Matteo 'Ndwr' Russo

...because there are no days without revolutions.
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Radioattività ambientale
Zona: Venezia, Italia
Tipo: Radiazioni ionizzanti β/γ

 0.00%

Corrente: 0 μSv/h
Media annuale: 0.00 μSv/h
Accumulo annuale: 0.000 mSv

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SOHO, Strumentazione

SOHO possiede 12 strumenti scientifici in grado di osservare e analizzare il sole in modo contemporaneo e indipendente.

GOLF, Global Oscillations at Low Frequencies, si propone di studiare la struttura interna del sole, misurando lo spettro delle oscillazioni globali nella gamma di frequenze 10^7 a 10^2 Hz.

Sia oscillazioni di modo p e g sono oggetto di indagine, con l'enfasi sulle onde basse a lungo periodo che penetrano nel nucleo solare.

VIRGO, Variability of Solar Irradiance, si occupa di:
- Una misurazione continua, ad alta precisione, alta stabilità e alta accuratezza della totale irradianza e radianza spettrale solare.
- Misurazioni continue dei diametri solari polari ed equatoriali
- Frequenze, ampiezze e fasi dei modi di oscillazione nella gamma di frequenza di 1 uHZ a 8 mHz

VIRGO è composto da 4 differenti unità:
- SPM creato dal WRC, World Radiation Center di Davos, CH.
- LOI creato dal SSD, Space Sciences Department dell'ESA, European Space Agency.
- PMO6-V creato dal WRC, World Radiation Center di Davos, CH.
- DIARAD creato dal RMIB, Royal Meteorological Institute of Belgium, di Bruxelles.

L'obiettivo scientifico di SPM è quello di osservare le redistribuzioni spettrali, la variazione delle oscillazioni globali e la variabilità solare.
I rivelatori al silicio sono fotodiodi S1337 prodotti da Hamamatsu, in Giappone, montati in un alloggiamento comune con filtri anti interferenza.

La lunghezza d'onda di LOI e la banda passante è stata scelta per essere la stessa del canale a 500 nm di SPM. Questo permette agli strumenti di tarare gli uni agli altri.

PMO6-V consiste in 2 strumenti che misurano l'irradianza solare: uno strumento attivo che effettua misurazioni continue, e uno strumento secondario che permette la ridondanza dei dati e verifica il degrado del primo strumento.
Assoluta precisione: 0,17%
La frequenza di campionamento consiste in 1 irradianza solare totale ogni 2 minuti, con una precisione assoluta dello 0.17% e una risoluzione di 50ppm.

DIARAD svolge la stessa funzione di PMO6-V, con una risoluzione di 1 irradianza solare totale ogni 3 minuti.

MDI, Michelson Doppler Imager, fornisce un importante contributo all'analisi della fotosfera solare, riprendendo vicino alla linea Ni I 6768 angstrom, in quanto consente di stabilire attraverso un magnetogramma (Magnetogram) la differenza magnetica presente, visualizzata con colori scuri e chiari in relazione alle opposte polarità, e fornisce una visione del sole nell'intervallo visibile dello spettro di luce, simile a come noi lo vedremmo con i nostri occhi grazie ad apposite lenti oscuranti.

SUMER, Solar UV Measurement of Emitted radiation, è un telescopio VUV e uno spettrometro. Si occupa di misurare la temperatura e la densità dei flussi di plasma nella corona solare.

CDS, Coronal Diagnostic Spectrometer, è uno strumento unico, progettato per rilevare la radiazione solare ultravioletta estrema che ci permette di sondare le condizioni della corona solare. Gli spettri registrati da CDS forniscono informazioni sulla temperatura, densità, composizione elementare e flussi di plasma caldo intrappolati nel campo magnetico solare.

EIT, Extreme UV Imaging Telescope, riprende l'atmosfera solare in diverse lunghezze d'onda, visualizzando la materia in differenti temperature. Alla lunghezza d'onda di 17.1 nanometri (171 angstrom) le aree più chiare corrispondono ad una temperatura che varia da circa 60.000 a 80.000 gradi Kelvin, a 19.5 nanometri (195 angstrom) circa 1 milione, a 18.4 nanometri (184 angstrom) circa 1.5 milioni, e infine a 30.4 nanometri (304 angstrom) circa 2 milioni. All'aumentare della temperatura corrisponde una più profonda visione attraverso l'atmosfera solare.

UVCS, UV Coronagraph and Spectrometer, fornisce una descrizione dettagliata della corona, utile ad affrontare una vasta serie di questioni scientifiche circa la natura della corona solare e la generazione del vento solare.

UVCS effettua misurazioni della corona solare tra 2 e 10 radii dal centro del sole, con alta risoluzione spettrale e spaziale. Dalle misure spettroscopiche a lunghezze d'onda ultraviolette, possono essere determinate le seguenti informazioni:
- Velocità di distribuzione protonica
- Deflusso di velocità protonica
- Temperatura degli elettroni
- Densità e velocità di deflusso riguardo O VI, Si XII, e Mg X
- Distribuzione di velocità riguardo O VI, Si XII, e Mg X
- Densità degli elettroni
- Densità degli ioni minori

LASCO, Large Angle and Spectrometric Coronagraph, è un insieme di tre coronagrafi che riprendono la corona solare da 1.1 a 32 radii. Risulta utile per misurare le distanze in termini di raggi solari (radii). Un raggio solare è di circa 700.000 km, 420 mila miglia o 16 minuti d'arco. Un coronografo è un telescopio progettato per bloccare la luce proveniente dal disco solare, al fine di vedere l'emissione estremamente debole della regione attorno al sole, chiamata corona.

Le informazioni rilevate si possono riassumere in:
- Distribuzioni globali dei parametri fondamentali del plasma: temperatura, densità, massa, velocità non termiche e direzione del campo magnetico
- Tempo di sequenze coronali dinamiche, in particolare i processi che si verificano in espulsioni di massa coronale, e le condizioni che li attivano
- La distribuzione spaziale e le proprietà delle particelle di polvere circumsolare, compresa quella appena rilasciata da comete radenti

LASCO consente di fornire informazioni anche allo strumento EIT.

SWAN, Solar Wind ANisotropies, è dedicato alla determinazione della grande distribuzione di vento solare nella eliosfera mediante telerilevamento nel Lyman-α (Ly-α) di luce UV interplanetario (PI) degli atomi H. La parola "anisotropie" nel nome nome SWAN si riferisce principalmente alla variazione con la latitudine del vento solare.
SWAN può essere qualificato in "mappatore di vento solare", anche se da un punto di vista strumentale, potrebbe essere meglio descritto come una completo visualizzatore del cielo in Ly-α.

Lo strumento è dotato di due sensori identici che puntano agli emisferi nord e sud dell'eclittica, rispettivamente. Il campo visivo (FOV) di ogni sensore è di 5°x5° divisi in 5x5 pixel di 1° quadrati ciascuno. Il sensore è completato da un sistema meccanico periscopico che contiene due specchi incidenti a 45°. Il sistema a specchio mobile consente la mappatura completa del cielo nel metodo Ly-α.

CELIAS, Charge, Element, and Isotope Analysis System, è stato progettato per studiare la composizione del vento solare (SW) e delle particelle energetiche solari e interplanetarie. CELIAS si compone di tre differenti sensori, ottimizzati ciascuno per un particolare aspetto della composizione ionica. Questi aspetti sono la composizione elementale, isotopica e ionica del SW degli ioni energetici provenienti dal sole. Inoltre, il monitor solare EUV (SEM) è stato incluso in CELIAS per il monitoraggio del flusso assoluto EUV proveniente dal sole.

Le osservazioni nell'abbondanza di particelle del vento solare e delle particelle solari energetiche (SEP) di per sé, in stretta correlazione con i fenomeni osservabili otticamente sul sole, permetteranno di affrontare alcune questioni fondamentalmente irrisolti della fisica solare, quali:
- Il processo di costante riscaldamento della corona
- I processi di accelerazione SW
- I fenomeni di riscaldamento dinamico, guidato da campi magnetici o onde, ad esempio il riscaldamento a espulsioni di massa coronale, le eruzioni di filamenti, i "flares"
- I processi di accelerazione SEP
- I processi che portano a variazioni di abbondanza (elementare, di carica ionica, isotopica)
- La relazione tra composizione ed eventi/regioni nell'atmosfera solare

CTOF è un sensore per carica di energia, E/Q, con intervallo 0,1-55 keV/carica, che quindi comprende appieno l'intervallo nel vento solare. Il sensore determina la composizione, la distribuzione dello stato di carica, la temperatura cinetica, e la velocità degli ioni più abbondanti del vento solare (ad esempio He, C, N, O, Ne, Mg, Si e Fe). Il sensore è progettato per accettare ioni fino a 55 keV/carica, corrispondenti ad una velocità di massa di circa 1000 km/s per, ad esempio, FE8+.

MTOF è uno spettrometro di massa TOF ad alta risoluzione (M/ΔM > 100) che permette di misurare la composizione elementare e isotopica del vento solare sopra una vasta gamma di velocità del vento solare. Lo strumento utilizza un selettore e deflettore elettrostatico a banda larga (WAVE), seguita da un analizzatore potenziale ritardante TOF ad alta risoluzione.

STOF è un telescopio di ioni con un grande fattore geometrico di 0.1 cm2 sr per la misura della distribuzione di energia di stati di carica individuale dei vari elementi di particelle solari energetiche. Copre la gamma di energia 2-30 keV/carica impiegando due sezioni separate del sistema di deflessione elettrostatica, uno con curve (STOF) e uno con placche di deflessione piatte (HSTOF). Simile al sensore CTOF unisce la selezione delle particelle in arrivo in base ad E/Q con deflessione elettrostatica su un sistema "multi-gap", con una successiva analisi TOF e una misura finale di energia in un rivelatore a stato solido.

COSTEP, Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle, è formato da 2 strumenti che misurano le particelle energetiche emesse dal sole, EPHIN e LION.

EPHIN, Electron Proton Helium Instrument, ha come obiettivo quello di comprendere i processi stazionari nell'atmosfera solare, i depositi di energia e l'accelerazione delle particelle nell'atmosfera solare, nonché la composizione di tale atmosfera.

EPHIN è un telescopio per la misura di spettri di energia degli elettroni da 250 keV a più di 8,7 MeV e di isotopi di idrogeno e di elio da 4 MeV/n per più di 53 MeV/n. Le particelle cariche sono registrate nel sensore per ionizzazione.

LION è un insieme di rivelatori a semiconduttori per misurare particelle energetiche. Lo strumento è costituito da due teste di sensori, ciascuna contenente un doppio cannocchiale, che insieme forniscono la capacità di misurare spettri di particelle nel range 44 keV a 6 MeV per i protoni e 44 keV a 300 keV per gli elettroni.

ERNE, Energetic Particle Analyser, studia l'atmosfera solare rilevando particelle cariche prodotte nei processi di rilascio dell'energia solare.

Gli obiettivi scientifici di ERNE sono:
- Spettri di energia di ioni ed elettroni al di sopra di 1 MeV/nucleone
- Elementare e isotopica abbondanza H Fe
- Accelerazione delle particelle nell'atmosfera solare e "shock" interplanetario
- Propagazione delle particelle nella corona solare e nello spazio interplanetario
- Studio di entrambe le proprietà grandi e piccole di scala dell'IMF
- Variazioni di breve periodo temporale del flusso di particelle
- Anisotropia flusso all'interno dell'apparato di visualizzazione
- Flusso di protoni che penetrano nello strumento, compresi i neutroni del decadimento solare