo breve. Necessità di sviluppo di modelli con una risoluzione temporale breve: -CRRESPRO per i protoni: stima dei livelli di protoni intrappolati prima e dopo Marzo CRRESELE per gli elettroni: stima dei livelli di elettroni per 6 diverse condizioni magnetiche Attività di ricerca che viene svolta dall’ESA e dalla NASA nei nostri giorni.

76 76 I cicli solari

77 77 I cicli solari -Il sole non solo è una sorgente di radiazione (radiazione solare), ma anche influenza e modula l’intensità della radiazione proveniente dall’esterno del sistema solare. -L’attività solare ha una ciclicità di 11 anni in cui vi è un periodo (7 anni) di alti livelli di attività ed un periodo (4 anni) di basso livello di attività. -Al termine dell’11° anno la polarità magnetica del sole si inverte, quindi strettamente parlando il ciclo solare sarebbe approssimativamente di 22 anni. Poiché però la polarità magnetica del sole influenza solo il flusso di raggi cosmici galattici e non i flussi di particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre, il periodo dell’attività solare viene assunto essere 11 anni. -Gli indicatori dell’intensità dell’attività solare sono: -il numero di macchie solari; -il flusso delle onde radio aventi lunghezza d’onda di 10.7 cm.

78 78 I cicli solari Il numero di macchie solari (la cui misura inizia nel 1600 e viene svolta in modo sistematico a partire dal 1749) Il flusso delle onde radio aventi lunghezza d’onda di 10.7 cm (la cui misura inizia nel 1947 nel corso del 18° ciclo solare). Dove siamo oggi?

79 79 I cicli solari Durante la fase di decrescita dopo il massimo solare: -gli eventi solari con emissione di alti flussi di particelle si verificano con maggiore frequenza; -i flusso di elettroni intrappolati nelle fasce di Van Allen tendono ad essere più elevati. Durante la fase di minima attività solare: -i flussi di protoni intrappolati nelle fasce di Van Allen per i satelliti a basse orbite (LEO: km) raggiungono il loro massimo. -i flussi di raggi cosmici galattici raggiungono il loro massimo. L’attività di ricerca ai nostri giorni focalizza l’attenzione sulla possibilità di prevedere l’attività solare nel lungo periodo. In figura un esempio dei risultati di previsione del modello per le onde radio. Curve del livello di confidenza. Osserviamo che il ciclo solare è asimmentrico, ovvero la fase ascendente ha una durata minore rispetto alla fase discendente.

80 80 I raggi cosmici galattici e solari

81 81 Le particelle incidenti (storia) Nei primi anni del 1900 gli scienziati erano stupiti dal fatto che gli elettroscopi, che essi utilizzavano per gli esperimenti di elettrostatica, si caricavano inaspettatamente se lasciati inutilizzati nei laboratori. Alcuni ipotizzarono che gli elettroscopi si caricavano a causa della ionizzazione dell’aria dovuta alla radiazione presente naturalmente sulla Terra. Vennero fatti degli sforzi nel cercare di annullare tali fenomeni, ad esempio schermando gli elettroscopi, ma senza successo. Nel 1913 lo scienziato austriaco Victor Hess decide di effettuare un esperimento con un elettroscopio su un pallone atmosferico al fine di allontanare l’elettroscopio dalla sorgente di radiazioni (la Terra). Hess osserva che all’aumentare dell’altitudine il fenomeno della carica dell’elettroscopio è più intenso e conclude che la sorgente della radiazione non è la Terra ma che la radiazione proveniente dallo spazio esterno.

82 82 Le particelle incidenti (storia) Dal 1900 al 1950, anche grazie al continuo sviluppo delle tecniche di rivelazione della radiazione vengono fatti molti studi, utilizzando rivelatori posti al suolo, su palloni sonda e su aerei al fine di determinare: -la natura dei raggi cosmici (Che cosa sono? Raggi gamma o particelle di alta energia? Quale energia possiedono?); -la sorgente dei dei raggi cosmici (Da dove provengono? Dall’atmosfera, dal sole o da qualche altra parte del cosmo?). Un notevole passo in avanti fu fatto quando si giunse a: -comprendere la distinzione tra raggi cosmici primari e raggi cosmici secondari dovuti all’interazione dei raggi cosmici primari con l’atmosfera terrestre; -comprendere che i raggi cosmici secondari possono creare delle cascate o sciami di particelle a seguito della loro interazione con l’atmosfera terrestre. Con lo sviluppo dell’astronautica e l’inizio dei programmi spaziali negli anni 50, cresce anche l’interesse per lo studio dei raggi cosmici primari grazie alla possibilità di porre i rivelatori di particelle a bordo di satelliti (vedi Van Allen).

83 83 L’ambiente atmosferico: gli sciami

84 84 Le particelle incidenti Al flusso delle particelle dovute ai raggi cosmici galattici bisogna sovrapporre il flusso della particelle solari di alta energia (SEP=Solar Energetic Particles) emesse dal sole nelle tempeste solari che possono far aumentare improvvisamente i flussi di particelle incidenti. I raggi cosmici galattici e le particelle solari di alta energia possono incidere sui veicoli spaziali al di fuori della magnetosfera terrestre e, a seconda dell’energia, penetrare nella magnetosfera terrestre, diventando rilevanti per i satelliti che operano in orbite polari, ellittiche e geostazionarie (6.6 raggi terrestri dal centro della terra). Valori di energia di protoni e ioni per penetrare nella magnetosfera terrestre.

85 85 Le particelle incidenti Le principali caratteristiche delle emissioni di massa dalla corona sono sintetizzate nella seguente tabella. Le principali caratteristiche dei raggi cosmici galattici sono sintetizzate, per confronto, nella seguente tabella.

86 86 Le particelle incidenti dal sole: i protoni

87 87 Le particelle incidenti dal sole Vi sono 2 categorie di eventi solari che sono in grado emettere particelle di alta energia: -i brillamenti solari (solar flares), osservabili come delle esplosioni sulla superficie solare, avvengono quando l’energia presente nel campo magnetico della corona solare raggiunge un livello critico: le particelle emesse sono principalmente elettroni, l’emissione ha una durata di ore e ha un’alto contenuto di 3 He rispetto all’ 4 He. -l’emissione di massa dalla corona (corona mass ejection) è un’eruzione di plasma, costituito da ioni ed elettroni liberi, che causa un’onda d’urto verso l’esterno accelerando le particelle. Le particelle emesse sono principalmente protoni, l’emissione ha una durata di giorni e ha un basso contenuto di 3 He rispetto all’ 4 He. Tali fenomeni influenzano profondamente le caratteristiche dello spazio interplanetario e della magnetosfera terrestre. La quantità di materia emessa in un singolo evento varia da 10 9 a tonnellate e la sua velocità varia da 50 a 2500 km/s, impiegando da 12 ore ad alcuni giorni per raggiungere la Terra.

88 88 Le particelle incidenti dal sole: i protoni Le misure effettuate dal satellite IMP-8 (Interplanetary Monitoring Platform-8) a da satelliti operanti in orbita geostazionaria ( km dal centro della terra) su un periodo di 28 anni, hanno evidenziato la natura stocastica degli eventi solari. E

89 89 Le misure effettuate dal satellite IMP-8 (Interpalnetary Monitoring Platform-8) a da satelliti operanti in orbita geostazionaria ( km dal centro della terra) su un periodo di 28 anni, hanno evidenziato la natura stocastica degli eventi solari. E Le particelle incidenti dal sole: i protoni

90 90 Le particelle incidenti dal sole Gli eventi solari sono particolarmente critici non solo per l’elettronica per lo spazio, ma anche per le future iniziative spaziale riguardanti le possibili missioni di astronauti sulla Luna, su Marte e nei viaggi interplanetari. Di conseguenza è immediato: -lo studio di modelli in grado di prevedere il verificarsi e l’entità degli eventi solari; -l’individuazione di precursori degli eventi solari come ad esempio brillamenti di raggi X o mappature del campo magnetico solare. Le particelle incidenti dal sole: i protoni

91 91 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (analisi dei dati) Come si legge questo grafico? Esempio: "Quante volte la fluenza mensile di 10 7 p/(cm 2  sr) con energia superiore a 1.15 MeV è stata superata nel periodo ? 150 volte". Numero di occorrenze in cui il valore della fluenza mensile di protoni è stato superato. I protoni hanno energia superiore a 1.15 MeV e sono dovuti agli eventi solari nel periodo Caratteristica analoga alla densità spettrale del "Rumore 1/f" Fenomeno probabilistico, non è possibile prevedere che un evento solare di una certa intensità si verifichi in un determinato tempo.

92 92 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (analisi dei dati) Come si legge questo grafico? Esempio: "Quante volte la fluenza di 10 7 p/cm 2 per evento solare, relativamente ai protoni di energia superiore a 30 MeV, è stata superata nei 21 anni di massima attività solare per i cicli solari 20, 21 e 22? 3 volte". Numero di occorrenze in cui il valore della fluenza di protoni (p/cm 2 ) per evento solare è stato superato. I protoni hanno energia superiore a 30 MeV e sono dovuti agli eventi solari nei 21 anni di massima attività solare per i cicli solari 20, 21 e 22.

93 93 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (modelli) Come si legge questo grafico? Esempio: "Quale è la probabilità che la fluenza di protoni solari con energia superiore a 30 MeV superi il valore p/cm 2 in una missione di 3 anni? Il 10%. Questo corrisponde ad un livello di confidenza del 90% che tale fluenza non venga superata".

94 94 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (modelli) Come si legge questo grafico? Esempio: "La probabilità che la fluenza annuale di protoni solari con energia maggiore di 10 MeV assuma un valore compreso tra 0 e 2  10 9 p/cm 2 è 0.4".

95 95 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (modelli) Come si legge questo grafico? Esempio: "Quale è la fluenza di protoni solari con energia superiore a 10 MeV durante la massima attività solare per un periodo di 2 anni, con un livello di confidenza del 90%? 2-4  p/cm 2 ".

96 96 Range dei protoni in alluminio 1 Mils=1 millesimo di pollice= mm 100 Mils=2.54 mm È possibile schermare l’elettronica dai protoni?

97 97 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (il caso limite) Spettro energetico dei protoni nei più critici eventi di emissioni solari nei cicli Una considerazione importante per i progettisti di veicoli spaziali sono i casi limite ("worst case“) per gli eventi di emissione di particelle da parte del sole. Un approccio è considerare il flussi di protoni di questi casi estremi quali l’evento di emissione di particelle solari avvenuto nell’Ottobre 1989, o nel Febbraio 1956, o nell’Agosto 1972.

98 98 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (il caso limite) Come si legge questo grafico? Esempio: "Considerando una missione spaziale di 1 anno in condizione di massima attività solare, quale è la probabilità che la fluenza di 10 9 p/cm 2 con energia superiore a 30 MeV venga superata? 0.3". Il valore limite di 1.3  p/cm 2 più una deviazione standard diviene 3.0  p/cm 2.

99 99 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (il caso limite) Fluenza di protoni solari con energia superiore a 30 MeV per il limite di progettazione riportato nel precedente grafico (1.3  p/cm 2 ) con una deviazione standard, per l’evento dell’Ottobre 1989 (0.87  p/cm 2 ) e per l’evento di Carrington del Settembre 1859 (1.9  p/cm 2 ).

100 100 Le particelle incidenti dal sole: i protoni

101 101 A La fluenza ed il flusso di particelle Il rivelatore di particelle di area A cm 2 è in grado di determinare le caratteristiche delle particelle incidenti (massa m in a.m.u., ovvero rispetto all’unità di massa atomica che vale m A =1.66  kg, ed energia cinetica E±  E in MeV ove  E è la sensibilità dello strumento in energia). Per ciascuna coppia di valori (m,E±  E) misurati determiniamo il numero N di conteggi misurati dal rivelatore nell’intervallo di tempo  t in secondi. Per la presenza dei collimatori il rivelatore è in grado di determinare le particelle incidenti da un determinato angolo solido  in steradianti. Il valore N dipenderà dai seguenti parametri: N(m, E±  E,  t, , A).

102 102 A Definiamo la fluenza di particelle (aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E incidenti nell’intervallo di tempo  t), come il numero di particelle aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E, incidenti nell’intervallo di tempo  t per unità di area A e di angolo solido  : La fluenza di particelle I Particelle/(cm 2  sr)

103 103 A Se ipotizziamo che le particelle incidano in modo omnidirezionale ed isotropico, definiamo la fluenza di particelle (aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E incidenti nell’intervallo di tempo  t in modo omnidirezionale ed isotropico), come il numero di particelle aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E, incidenti nell’intervallo di tempo  t in modo omnidirezionale ed isotropico per unità di area A: La fluenza di particelle II Particelle/(cm 2 )

104 104 A Il flusso di particelle Particelle/(cm 2  s  sr) Definiamo il flusso di particelle (aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E), come il numero di particelle aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E, incidenti per unità di area A, per unità di tempo  t e per unità di angolo solido  :

105 105 A Lo spettro del flusso di particelle I Particelle/(cm 2  s  sr  MeV ) Particelle/(cm 2  s  sr) Noto lo spettro in energia del flusso di particelle (aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E) è possibile determinare il flusso di particelle (aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E) considerando: È possibile considerare il grafico dello spettro in energia del flusso di particelle al variare dell’energia cinetica E in MeV Definiamo i valori dello spettro in energia del flusso di particelle (aventi massa m ed energia cinetica compresa tra E-  E e E+  E) come:

106 106 Lo spettro del flusso di particelle II Se vogliamo confrontare lo spettro in energia del flusso di particelle, aventi masse differenti, conviene normalizzare rispetto alla massa: Particelle/(cm 2  s  sr  (MeV/amu )) Particelle/(cm 2  s  sr) Noto lo spettro in energia del flusso di particelle normalizzato rispetto alla massa è possibile determinare il flusso di particelle considerando: È possibile considerare il grafico dello spettro in energia del flusso di particelle normalizzato rispetto alla massa al variare dell’energia cinetica E in MeV

107 107 A Il flusso di particelle II Supponiamo che lo strumento possa misurare l’energia cinetica delle particelle incidenti compresa tra i valori E min ed E MAX. Definiamo allora il flusso di particelle di massa m ed incidenti per unità di area A e di angolo solido , con energia compresa tra E min ed E MAX : Particelle/(cm 2  s  sr)

108 108 Le particelle incidenti dal sole: gli ioni -I modelli per gli ioni pesanti emessi dal sole non sono evoluti come i modelli per i protoni emessi dal sole a causa dell’elevato numero di specie ioniche. Gli ioni pesanti emessi dal sole contribuiscono agli Effetti da Evento Singolo (SEE) in aggiunta ai raggi cosmici galattici. -Un’informazione di interesse è il rateo medio di SEE durante una missione (ovvero ad esempio il numero di SEE al giorno): utilizzo cumulativo di modelli per le fluenze di raggi cosmici galattici e di ioni pesanti provenienti dal sole.

109 109 Le particelle incidenti dal sole: gli ioni (fluenza differenziale) p=1 nucleone Alfa=4 nucleoni Mg=12 nucleoni O=16 nucleoni Fe=56 nucleoni Nichel: Z=28 Come si legge analizza questo grafico? “Tutti i valori in energia sull’asse x e sull’asse y devono essere riscalati per il fattore di scala dei nucleoni: ad esempio per il Magnesio (Mg) questo fattore vale 12. È possibile poi determinare la fluenza di ioni di Magnesio con, ad esempio, energia tra 20 e 30 MeV calcolando l’area sottesa dalla curva in tale intervallo”. Tale fluenza si riferisce ad un periodo di 2 anni in condizioni di massima attività solare ad un livello di confidenza del 90%.

110 110 Spettro energetico delle particelle emesse dal sole nell’evento del 6 Novembre Le particelle incidenti dal sole: gli ioni (fluenza differenziale) p=1 nucleone Alfa=4 nucleoni O=16 nucleoni Si=28 nucleoni Fe=56 nucleoni

111 111 Alcuni concetti di base sull’orbita dei satelliti

112 112 Satellite orbits Geostationary Equatorial Orbit (GEO) Satellites in geostationary equatorial orbit (GEO) orbit Earth around the equator at a very specific altitude that allows them to complete one orbit in the same amount of time that it takes Earth to rotate once. As a result, these satellites stay above one point on Earth’s equator at all times. The altitude of GEO is about 5.6 times the radius of Earth, or about km (about mi). Direct-broadcast television satellites are in GEO. A few satellites in GEO can provide coverage for the entire Earth, and antennas do not need to track the satellite to receive a signal. Earth-surveillance missions, including military surveillance and weather tracking missions, also use GEO. Low Earth Orbit (LEO) A satellite in low Earth orbit (LEO) orbits at an altitude of 2000 km (1200 mi) or less. Almost every satellite enters a LEO after it is launched. If a satellite mission requires an orbit other than LEO, it uses rockets to move into its final orbit. A low Earth orbit minimizes the amount of fuel needed. In addition, a satellite in LEO can obtain clearer surveillance images. It needs less powerful signals to communicate with Earth than satellites with higher orbits. A signal to or from a low Earth orbit also reaches its destination more quickly, making LEO satellites especially good for transmitting data. Medium Earth Orbit (MEO) Medium Earth orbit (MEO) satellites orbit at an altitude about km (about 6000 mi) and balance the benefits and problems between LEO and GEO. The most common uses of MEO are by navigation and communication satellites. The U.S. navigation system NAVSTAR Global Positioning System (GPS), the Russian Global Navigation Satellite System (GLONASS), and Odyssey, a private U.S. communications satellite program, all use MEO.

113 113 Polar Orbits Satellites in polar orbits orbit around Earth at right angles to the equator over both the North and South poles. Polar orbits can occur at any altitude, but most satellites in polar orbits use LEOs. Two polar satellites belonging to the U.S. National Oceanic and Atmospheric Administration provide weather information for all areas of the world every six hours. The satellites also map ozone levels (see Ozone Layer) in the atmosphere, including the level over the poles. Landsat is a U.S. government remote-sensing satellite system that operates in polar orbit. Scientists often use Landsat to view agricultural phenomena such as deforestation and crop blight. Transit, the first satellite-based navigation system, used polar orbits in order to support navigation around the world, especially for submarines in the polar regions. Sun-Synchronous Orbits A satellite in a Sun-synchronous orbit always passes over a certain point of Earth when the Sun is at the same position in Earth’s sky. A Sun-synchronous satellite has a retrograde orbit (it moves clockwise around Earth), orbits in a low Earth orbit, and orbits at a specific angle with respect to Earth’s equator (about 98°). The satellite crosses each latitude about 1° east of where it crossed the latitude the previous day. Thus, the satellite stays synchronized with the location of the Sun relative to Earth. Sun-synchronous orbits are useful for satellites photographing Earth, because the Sun will be at the same angle each time the satellite passes over a point on Earth. Satellite orbits

114 114 Quanto vale L per il flusso massimo protoni=? Quanto vale L per il flusso massimo elettroni=? Quanto vale L per la zona “vuota”? Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: prime note

115 115 Il moto dei satelliti Se l’orbita di un satellite è ellittica allora la terra occupa uno dei fuochi Il perigeo (dal greco peri = intorno, geos = terra) è il punto di minima distanza del satellite dal centro della terra. L'apogeo (dal greco apos = lontano, geos = terra) è il punto di massima distanza del satellite dal centro della terra. View: allTypes: Physics

116 116 Satelliti Satellite METEOSAT-1 con orbita geostazionaria

117 117 Satelliti Satellite Chandra (X-ray Observatory) con orbita ellittica

118 118 Satelliti Satellite radioamatoriale A0-40 con orbita ellittica

119 119 L’effetto delle radiazioni è solo uno dei molteplici aspetti da affrontare nella progettazione/realizzazione di una missione spaziale L’attività di progettazione per una missione spaziale

120 120 I satelliti, le particelle intrappolate nelle fasce di Van Allen ed i protoni provenienti dal sole

121 121 Le orbite dei satelliti, le fasce di Van Allen ed i protoni solari Consideriamo 4 differenti tipi di orbite: -orbita bassa a 800 km dalla superficie terrestre, inclinata di 98° e 30° rispetto al piano equatoriale; -orbita a 1400 km dalla superficie terrestre inclinata di 52° rispetto al piano equatoriale; -orbita circolare geostazionaria a km dalla superficie terrestre; -orbita a km dalla superficie terrestre inclinata di 55° rispetto al piano equatoriale. Flusso (particelle/cm 2  s) omnidirezionale di protoni con energia maggiore di 10 MeV da AP8- MIN (a sinistra) e di elettroni con energia maggiore di 0.5 MeV da AE8-MIN (a destra). Inoltre viene riportato il livello di penetrazione dei protoni solari in funzione dell’energia. Per gli ioni tali valori diventano 2.5 MeV/n, 7.5 MeV/n, 25 MeV/n

122 122 Penetrazione delle particelle nella magnetosfera terrestre Affinché un pianeta possa avere delle fasce toroidali contenenti delle particelle cariche intrappolate, è necessario che il momento di dipolo magnetico del pianeta sia sufficiente ad arrestare il flusso di particelle del vento solare prima che queste raggiungano l’atmosfera del pianeta dove perderebbero la loro energia cinetica collidendo con le molecole dell’atmosfera planetaria. Valori di energia di protoni e ioni per penetrare nella magnetosfera terrestre.

123 123 Spettro del flusso omnidirezionale (particelle/(cm 2  s)) per elettroni (AE8 MIN) e protoni delle fasce di Van Allen (AP8 MIN) e protoni solari (Feynman 80%). GEO GPS Costellazione SPOT AE8 MIN Le orbite dei satelliti, le fasce di Van Allen ed i protoni solari

124 124 Quanto vale L per il flusso massimo protoni=? Quanto vale L per il flusso massimo elettroni=? Quanto vale L per la zona “vuota”? Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: prime note

125 125 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: protoni Flusso omnidirezionale di protoni (protoni/cm 2  s) al variare dell’energia dei protoni da 0.1 MeV a 400 MeV sul piano equatoriale al variare della distanza espressa in raggi terrestri: L=1 corrisponde alla superficie terrestre.

126 126 Range dei protoni in alluminio 1 Mils=1 millesimo di pollice= mm 100 Mils=2.54 mm

127 127 Dose (Gray/anno) per un satellite in orbita LEO (800 km e inclinazione di 98°) Dose (Gray/anno) per un satellite in orbita GEO (35500 km e inclinazione di 0°) 1 Gray=1J/1kg Le orbite dei satelliti, le fasce di Van Allen ed i protoni solari

128 128 Dose (Gray/anno) per un satellite in orbita LEO (800 km e inclinazione di 98°) Dose (Gray/anno) per un satellite in orbita GEO (35500 km e inclinazione di 0°) 1 Gray=1J/1kg P E E Le orbite dei satelliti, le fasce di Van Allen ed i protoni solari P

129 129 Dose (Gray/anno) per un satellite in orbita LEO (800 km e inclinazione di 98°) Dose (Gray/anno) per un satellite in orbita GEO (35500 km e inclinazione di 0°) 1 Gray=1J/1kg Le orbite dei satelliti, le fasce di Van Allen ed i protoni solari

130 130 Distribuzione geografica degli Effetti da Evento Singolo (SEU) in DRAM n-MOS sul satellite UoSAT-2, che evidenzia l’alta concentrazione degli eventi nella regione dell’Anomalia del Sud Atlantico e nelle zone polari. Le orbite dei satelliti: SAA e zone polari

131 131 I raggi cosmici galattici

132 132 I raggi cosmici galattici I raggi cosmici galattici (GRC=Galactic Comic Rays) sono particelle cariche di alta energia che provengono dall’esterno del sistema solare. La loro origine non è completamente compresa anche se si ipotizza che parte di essi abbiano origine dalle esplosioni delle supernove. I raggi cosmici galattici comprendono ioni con spettro esteso a tutta la tavola periodica degli elementi dall’idrogeno all’uranio, le cui caratteristiche sono riportate nella seguente tabella: -essi sono principalmente protoni (87%) e particella alfa (12%), l’1% è costituito da ioni pesanti; -la loro energia può raggiungere i GeV; -il flusso varia da 1 a 10 particelle/cm 2  s ed è influenzato dall’attività solare.

133 133 I raggi cosmici galattici

134 134 L’abbondanza relativa dei raggi cosmici decresce di ordini di grandezza per numeri atomici maggiori del ferro (Z=26). I raggi cosmici galattici

135 135 I raggi cosmici galattici -Abbondanza relativa dei raggi cosmici con energia  2 GeV/nucleone a km dal sole (1 Unità Astronomica che corrisponde alla distanza media Terra-Sole). -Si noti la decrescita di ordini di grandezza per numeri atomici maggiori di quello del ferro (Z=26). -Il valore di riferimento del silicio è 10 6.

136 136 I raggi cosmici galattici

137 137 I raggi cosmici galattici -Spettro dei raggi cosmici al minimo dell’attività solare a km dal sole (1 Unità Astronomica che corrisponde alla distanza media Terra-Sole). H=1 nucleone He=4 nucleoni C=12 nucleoni N=14 nucleoni O=16 nucleoni

138 138 I raggi cosmici galattici Esercizio 1. Determina l’energia di uno ione di Elio a 100 MeV/nucleone. Esercizio 2. Stima il numero di ioni di Elio con energia tra 240 MeV e 400 MeV che incidono su una superficie di 10 dm 2 sotto tutto l’angolo solido in minuto. H= 1 nucleone He=4 nucleoni C=12 nucleoni N=14 nucleoni O=16 nucleoni

139 139 I raggi cosmici galattici Esercizio 1. Determina l’energia di uno ione di Elio a 100 MeV/nucleone. Esercizio 2. Stima il numero di ioni di Elio con energia tra 240 MeV e 400 MeV che incidono su una superficie di 10 dm 2 sotto tutto l’angolo solido in minuto. H= 1 nucleone He=4 nucleoni C=12 nucleoni N=14 nucleoni O=16 nucleoni

140 140 I raggi cosmici galattici Spettro energetico dei raggi cosmici galattici per protoni, elio, ossigeno e ferro nel periodi di massima e minima attività solare Cosa possiamo dedurre osservando questa figura?

141 141 I raggi cosmici galattici Spettro energetico dei raggi cosmici galattici per protoni, elio, ossigeno e ferro nel periodi di massima e minima attività solare. -Il flusso dei raggi cosmici galattici è piccato a 1 GeV per nucleone. -Il flusso dei raggi cosmici galattici con energia inferiore a 10 GeV per nucleone è influenzato dall’attività solare essendo massimo nei per i minimi solari e minimo per i massimi solari.

142 142 Il flusso dei raggi cosmici galattici è influenzato dall’attività solare perchè i raggi cosmici per giungere in prossimità della terra devono " vincere " il vento solare, costituito da un flusso continuo di particelle provenienti dal Sole (in prevalenza protoni ed elettroni) che, sfuggite alla gravitazione solare, sono in grado di raggiungere le regioni più estreme del Sistema solare fino all'orbita di Plutone che è il pianeta più esterno. L’attività solare può essere caratterizzata misurando il numero medio di macchie solari presenti sul Sole. Tale valore non è costante, ma varia ciclicamente nel tempo passando da periodi di minima attività a periodi di massima attività. Il ciclo solare, che è l’intervallo di tempo che intercorre tra due periodi di minima attività solare consecutivi, ha un valore medio di 11 anni. Il flusso dei raggi cosmci è massimo nei periodi di minima attività solare. Il flusso dei raggi cosmci è minimo nei periodi di massima attività solare. I raggi cosmici galattici

143 143 Il "Termination shock" è la regione dell’Eliosfera in cui il vento solare rallenta fino a velocità subsoniche a causa delle interazioni con il mezzo interstellare. L’ "Eliopausa" è il confine presso il quale il vento solare emesso dal nostro Sole è fermato dal mezzo interstellare. Il "Bow shock" è una scia di plasma lasciata dallo spostamento del Sole attraverso la Via Lattea. I raggi cosmici galattici (modelli) L’Eliosfera è quella regione dello spazio nella quale la densità del vento solare è maggiore di quella della materia interstellare.

144 144 I raggi cosmici galattici (modelli) Attualmente sono stati sviluppati 3 modelli per descrivere il flusso di raggi cosmici galattici nell’eliosfera fino a 1 Unità Astronomica dal Sole ( km che corrisponde alla distanza media Terra-Sole): -il modello sviluppato dell’Università statale di Mosca; -il modello sviluppato dalla Nasa; -il modello sviluppato da QinetiQ.

145 145 Il "Termination shock" è la regione dell’Eliosfera in cui il vento solare rallenta fino a velocità subsoniche a causa delle interazioni con il mezzo interstellare. L’ "Eliopausa" è il confine presso il quale il vento solare emesso dal nostro Sole è fermato dal mezzo interstellare. Il "Bow shock" è una scia di plasma lasciata dallo spostamento del Sole attraverso la Via Lattea. I raggi cosmici galattici (modelli)

146 146 I raggi cosmici galattici (modelli) Previsione dei modelli MSU, QinetiQ e NASA per i protoni dei raggi cosmici galattici in due differenti date: massimo a minimo dell’attività solare?

147 147 I raggi cosmici galattici -Spettro dei raggi cosmici al minimo dell’attività solare a km dalla terra (1 Unità Astronomica che corrisponde alla distanza media Terra-Sole). H=1 nucleone He=4 nucleoni C=12 nucleoni N=14 nucleoni O=16 nucleoni Per il Carbonio e l’Ossigeno a 100 MeV/nucleone ottengo il valore:

148 148 I raggi cosmici galattici (modelli) Confronto tra le misure del satellite ACE (Advanced Composition Explorer) nel 1997 e la previsione dei modelli: NASA e MSU per Carbonio, Ossigeno, Silicio e Ferro. Per il Carbonio a 100 MeV/nucleone ottengo il valore: Per l’Ossigeno a 100 MeV/nucleone ottengo il valore:

149 149 I raggi cosmici galattici (modelli) Confronto tra le misure del satellite ACE (Advanced Composition Explorer) nel 1997 e la previsione dei modelli: NASA e MSU per Carbonio, Ossigeno, Silicio e Ferro (a sinistra), CALTEC (a destra)

150 150 I raggi cosmici galattici (modelli) Confronto tra le misure del satellite ACE (Advanced Composition Explorer) nel 1997 e la previsione dei modelli NASA e MSU per Carbonio, Ossigeno, Silicio e Ferro. Esercizio 1. Determina l’energia di uno ione di Carbonio a 200 MeV/nucleone. Esercizio 2. Stima quanti ioni di Carbonio con energia tra 1.2 GeV e 2.4 GeV incidono su una superficie di 1 mm 2 sotto tutto l’angolo solido in 1 ora. C=12 nucleone O=16 nucleoni Si=28 nucleoni Fe=56 nucleoni

151 151 I raggi cosmici galattici (modelli) Confronto tra le misure del satellite ACE (Advanced Composition Explorer) nel 1997 e la previsione dei modelli NASA e MSU per Carbonio, Ossigeno, Silicio e Ferro. Esercizio 1. Determina l’energia di uno ione di Carbonio a 200 MeV/nucleone. Esercizio 2. Stima quanti ioni di Carbonio con energia tra 1.2 GeV e 2.4 GeV incidono su una superficie di 1 mm 2 sotto tutto l’angolo solido in 1 ora. C=12 nucleone O=16 nucleoni Si=28 nucleoni Fe=56 nucleoni

152 152 Le scale logaritmiche

153 153 I raggi cosmici solari e galattici

154 154 Il satellite Imp-8 (Explorer 50) Data di lancio: 26 Ottobre 1973 Sito di lancio: Cape Canaveral (USA) Massa: 371 kg Potenza nominale: 150 W Orbita: ellittica con apogeo a 45 raggi terrestri e perigeo a 25 raggi terrestri. Scopo: studio del ciclo solare, del vento solare, della composizione dei raggi cosmici. Note: il satellite si trova immerso nel vento solare per 7-8 giorni dei 12.5 giorni del periodo orbitale. Gli ultimi dati scientifici di rilievo sono stati acquisiti a Ottobre I raggi cosmici solari e galattici

155 155 Linea sottile: flusso complessivo di ioni Carbonio, Ossigeno e Azoto, espresso in ioni/(cm 2  ster  s  MeV  nucleone), misurate con la strumentazione a bordo del satellite IMP-8 nel periodo La linea spessa è la curva che descrive l’attività solare I raggi cosmici galattici e solari Cosa si può concludere osservando la figura?

156 156 Linea sottile: flusso complessivo di ioni Carbonio, Ossigeno e Azoto, espresso in ioni/(cm 2  ster  s  MeV  nucleone), misurate con la strumentazione a bordo del satellite IMP-8 nel periodo Il fondo dei raggi cosmici galattici è modulato in anticorrelazione all’attività solare. I picchi sono dovuti a eventi di emissione di particelle da parte del sole (Solar Particle Event=SPE): brillamenti solari (solar flares) ed emissione di materia dalla corana solare (corona mass ejections). La linea spessa è la curva che descrive l’attività solare I raggi cosmici galattici e solari

157 157 I raggi cosmici e la produzione di protoni intrappolati nelle fascie di Van Hallen

158 158 Spettro energetico delle particelle nello spazio interplanetario

159 159  Job opportunities 

160 160 ESA Recruitment and Training Programs

161 161 CERN Recruitment and Training Programs

162 162 Alcune industrie aereospaziali in Italia Carlo Gavazzi Space S.p.A. (Industria aerospaziale, progettazione e costruzione di sistemi spaziali, principalmente satelliti) * Sede amministrativa v. Gallarate MILANO MI Tel Fax Capitale sociale (euro) Centro Italiano Ricerche Aerospaziali (CIRA) soc. consort. p.A. gruppo ASI -CNR-REGIONE CAMPANIA (Progettazione realizzazione e gestione di un centro di ricerca aerospaziale) * Sede legale e Direzione gen. v. Maiorise CAPUA CE Tel Fax SELEX Galileo S.p.A. (Studio, sviluppo, fabbricazione, radars, integrated mission systems, avionics, simulators, electrooptics, space, logistics e services) * v. Albert Einstein CAMPI BISENZIO FI Tel Fax

163 163 Alcune industrie aereospaziali in Italia Thales Alenia Space S.p.A. (Progettazione e lancio di satelliti di tutti i tipi, scientifici, per telecomunicazioni commerciali, per telerilevamento, per l’osservazione della terra) * via Saccomuro ROMA RM Tel Fax Finmeccanica (http://www.finmeccanica.it/) e Thales (http://www.thalesgroup.com) hanno costituito nel 2007 la Space Alliance di cui fanno parte Telespazio (67% Finmeccanica, 33% Thales) e Thales Alenia Space (67% Thales, 33% Finmeccanica). La Space Alliance con Thales ha rappresentato il raggiungimento di una pietra miliare nel settore spaziale europeo. Attraverso questo accordo, i due Gruppi hanno dato vita al primo operatore europeo dello spazio, articolato nelle due joint venture Telespazio e Thales Alenia Space, attive rispettivamente nel campo dei servizi e dei sistemi satellitari. -Finmeccanica ha in ambito spaziale una lunga tradizione di eccellenza e ha raggiunto posizioni di rilievo mondiale nella progettazione, sviluppo e produzione di satelliti per usi civili e militari, per posizionamento, telecomunicazioni, osservazione della terra e telerilevamento. Tra le attività di maggior prestigio è la produzione di componenti per sistemi di trasporto spaziale e per strutture orbitanti, oltre alla fornitura di servizi satellitari ad alto valore aggiunto. Thales

164 164 Telespazio Telespazio, una joint venture tra Finmeccanica (67%) e Thales (33%), è tra i principali operatori mondiali nella gestione di satelliti e nei servizi di osservazione della Terra, di navigazione satellitare, di connettività integrata e a valore aggiunto. La società, la cui direzione generale è a Roma, può contare su oltre 1900 dipendenti e dispone di una rete di 4 centri spaziali e 25 siti dislocati in tutto il mondo. Tra questi, con oltre 90 antenne operative, va menzionato il Centro Spaziale del Fucino, in Abruzzo, il più grande teleporto al mondo per usi commerciali. Telespazio S.p.A. Via Tiburtina, Rome (Italy) Tel: Alcune industrie aereospaziali in Italia

165 165 CESI (Milano) Indirizzo :Via Rubattino Milano. Italy Sito internet :www.cesi.it Telefono : Fax :

166 166 ASI (Agenzia Spaziale Italiana)

167 167 IMEC (Belgio) www2.imec.be/be_en/home.html

168 168 ST Microelectonics (Multinazionale)

169 169 ALTER TECNOLOGY (AIREX, TOPREL)

170 170 ALTER TECNOLOGY (AIREX, TOPREL)

171 LFoundry (Avezzano)

172 FBK (Trento) /

173 173 L’ambiente atmosferico

174 174 L’ambiente atmosferico: gli sciami Il flusso dei raggi cosmici e delle particelle solari incidenti sulla terra e che riescono a penetrare la magnetosfera terrestre viene attenuato nell’attraversare l’atmosfera terrestre a causa dell’interazione con gli atomi di ossigeno e di azoto. L’interazione dei raggi cosmici e delle particelle solari con gli atomi di ossigeno e di azoto dell’atmosfera provoca delle cascate (showers) o sciami di particelle secondarie e di interazioni create attraverso tali processi di attenuazione. Le particelle secondarie prodotte nelle cascate sono principalmente: -protoni; -elettroni; -neutroni; -muoni; -pioni. Al fine degli effetti della radiazione sui componenti elettronici la componente più importante nelle cascate di particelle secondarie sono i neutroni. Che cosa sono?

175 175 Schema di una “cascata” di particelle secondarie indotta da uno ione primario di alta energia incidente sull’atmosfera terrestre. L’ambiente atmosferico: gli sciami

176 176 Cenni alla Fisica delle particelle elementari L’equivalenza tra massa (m) di una particella ed energia (E) nel caso in cui la particella abbia velocità nulla E=mc 2, ove c  m/s è la velocità della luce nel vuoto, ci permette di esprimere la massa di una particella in eV (1 eV=1.602  C  V=1.602  J). Ad esempio l’elettrone ha massa di 9.1  10 −31 kg o MeV/c 2. Ad esempio il protone ha massa di 1,67× kg o 938 MeV /c 2. (proviamo a fare l’operazione di conversione per l’elettrone... ) La carica elettrica di una particella può essere espressa rispetto alla carica del protone q=1.602  C. In questa unità di misura l’elettrone ha carica -1, mentre dire che "una particella ha carica 2/3" significa dire che la sua carica vale  C.

177 177 Cenni alla Fisica delle particelle elementari I fermioni sono raggruppati in tre famiglie. 1) La prima famiglia contiene: l’elettrone (e - )(m = 511 keV/c 2, q = -1) il neutrino elettronico (  e )(m < 2 eV /c 2, q = 0) il quark up (U)(m  3 MeV /c 2, q = +2/3) il quark down (D)(m  6 MeV /c 2, q = -1/3) le corrispondenti antiparticelle (positrone, antineutrino elettronico, antiqark up, antiquark down), che si indicano con il medesimo simbolo barrato. Secondo il Modello Standard la materia è costituita da particelle elementari dette fermioni che interagiscono fra loro grazie alle interazioni fondamentali (forte, elettromagnetica, debole, gravitazionale) mediate da altre particelle elementari dette bosoni (gluone, fotone, bosoni, gravitone).

178 178 Cenni alla Fisica delle particelle elementari 3) La terza contiene: il tau (  )(m  1.78 GeV/ c 2,q = -1) il neutrino tauonico (   ) (m < 2 eV /c 2,q = 0) il quark top (T)(m  173 GeV /c 2,q = +2/3) il quark bottom (B) (m  4.2 GeV /c 2,q = -1/3) le corrispondenti antiparticelle (antimuone, antineutrino muonico, antiqark top, antiquark bottom) che si indicano con il medesimo simbolo barrato. 2) La seconda contiene: il muone (  - ) (m = 106 MeV/c 2, q = -1) il neutrino muonico (  ) (m < 2 eV/c2, q=0) il quark charm (C) (m  1.3 GeV/c 2, q = +2/3) il quark strange (S)(m  100 MeV/c 2, q = -1/3) le corrispondenti antiparticelle (antimuone, antiqark charm, antiquark strange) che si indicano con il medesimo simbolo barrato.

179 179 I quark up e down e le loro antiparticelle si combinano tra loro: -in gruppi di tre quark per formare i barioni che comprendono anche i protoni (p) e i neutroni (n). Ad esempio il protone è formato da 2 quark UP e da 1 quark DOWN con carica totale +1 (p = UUD). Ad esempio il neutrone è formato da 2 quark DOWN e 1 quark UP e ha quindi carica totale nulla (n = DDU). Cenni alla Fisica delle particelle elementari La struttura del protone La struttura del neutrone

180 180 Cenni alla Fisica delle particelle elementari I quark up e down e le loro antiparticelle si combinano tra loro: -in gruppi di due per formare i mesoni che comprendono anche i pioni (  ). Ad esempio il pione carico positivamente (  + ) è costituito da 1 quark UP e da un antiquark DOWN (  + = UD), esso ha carica q = +1 e massa m=139.6 MeV /c 2. Il suo tempo di vita media è 26 ns. Esso decade al 99,9877% in un antimuone e nel corrispondente neutrino muonico:  +   + +   e allo 0,0123% in un positrone e nel corrispondete antineutrino elettronico  +  e + +  e. La sua antiparticella è il pione carico negativamente (  - ), formato da 1 antiquark UP e da un quark DOWN (  - = UD), avente carica q = -1 e massa m=139.6 MeV /c 2. Esso decade al 99,9877% in un muone e nel corrispondente antineutrino:  -   - +   e allo 0,0123% in un elettrone e nel corrispondente antineutrino  -  e +  e. Il pione neutro (  0 ), che ha struttura (UU+DD)/  2, ha massa m=135 MeV /c 2. Il suo tempo di vita media è 8.4× s. Esso decade al 98,798% in due fotoni:  0   +  e all’1,198% in un fotone con una coppia elettrone-positrone  0   + e - + e +.

181 181 La particella primaria (ione) urta con un nucleo d'ossigeno o di azoto dell'alta atmosfera. Da questa collisione vengono generati neutroni, protoni, π 0, π +, π -. I π 0 decadono elettromagneticamente in due γ e questi ultimi possono materializzarsi in coppie e + -e -. Gli elettroni irradiano energia sotto forma di raggi γ (radiazione di frenamento). I pioni carichi possono decadere in muoni μ e neutrini ν, oppure interagire con altri nuclei presenti nell'atmosfera. Le linee tratteggiate indicano che altre reazioni possono avvenire. Ione L’ambiente atmosferico: gli sciami

182 182 L’ambiente atmosferico: gli sciami

183 183 Schema di una “cascata” di particelle secondarie indotta da uno ione primario di alta energia incidente sull’atmosfera terrestre. L’ambiente atmosferico: gli sciami

184 184 Il corpo M (muone) si muove di moto rettilineo uniforme rispetto al corpo T (Terra). Allora anche il corpo T si muove di moto rettilineo uniforme rispetto al corpo S. Indichiamo con S M il sistema di riferimento del corpo M avente coordinate (t,x,y,y) e con S T il sistema di riferimento del corpo T avente coordinate (t',x',y',z'). Supponiamo che i sistemi di riferimento abbiano gli assi cartesiani paralleli. Supponiamo che il corpo M si muova con velocità v lungo l’asse x' nel sistema di riferimento di T, allora il corpo T si muove con velocità –v lungo l’asse x nel sistema di riferimento di S. La relatività ristretta: i sistemi di riferimento T x'x' y'y'z' O'O' T x yz O Sistema di riferimento del corpo T Sistema di riferimento del corpo M

185 185 All’evento 1 di coordinate (t 1,x 1,y 1,z 1 ) nel sistema di riferimento del corpo M corrisponderà l’evento 1' di coordinate (t 1 ',x 1 ',y 1 ',z 1 ') nel sistema di riferimento T. All’evento 2 di coordinate (t 2,x 2,y 2,z 2 ) nel sistema di riferimento del corpo M corrisponderà l’evento 2' di coordinate (t 2 ',x 2 ',y 2 ',z 2 ') nel sistema di riferimento T. La trasformazione delle coordinate dal sistema di riferimento S al sistema di riferimento T e viceversa deve essere svolto considerando le trasformazioni di Lorentz: La relatività ristretta: le trasformazioni di Lorentz

186 186 La relatività ristrettaLa relatività ristretta: dilatazione tempo e contrazione lunghezze Il corpo M (muone) si muove di moto rettilineo uniforme rispetto al corpo T (Terra). Indichiamo con S M il sistema di riferimento del corpo M (t,x,y,y) e con S T il sistema di riferimento della Terra T (t',x',y',z'). Supponiamo che il corpo T misuri nel suo sistema di riferimento S T rispetto a cui è fermo un intervallo di tempo  t ' e una lunghezza  l'. Tali grandezze fisiche misurate dal corpo S nel suo sistema di riferimento S M saranno: Dilatazione del tempo proprio, ovvero un intervallo di tempo misurato nel proprio sistema di riferimento è minore rispetto a quello misurato da un qualunque altro osservatore che si muove di moto rettilineo uniforme. Contrazione delle lunghezze proprie, ovvero una lunghezza misurata nel proprio sistema di riferimento è maggiore rispetto a quella misurata da un qualunque altro osservatore che si muove di moto rettilineo uniforme.

187 187 La relatività ristretta Il corpo M (muone) si muove di moto rettilineo uniforme rispetto al corpo T (Terra). Indichiamo con S M il sistema di riferimento del corpo M (t,x,y,y) e con S T il sistema di riferimento della Terra T (t',x',y',z'). Supponiamo che il corpo T misuri nel suo sistema di riferimento S T rispetto a cui è fermo un intervallo di tempo  t ' e una lunghezza  l'. Tali grandezze fisiche misurate dal corpo S nel suo sistema di riferimento S M saranno: Dilatazione del tempo proprio, ovvero un intervallo di tempo misurato nel proprio sistema di riferimento è minore rispetto a quello misurato da un qualunque altro osservatore che si muove di moto rettilineo uniforme. Contrazione delle lunghezze proprie, ovvero una lunghezza misurata nel proprio sistema di riferimento è maggiore rispetto a quella misurata da un qualunque altro osservatore che si muove di moto rettilineo uniforme. La relatività ristrettaLa relatività ristretta: dilatazione tempo e contrazione lunghezze

188 188 La relatività ristretta: applicazione ai muoni atmosferici Il tempo di mezzamento dei muoni (  ) nel sistema di riferimento proprio, rispetto al quale il muone è fermo, vale  t=1.5  s. Supponiamo che un muone si muova con una velocità v=0.95c rispetto alla Terra. Allora per la dilatazione del tempo proprio, il tempo di vita media del muone misurato nel sistema di riferimento della Terra diverrà: e lo spazio percorso dal muone nel sistema di riferimento della Terra varrà:  s'=  t '  0.995c=15  s   3  10 8 m/s=  10 2 m  4480 m I muoni non sono delle particelle stabili: essi decadono, con un tempo di dimezzamento pari a 1.5  s, nel seguente modo:.. Ciò significa che se inizialmente ho 100 muoni dopo 1.5  s avrò 50 muoni..

189 189 L’ambiente atmosferico: i neutroni I neutroni atmosferici sono generati dall’interazione dei raggi cosmici con gli atomi di azoto e di ossigeno dell’atmosfera terrestre. I neutroni atmosferici sono misurabili ad un’altitudine di 330 km. Gli esperimenti hanno evidenziato che il rateo di SEU è massimo a 20 km: il flusso dei neutroni atmosferici aumenta al decrescere dell’altitudine raggiungendo il massimo a 20 km di altezza dal suolo: Ad altitudine inferiori di 20 km il flusso decresce raggiungendo al suolo un valore di 1/500 del valore massimo. Gli effetti da evento singoli aumentano durante gli eventi di emissione di particelle dal sole. Lo spettro neutronico varia di poco al variare con l’altitudine, questo permette di semplificare le simulazioni. L’energia dei neutroni nell’atmosferici può variare da keV a centinaia di MeV. Generalmente i neutroni atmosferici rilevanti per l’avionica sono quelli aventi energia E>10 MeV.

190 190 L’ambiente atmosferico: i neutroni Gli studi sui neutroni atmosferici sono fatti utilizzando palloni sonda, aerei e misure al suolo. Negli esperimenti intenzionali su areomobile vengono ad esempio considerati degli apparati con memorie CMOS SRAM e viene determinato il rateo di SEU espresso in SEU/(bit  giorno). Negli ultimi 20 anni è stato osservato che i componenti elettronici sono sensibili agli effetto da evento singolo indotti: -dalla radiazione cosmica primaria (per altezze superiori a 20 km); -dai neutroni prodotti dall’interazione della radiazione cosmica primaria con l’atmosfera terrestre (per altezze inferiori 20 km). I neutroni atmosferici sono la principale causa di SEU nell’elettronica per applicazioni avioniche. Le strutture dell’aereo, il carico, il carburante possono produrre flussi significativi di neutroni termici, ciò può portare ad alti ratei di SEU in componenti elettronici che contengono Boro negli strati di passivazione di tipo boro-fosforo-silicati (vedi approfondimento).

191 191 Il 10 B (Boro) è caratterizzato da un'elevata sezione d'urto di cattura per i neutroni termici (E<0.1 eV). La reazione nucleare in cui, dall'interazione del nucleo di boro con il neutrone, si produce una particella alfa (costituita da 2 protoni e 2 neutroni) e un nucleo di 7 Li (Litio), con un rilascio complessivo di energia di circa 2.4 MeV. Nella reazione viene inoltre generata, nel 94% dei casi una radiazione gamma, ossia fotoni aventi un’energia di MeV. Approfondimento: i neutroni termici Schema della reazione nucleare: 10 B (n,  ) 7 Li

192 192 Schema della reazione nucleare: 10 B (n,  ) 7 Li Approfondimento: i neutroni termici

193 193 Alcuni concetti di relatività ristretta m n, =1.674  kg m n c 2 =939.6 MeV

194 194 Classificazione dei neutroni in base alla loro energia cinetica Tipo E C v Freddi <0.01 eV <14.4 m/s (  50 km/h) Termici <0.1 eV <44 m/s (  160 km/h) Epitermici <1 eV <144 m/s (  520 km/h) Lenti<1000 eV=1keV <4400 m/s (  km/h) Veloci<10 7 eV =10 MeV < m/s (  km/h) m=1.674  kg mc 2 =939.6 MeV A queste energie i neutroni possono essere considerate delle particelle non relativistiche

195 195 Paralleli (-) Meridiani (+) L’angolo formato tra l’equatore ed un parallelo si chiama latitudine (±90°). L’angolo formato tra il meridiano di Greenwich ed un meridiano si chiama longitudine (±180°) Le coordinate terrestri: latitudine e longitudine Paralleli (+) Meridiani (-)

196 196 I neutroni atmosferici Il flusso di neutroni nell’atmosfera terrestre dipende da tre parametri: -l’energia dei neutroni; -l’altitudine; -la latitudine. Perché viene esclusa la longitudine? Il flusso di neutroni atmosferici è maggiore all’equatore o ai poli?

197 197 I neutroni atmosferici: spettro energetico del flusso Spettro energetico del flusso di neutroni atmosferici all’altitudine di m e alla latitudine di 45° (PADOVA!). Differential flux neurtrons/(cm 2  s  MeV) -L’energia dei neutroni atmosferici può raggiungere valori di 1000 MeV. -Lo spettro energetico del flusso dei neutroni atmosferici non varia sensibilmente al variare dell’altitudine e della longitudine ma dipende dalla latitudine.

198 198 I neutroni atmosferici: spettro energetico del flusso Lo spettro energetico del flusso dei neutroni atmosferici all’altitudine di metri e alla latitudine di 45° può essere descritto dalla seguente funzione:

199 199 L’ambiente di radiazione sulla Terra Spettro energetico del flusso di neutroni atmosferici all’altitudine di m e alla latitudine di 45° moltiplicato per 1.5  10 5 e della facility WNR a Los Alamos

200 200 I neutroni atmosferici: flusso

201 201 I neutroni atmosferici: dipendenza del flusso dall’altitudine Il massimo flusso (particelle/(cm 2  s)) dei neutroni atmosferici con energie tra 1 MeV e 10 MeV si ha ad un’altitudine di  piedi (18 km) e viene detto massimo di Pfotzer. Flusso di neutroni (particelle/cm 2  s) con energia tra 1 MeV e 10 MeV al variare dell’altitudine in migliaia di piedi Latitudine?

202 202 I neutroni atmosferici: dipendenza del flusso dalla latitudine Flusso di neutroni (particelle/cm 2  s) con energia tra 1 MeV e 10 MeV al variare della latitudine in gradi. Altitudine?

203 203 I neutroni atmosferici: dipendenza del flusso dalla latitudine Il flusso dei neutroni (particelle/cm 2  s) con energie tra 1 MeV e 10 MeV al variare della latitudine può essere descritto dalla seguente funzione

204 204 Approfondimento: ioni di rinculo dalla reazione nucleari n+Si

205 205 Approfondimento: ioni di rinculo dalla reazione nucleare n+Si

206 206 Approfondimento: ioni di rinculo dalla reazione nucleare n+Si

207 207 I protoni atmosferici Le particelle cariche atmosferiche sono generati dall’interazione dei raggi cosmici con gli atomi di azoto e di ossigeno dell’atmosfera terrestre. Tali particelle cariche includono: protoni, pioni, kaoni ed elettroni. I pioni e i kaoni possono decadere in muoni. L’interesse è però focalizzato sui protoni che possono causare effetti da evento singolo (SEE). La maggior parte degli esperimenti è stata fatta al suolo all’altitudine delle montagne (2000 m) o su palloni sonda. Lo spettro energetico del flusso di protoni e la dipendenza del flusso di protoni dall’altitudine è simile a quella per i neutroni.

208 208 I protoni atmosferici: dipendenza del flusso dall’altitudine Montagne Palloni sonda Picco a MeV

209 209 Dipendenza della profondità atmosferica dall’altitudine

210 210 I protoni atmosferici: dipendenza del flusso dall’altitudine Flusso dei protoni (particelle/cm 2  s) con energia tra 100 MeV e 750 MeV al variare della profondità atmosferica. Il massimo si ha a 80 g/cm 2 che corrisponde a piedi, analogamente a quanto osservato per i neutroni.

211 211 Gli ioni atmosferici: dipendenza del flusso dall’altitudine Flusso dei frammenti (particelle/cm 2  s) con energia maggiore di 100 MeV/nucleone al variare della profondità atmosferica.

212 212 Radiazione atmosferica: expertise

213 213 Radiazione atmosferica: expertise

214 214 Radiazione atmosferica: expertise

215 215 Radiazione atmosferica: expertise

216 216 Radiazione atmosferica: expertise 1-million-prize-for-anyone-to-prove-cause-of-toyotas-runaway-cars-

217 217 Radiazione atmosferica: expertise toyota-problems-caused-by-cosmic-rays

218 218 L’ambiente al suolo

219 219 L’ambiente di radiazione sulla Terra Sulla Terra sono presenti radiazioni di tipo naturale o indotte dall’uomo. Dose equivalente annuale media in prossimità della superficie terrestre, espressa in mSv (1 mSv=10 -3 J/kg), dovuta alla radiazione naturale ed alla radiazione indotta dall’uomo

220 220 L’ambiente di radiazione sulla Terra Spettro del flusso di radiazione espresso in particelle/(cm 2  s  MeV), presente al livello del suolo a New York. Tale flusso di radiazione è dovuto ai raggi cosmici secondari.

221 221 L’ambiente di radiazione sulla Terra

222 222

223 223 Referenze 1) IEEE Transactions on Nuclear Science, vol. 55 n.4, August 2008, pp , S. Bourdarie et al., The Near-Earth Space Radiation Environment. 2) IEEE Transactions on Nuclear Science, vol. 50 n.3, pp , June 2003, J. L. Barth et al., Space, Atmospheric, and Terrestrial Radiation Environments. 3) IEEE Transactions on Nuclear Science, vol. 43 n.2, pp , April 1996, E. Normand, Single-Event Effects in Avionics.

224 224 Test con domande a risposta aperta

225 225 1) Sapendo che un protone ha una massa a riposo di 938 MeV, determina il rapporto v/c per un protone la cui energia cinetica vale 938 MeV. Esplicita i calcoli. 2) Descrivi gli effetti delle radiazioni intrappolate nelle fasce di Van Allen sulle celle solari e sui componenti elettronici dei satelliti al variare dell’energia degli elettroni e dei protoni. Descrivi le caratteristiche spaziali delle fasce di Van Allen per gli elettroni con energia maggiore di 1 MeV e per i protoni con energia maggiore di 10 MeV. 3) Che cos’è la SAA e per quali orbite dei satelliti gli effetti di tale radiazione possono essere rilevanti sui componenti elettronici? 4) Su quale scala temporale i modelli statici delle fasce di Van Allen sono adeguati? Gli effetti di una tempesta magnetica solare possono essere rilevanti per gli effetti delle radiazioni sull’elettronica di un satellite in orbita nelle zone vuote delle fasce di Van Allen? Perché? 5) I raggi cosmici solari e galattici: spiega sinteticamente analogie e differenze riguardo a composizione, energie ed effetti delle radiazioni sull’elettronica? 6) Quanto dura un periodo di massima (minima) attività solare? È possibile attualmente prevedere una emissione di massa dalla corona solare in un periodo di minima attività solare ad esempio per la pianificazione di una missione spaziale su Marte? Perché? Test: domande 1-6

226 226 7) Con uno spessore di 5 mm di alluminio riesco a fermare i protoni con energia inferiore a 30 MeV? Con 10 mm di alluminio si riescono a fermare i protoni fino a che energia? 8) Nel caso di emissione di protoni dal sole quanto vale il valore limite massimo della fluenza di protoni, che viene attualmente considerato per i test sull’elettronica? Quanto vale la deviazione standard per tale valore? 9) Considera un satellite in orbita geostazionaria (GEO): ai fini degli effetti della radiazione sui componenti elettronici quale delle seguenti radiazioni sono maggiormente rilevanti? (elettroni delle fasce di Van Allen, protoni delle fasce di Van Allen, protoni solari, raggi cosmici solari, raggi cosmici galattici) 10) Considera un satellite in bassa orbita terrestre (MEO): ai fini degli effetti della radiazione sui componenti elettronici quali delle seguenti radiazioni sono maggiormente rilevanti? (elettroni delle fasce di Van Allen, protoni delle fasce di Van Allen, protoni solari, raggi cosmici solari, raggi cosmici galattici). 11) Considera un satellite in media orbita terrestre (LEO): ai fini degli effetti della radiazione sui componenti elettronici quali delle seguenti radiazioni sono maggiormente rilevanti? (Elettroni delle fasce di Van Allen, protoni delle fascie di Van Allen, protoni solari, raggi cosmici solari, raggi cosmici galattici). Distingui il caso di un’orbita equatoriale e il caso di un’orbita polare. Test: domande 7-11

227 227 12) Considera un satellite in orbita LEO: con una schermatura di 1 mm di alluminio è possibile utilizzare un’elettronica resistente ad una dose di radiazione di 1000 Gy se la missione deve durare 4 anni? Quale è la dose attesa? E se la schermatura fosse di 10 mm di alluminio? 13) Considera un satellite in orbita GEO con una schermatura di 1 mm di alluminio è possibile utilizzare un’elettronica resistente ad una dose di radiazione di 1000 Gy se la missione deve durare 4 anni? Quale è la dose attesa? E se la schermatura fosse di 10 mm di alluminio? 14) Fino a quale elemento dopo il litio l’abbondanza relativa dei raggi cosmici galattici non decresce rapidamente? 15) Stima quanti ioni di Carbonio con energia tra 1.2 GeV e 2.4 GeV incidono su una superficie di 1 mm2 da un angolo solido di 2 steradianti in 1 ora in base alle misure effettuate dal satellite ACE. 16) Commenta la figura delle misure svolte dal satellite IMP-8 nel periodo riguardo al flusso complessivo di ioni Carbonio, Ossigeno e Azoto. 17) Descrivi sinteticamente cosa avviene quando un raggio cosmico interagisce con una molecola di ossigeno o di azoto dell’atmosfera terrestre. Cosa sono i pioni? Cosa sono i muoni? Test: domande 12-17

228 228 18) Ai fini degli effetti della radiazione sui componenti elettronici per applicazioni avioniche, quale radiazione e con quale energia è maggiormente rilevante? (protoni, neutroni, elettroni, pioni, muoni, ioni). 19) Spiega perché nei componenti elettronici sono state eliminate le passivazioni con vetri borosilicati? Quale reazione nucleare può causare SEE? 20) Il flusso dei neutroni atmosferici non dipende dalla longitudine. Spiega il perché. 21) Quanto vale il flusso di neutroni atmosferici con energia MeV a m di altitudine e a una longitudine di 45°? A questa altitudine si ha il picco del flusso di neutroni? A partire dalla funzione che descrive lo spettro neutronico in atmosfera a m di altitudine e a una longitudine di 45° realizza con un foglio di calcolo o con un programma a tua scelta per determinare il flusso di neutroni da 1 a X MeV con X variabile da 1 a ) In quale facility di irraggiamento vengono effettuati i test di radiazione sui componenti elettroni per applicazioni in avionica? Perché? Quale e’ una stima del flusso di neutroni tra 10 e 600 MeV in tale facility di irraggiamento? Test: domande 18-22

229 229 Note -Il materiale, la cui raccolta e organizzazione ha richiesto un notevole impegno, può essere utilizzato liberamente per fini di studio e ricerca, se possibile citandone la fonte e le referenze. -Ringrazio tutti coloro che mi segnaleranno parti da correggere/migliorare.

230 230 RIASSUNTO

231 231 Alcuni concetti di relatività ristretta

232 232 Traccia per lo svolgimento dell’esercizio proposto m e = 9.1  10 −31 kg => mc 2 =0.511 MeV m p =1.67× kg => mc 2 =938 MeV Unità di massa atomica 1.66  kg m fe =55.85 · 1.66  kg=92.71  kg => mc 2 =52.1 GeV Le conclusioni sono che...

233 233 Moto “spiraleggiante” di una particella carica intrappolata nel campo magnetico terrestre. La linea tratteggiata rappresenta una linea di forza del campo magnetico terrestre. Moto delle particelle intrappolate nel campo magnetico terrestre

234 234 Quanto vale L per il flusso massimo protoni=? Quanto vale L per il flusso massimo elettroni=? Quanto vale L per la zona “vuota”? Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: prime note

235 235 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre L’atmosfera terrestre è il limite inferiore delle fasce di Van Allen poiché nell’interazione con l’atmosfera terrestre le particelle cariche intrappolate perdono energia. Il limite superiore delle fasce di Van Allen non è ben definito essendo necessario che il campo magnetico sia sufficientemente intenso da permettere l’intrappolamento di particelle cariche anche di bassa energia. L’energia delle particelle intrappolate varia dal keV alle decine di MeV per gli elettroni che si possono trovare fino a 10 raggi terrestri, e dal dal keV alle centinaia di MeV per i protoni che si possono trovare fino a 7 raggi terrestri.

236 236 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: protoni Flusso omnidirezionale di protoni (protoni/cm 2  s) al variare dell’energia dei protoni da 0.1 MeV a 400 MeV sul piano equatoriale al variare della distanza espressa in raggi terrestri: L=1 corrisponde alla superficie terrestre.

237 237 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: effetti

238 238 Le fasce di Van Allen sono simmetriche rispetto all'asse del campo magnetico terrestre. Tuttavia il dipolo del campo magnetico terrestre è inclinato di circa 11° rispetto all'asse di rotazione della Terra e spostato di circa 450 km rispetto al centro della Terra. L'inclinazione del dipolo del campo magnetico ed il suo fuori asse, fanno sì che la parte più interna delle fasce di Van Allen sia più vicina alla superficie terrestre sopra l'oceano Atlantico meridionale e più lontana sopra l'oceano Pacifico settentrionale. L’Anomalia del Sud Atlantico

239 239 Va osservato che il campo magnetico terrestre è soggetto a cambiamenti nel lungo termine. Attualmente: -il campo magnetico terrestre decresce di 27 nT/anno (0.05%); -l’estremo Sud del dipolo ruota verso Ovest di 0.014°/anno e si muove verso Ovest di 3 km/anno. -di conseguenza l’Anomalia del Sud Atlantico tende a spostarsi verso Sud-Est. Questo aspetto non è critico per le stime degli effetti delle radiazioni nel lungo periodo, ovvero calcolate sul tempo di vita del satellite, la cui orbita ha un moto di precessione. Questo aspetto è importante nel caso dei lanciatori, ad esempio per Arianne la cui base è a Kourou nella Guiana Francese. Il campo magnetico terrestre

240 240 Quanto vale L per il flusso massimo protoni=? Quanto vale L per il flusso massimo elettroni=? Quanto vale L per la zona “vuota”? Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre: prime note

241 241 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre La seconda fascia di protoni prodotta dalla tempesta magnetica solare del marzo 1991 misurata da CRRES per protoni di energia superiore a 47 MeV L=2-3

242 242 Le particelle intrappolate nella magnetosfera terrestre Flusso di elettroni con energia E>0.4 MeV (a.u.). nelle fasce di Van Allen esterne (2.8

243 243 Le particelle incidenti Le principali caratteristiche delle emissioni di massa dalla corona sono sintetizzate nella seguente tabella. Le principali caratteristiche dei raggi cosmici galattici sono sintetizzate, per confronto, nella seguente tabella.

244 244 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (analisi dei dati) Come si legge questo grafico? Esempio: "Quante volte la fluenza mensile di 10 7 p/(cm 2  sr) con energia superiore a 1.15 MeV è stata superata nel periodo ? 150 volte". Numero di occorrenze in cui il valore della fluenza mensile di protoni è stato superato. I protoni hanno energia superiore a 1.15 MeV e sono dovuti agli eventi solari nel periodo Caratteristica analoga alla densità spettrale del "Rumore 1/f" Fenomeno probabilistico, non è possibile prevedere che un evento solare di una certa intensità si verifichi in un determinato tempo.

245 245 Le particelle incidenti dal sole: i protoni (il caso limite) Fluenza di protoni solari con energia superiore a 30 MeV per il limite di progettazione riportato nel precedente grafico (1.3  p/cm 2 ) con una deviazione standard, per l’evento dell’Ottobre 1989 (0.87  p/cm 2 ) e per l’evento di Carrington del Settembre 1859 (1.9  p/cm 2 ).

246 246 A La fluenza ed il flusso di particelle Il rivelatore di particelle di area A cm 2 è in grado di determinare le caratteristiche delle particelle incidenti (massa m in a.m.u., ovvero rispetto all’unità di massa atomica che vale m A =1.66  kg, ed energia cinetica E±  E in MeV ove  E è la sensibilità dello strumento in energia). Per ciascuna coppia di valori (m,E±  E) misurati determiniamo il numero N di conteggi misurati dal rivelatore nell’intervallo di tempo  t in secondi. Per la presenza dei collimatori il rivelatore è in grado di determinare le particelle incidenti da un determinato angolo solido  in steradianti. Il valore N dipenderà dai seguenti parametri: N(m, E±  E,  t, , A).

247 247 Le particelle incidenti dal sole: gli ioni (fluenza differenziale) p=1 nucleone Alfa=4 nucleoni Mg=12 nucleoni O=16 nucleoni Fe=56 nucleoni Nichel: Z=28 Come si legge analizza questo grafico? “Tutti i valori in energia sull’asse x e sull’asse y devono essere riscalati per il fattore di scala dei nucleoni: ad esempio per il Magnesio (Mg) questo fattore vale 12. È possibile poi determinare la fluenza di ioni di Magnesio con, ad esempio, energia tra 20 e 30 MeV calcolando l’area sottesa dalla curva in tale intervallo”. Tale fluenza si riferisce ad un periodo di 2 anni in condizioni di massima attività solare ad un livello di confidenza del 90%.

248 248 Le orbite dei satelliti, le fasce di Van Allen ed i protoni solari Consideriamo 4 differenti tipi di orbite: -orbita bassa a 800 km dalla superficie terrestre, inclinata di 98° e 30° rispetto al piano equatoriale; -orbita a 1400 km dalla superficie terrestre inclinata di 52° rispetto al piano equatoriale; -orbita circolare geostazionaria a km dalla superficie terrestre; -orbita a km dalla superficie terrestre inclinata di 55° rispetto al piano equatoriale. Flusso (particelle/cm 2  s) omnidirezionale di protoni con energia maggiore di 10 MeV da AP8- MIN (a sinistra) e di elettroni con energia maggiore di 0.5 MeV da AE8-MIN (a destra). Inoltre viene riportato il livello di penetrazione dei protoni solari in funzione dell’energia. Per gli ioni tali valori diventano 2.5 MeV/n, 7.5 MeV/n, 25 MeV/n

249 249 Spettro del flusso omnidirezionale (particelle/(cm 2  s)) per elettroni (AE8 MIN) e protoni delle fasce di Van Allen (AP8 MIN) e protoni solari (Feynman 80%). GEO GPS Costellazione SPOT AE8 MIN Le orbite dei satelliti, le fasce di Van Allen ed i protoni solari


Scaricare ppt "1 Applicazioni industriali delle radiazioni ionizzanti (La radiazione naturale nell’ambiente spaziale, nell’atmosfera ed al suolo) Andrea Candelori Istituto."

Presentazioni simili


Annunci Google