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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

venerdì 31 gennaio 2020

MARTE : MERIDIANI PLANUM in ARABIA TERRA. by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 23/07/2020

MERIDIANI PLANUM



Meridiani Planum è una pianura situata a 2 gradi a sud dell'equatore di Marte (centrato a 0,2° N 357,5° E ), nella parte più occidentale di Terra Meridiani . Ospita una rara presenza di ematite cristallina grigia .
Sulla Terra , l'ematite si forma spesso nelle sorgenti calde o in vasche d' acqua stabili, pertanto, molti scienziati ritengono che l'ematite di Meridiani Planum possa essere indicativa di antiche sorgenti calde o che l'ambiente contenesse acqua liquida. L'ematite fa parte di una formazione rocciosa sedimentaria stratificata da 200 a 800 metri circa di spessore.
Altre caratteristiche di Meridiani Planum includono basalto vulcanico e crateri da impatto .
Prima dell'atterraggio di Opportunity Rover, le immagini orbitali mostravano possibili strati sedimentari dominati dalle sabbie basaltiche . La spettroscopia orbitale a infrarossi termici ha mappato l'ematite cristallina, interpretata come un deposito minerale acquoso, oltre ai solfati .
Questa regione contiene anche la Challenger Memorial Station.

in foto i colori mettono in evidenza la concentrazione di Ematite ).

L'esplorazione di Opporunity:
Nel 2004, Meridiani Planum è stato il luogo di sbarco del secondo dei due Mars Exploration Rovers della NASA , chiamato Opportunity .
I risultati di Opportunity indicano che il sito di atterraggio è stato una volta saturato per un lungo periodo di tempo con acqua liquida, possibilmente con elevata salinità e acidità. Le caratteristiche che suggeriscono questo includono sedimenti a letti incrociati, la presenza di molti piccoli ciottoli sferici che sembrano essere concrezioni , all'interno delle rocce e la presenza di grandi quantità di solfato di magnesio e altri minerali ricchi di solfati come la Jarosite .
La parete del cratere Eagle mostrava arenarie a strati , composte da detriti basaltici cementati da evaporiti solfati e sferole di ematite a "bacca blu" .


Opportunity ha anche studiato la formazione di Burns nelle pareti del cratere Victoria. Al cratere Endeavour, ha studiato la formazione matijevic (Minerali argillosi - Fillosilicati ed idrati di alluminio), contenente smectiti , la formazione Shoemaker composta da breccia sul bordo del cratere e la formazione di Grasberg composta da materiali Clastici (Minerali composti da frammenti di rocce pre-esistenti).
Al cratere Endurance, la formazione di Burns ematite-solfato mostrava un giacimento di dune eoliche a strati incrociati, sormontato da sabbia portata dal vento, per questa formazione è stato ipotizzato che si sia formata quando il fango basaltico è stato cementato da evaporiti in un lago.

La fine di Opportunity:
La posizione dove il rover si è fermato ).

L'ultima foto dal bordo del cratere Endurance ).

Mirtilli marziani:
Il rover Opportunity ha scoperto che il suolo del Meridiani Planum è molto simile al suolo sia del cratere Gusev e pure dell'Ares Vallis, ma tuttavia in molti luoghi a Meridiani il terreno è coperto da sferule rotonde, dure e grigie che sono chiamate "mirtilli".

Si scoprì che questi mirtilli erano composti quasi interamente da ematite minerale.
Fu appurato che il segnale degli spettri individuato dall'orbita di Mars Odyssey fosse prodotto da queste sferule.
Dopo ulteriori studi è stato visto che i mirtilli erano concrezioni formate nel terreno dall'acqua.
Nel corso del tempo, queste concrezioni hanno resistito alla roccia sovrastante, e poi si sono concentrate sulla superficie come deposito.
La concentrazione di sferule nella roccia fresca avrebbe potuto produrre la copertura di mirtilli osservata dall'erosione di appena un metro di roccia. La maggior parte del terreno era costituito da sabbie di olivina basaltica che non provenivano dalle rocce locali, quindi molto probabilmente la sabbia potrebbe essere stata trasportata da qualche altra parte dalle tempeste di sabbia globali che ricoprono Marte nei mesi successivi al passaggio al perielio.


Analisi delle polveri:
Uno spettro Mössbauer è stato fatto alla polvere che ha raccolta da Opportunity con uno strumento a cattura magnetica. I risultati suggerirono che il componente magnetico della polvere era la titanomagnetite, piuttosto che la semplice magnetite , come si pensava una volta. È stata anche rilevata una piccola quantità di olivina che è stata interpretata come indicante di un lungo periodo arido sul pianeta.
D'altra parte però, una piccola quantità di ematite presente significa che potrebbe esserci stata acqua liquida per un breve periodo nella storia antica del pianeta.
Poiché lo strumento Rock Abrasion (RAT) ha trovato facile macinare il substrato roccioso, si pensa che le rocce siano molto più morbide delle rocce del cratere Gusev.


Dalla panoramica a 360° si notano gli affioramenti stratificati ).

Analisi delle rocce:
Poche rocce erano visibili sulla superficie in cui Opportunity era atterrato, ma il substrato roccioso che è stato esposto nei crateri è stato esaminato dagli strumenti sul Rover.
Le rocce di roccia fresca sono state trovate come rocce sedimentarie con un'alta concentrazione di zolfo sotto forma di solfati di calcio e magnesio.
Alcuni dei solfati che possono essere presenti nei substrati rocciosi sono kieserite , solfato anidrato, bassanite, esaidrite, epsomite e gesso .
Possono anche essere presenti anche sali come alogenite , bischofite, antarticite, bloedite, vanthoffite o gluberite.
Le rocce contenute nei solfati avevano un tono leggero rispetto alle rocce isolate e alle rocce esaminate dai lander / rover in altre posizioni su Marte.

Gli spettri di queste rocce dai toni chiari, contenenti solfati idratati, erano simili agli spettri dello spettrometro ad emissione termica a bordo del Mars Global Surveyor .
Lo stesso spettro si trova su una vasta area, quindi si ritiene che l'acqua una volta sia apparsa su una vasta regione, non solo nell'area esplorata dal rover Opportunity .
Lo spettrometro a raggi X delle particelle alfa (APXS) ha rilevato livelli piuttosto elevati di fosforo nelle rocce. Alti livelli simili sono stati trovati da altri rover ad Ares Vallis e al cratere Gusev, quindi è stato ipotizzato che il mantello di Marte possa essere ricco di fosforo.
I minerali nelle rocce potrebbero aver avuto origine dagli agenti atmosferici acidi del basalto .
Poiché la solubilità del fosforo è correlata alla solubilità dell'uranio , del torio e degli elementi delle terre rare , ci si aspetta che anche loro si arricchiscano di rocce.


Quando il rover Opportunity raggiunse il bordo del cratere Endeavour , trovò una vena bianca che in seguito fu identificata come puro gesso.
Si formò quando l'acqua che trasportava gesso in soluzione depositò il minerale in una fenditura nella roccia. Un'immagine di questa vena, chiamata formazione "Homestake", è mostrata qui sotto.


Una roccia, "Bounce Rock", trovata posata sulle pianure sabbiose, è stata identificata come ejecta da un cratere da impatto.
La sua chimica era diversa. Contiene principalmente pirossene e plagioclasio e niente olivina, assomigliava molto a una parte, la litologia B, del meteorite shergottita EETA 79001, un meteorite noto per essere venuto da Marte.
Bounce rock ha ricevuto il suo nome essendo vicino a un segno di rimbalzo dell'airbag della sonda.

Presenza di acqua:
L'esame delle rocce in Meridiani Planum, ha trovato forti prove per l'acqua passata.
Il minerale chiamato jarosite che si forma solo in acqua è stato trovato in tutti i substrati rocciosi. Questa scoperta ha dimostrato che una volta esisteva l'acqua in Meridiani Planum.
Inoltre, alcune rocce mostravano piccole laminazioni (strati) con forme che sono fatte solo da acqua che scorre dolcemente.
Le prime laminazioni di questo tipo sono state trovate in una roccia chiamata "The Dells".
I geologi direbbero che la stratificazione incrociata mostrava la geometria del trasporto in increspature in depositi d'acqua.
Un quadro di stratificazione incrociata, chiamato anche cross-bedding, è mostrato sopra a sinistra.

I fori in alcune rocce sono stati causati da solfati che formano grandi cristalli, e poi quando i cristalli si sono successivamente dissolti.
La concentrazione dell'elemento bromo nelle rocce era molto variabile probabilmente perché è molto solubile.
L'acqua potrebbe averlo concentrato in alcuni punti prima che evaporasse.
Un altro meccanismo per concentrare composti di bromo altamente solubili è la deposizione di brina durante la notte che formerebbe film molto sottili di acqua che concentrerebbero il bromo in determinati punti.
Parti di Meridiani Planum mostrano elementi stratificati dalle riprese orbitali.
Gli strati potrebbero essere stati formati con l'aiuto di acqua, in particolare le acque sotterranee.


Meteoriti:
Il rover Opportunity ha trovato vari meteoriti. La prima analizzata da Opportunity con i suoi strumenti è stato chiamato ‘Heat Shield Rock’ (in foto a lato), dal luogo dove è stato trovato vicino allo scudo termico di Opportunity.
L'esame con lo spettrometro ad emissione termica in miniatura (Mini-TES), lo spettrometro Mossbauer e l'APXS portano i ricercatori a classificarlo come meteorite IAB .
L'APXS ha determinato che era composto per il 93% di ferro e per il 7% di nichel .

Si pensa invece, che il ciottolo chiamato "Fig Tree Barberton" sia un meteorite pietroso o di ferro pietroso (silicato di mesosiderite), mentre "Allan Hills" e "Zhong Shan" possono essere meteoriti di ferro.

Storia:
Le osservazioni sul sito hanno portato gli scienziati a credere che l'area sia stata inondata di acqua diverse volte e sia stata sottoposta a evaporazione e essiccazione.
Nel processo sono stati depositati solfati.
Dopo che i solfati hanno cementato i sedimenti, le concrezioni di ematite sono cresciute per precipitazione dalle acque sotterranee.
Alcuni solfati si sono formati in grandi cristalli che in seguito si sono dissolti per lasciare micro-cavtà.
Diverse linee di evidenza indicano un clima arido negli ultimi miliardi di anni circa, ma un clima a supporto dell'acqua, almeno per un certo periodo, in un lontanissimo passato.

( Mappa geologica - dove si notano le differenti composizioni, in rosso i terreni della pianura ricchi di ematite ed in celeste i terreni craterizati più vecchi, in grigio chiaro i crateri più recenti con eiezioni di materiale - Al centro in arancione si nota anche un sistema di canali di deflusso fluviale che un tempo si riversavano nel bacino in meridiani planum - In giallo il parziale percorso di Opportunity che poi ha proseguito fino al bordo del cratere Endeavour ).

Cenere in Meridiani Planum:
I depositi di cenere vulcanica colorano questo cratere del Meridiani Planum, come visto dalla Mars Express Stereo Camera ad alta risoluzione.
Forniscono inoltre indizi sulla direzione prevalente del vento in questa regione di Marte.


Meridiani Planum, una pianura al margine settentrionale degli altopiani meridionali di Marte, si trova a metà strada tra la regione vulcanica di Tharsis a ovest e il bacino di pianura dell'Hellas Planitia a sud-est.

Tramite un telescopio, Meridiani Planum è una caratteristica sorprendente e oscura, vicino all'equatore marziano.

Questa sezione del Meridiani Planum si estende per 127 km per 63 km e copre un'area di circa 8000 km quadrati, che è circa la dimensione di Cipro.

È stato scelto come punto di riferimento centrale per il sistema di coordinate geografiche di Marte.

Quindi il meridiano primo marziano, l'equivalente del meridiano primo di Greenwich, nel Regno Unito, è stato impostato per attraversare questa regione.


La videocamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) ha acquisito questa immagine.
È stata ottenuta il 1° settembre 2005, durante l'orbita 2097, con una risoluzione di circa 13 m per pixel.


Al centro dell'immagine, il pavimento di un cratere da impatto largo quasi 50 km è coperto di materiale scuro. Assomiglia alla cenere vulcanica, che è prevalentemente composta da minerali come pirossene e olivina. Attraverso la copertura scura spuntano piccoli tumuli, probabilmente realizzati con materiale più resistente.
Il materiale più morbido che li circonda è stato eroso e spazzato via dal cratere dai venti nord-orientali e ora forma strisce scure nell'ambiente circostante.


Un cratere da impatto largo appena 15 km, in alto a sinistra, mostra lo stesso materiale scuro sul suo bordo sud-occidentale. È probabile che questo materiale sia stato soffiato nel cratere più piccolo da quello più grande. Le strutture quasi nere sono quasi certamente dune fatte di sedimenti vulcanici ricchi di cenere. Al contrario, il cratere da impatto di 34 km nella parte inferiore destra dell'immagine è in gran parte riempito di materiale leggero.


L'area meridionale, a sinistra dell'immagine sotto il cratere più piccolo, presenta caratteristiche scure. Situati sul lato sottovento delle creste, si tratta probabilmente di depositi simili di materiale ricco di cenere, espulsi di nuovo dal cratere.

( Vista prospettica elaborata ).
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A cura di INSA-MARTE.

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giovedì 30 gennaio 2020

FRANE SU CARONTE. studio degli eventi franosi presso Serenity Chasma. by INSAtno.

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Aggiornato il 30/01/2020

FRANE su CARONTE

Introduzione:
Sono state studiate cinque grandi frane identificate nella regione di Serenity Chasma su Caronte. L'identificazione di queste frane ha comportato la ricerca di queste caratteristiche nelle immagini scattate dalle telecamere a bordo del veicolo spaziale New Horizons.
Varie proprietà delle frane sono state analizzate in base alle loro morfologie usando un modello di terreno digitale della regione. E' stato scoperto che le frane sono confinate alle pareti delle grandi scarpate di faglia che compongono Serenity Chasma. Sulla base delle lunghezze di percorso delle frane estese ( L ) relative alle loro altezze di caduta ( H ), abbiamo classificato queste caratteristiche come frane di lungo percorso. Analizzando le loro geometrie, abbiamo stimato i coefficienti di attrito del materiale franoso ( H / L) tra 0,15 e 0,31 e l'efficienza di percorso ( L / H ) tra 3,2 e 6,8.
Abbiamo anche stimato che l'energia specifica rilasciata durante il movimento della frana variava da 0,8 a 1,3 kJ/kg. Queste quantità di energia erano troppo basse per aver generato una fusione significativa attorno alle particelle di frana.


Le frane:
Le morfologie delle frane forniscono informazioni critiche sulle proprietà dei materiali e le storie degradative delle superfici planetarie. Le frane si verificano quando una pendenza subisce un cedimento, creando un massiccio movimento di materiale dalla parete del pendio, che si deposita alla base della pendenza all'angolo o sotto l'angolo di riposo.
NOTA : https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103518306341?via%3Dihub#bb0020 
Le caratteristiche della frana possono essere analizzate in base alle lunghezze di runout ( L ) e alle altezze di caduta ( H ). Le tipiche frane terrestri mostrano lunghezze di runout che sono almeno due volte le loro altezze di caduta (Hayashi e Self, 1992 , Iverson, 1997).
Tuttavia, le frane a lungo raggio presentano lunghezze di disassamento identificate fino a 40 volte l'altezza di caduta. Questi tipi di frane sono stati identificati su pianeti e lune, inclusi molti corpi ghiacciati come Giapeto che è poco più grande di Caronte, anche se relativamente più caldo.

Meccanismi di formazione:
Vari meccanismi di formazione sono stati ipotizzati per le frane a lungo termine. Questi meccanismi includono una riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento flash localizzato alla base della frana (Erismann, 1979 , Erismann, 1986 , Goldsby e Tullis, 2011 , Singer et al., 2012) e fluidificazione acustica (Collins e Melosh, 2003 , Johnson et al., 2016 , Melosh, 1979).
La riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento del flash può verificarsi durante un evento di frana alla base della frana se viene rilasciata una quantità sufficiente di energia durante il movimento (De Blasio e Elverhøi, 2008 , Singer et al., 2012).
Su Giapeto, la riduzione dell'attrito dovuta al riscaldamento flash localizzato durante il movimento della frana è suggerita come possibile meccanismo per abbassare i coefficienti di attrito ( H / L ) e aumentare l'efficienza di percorso ( L / H ) del materiale della frana (Singer et al., 2012).
Man mano che la temperatura della base del ghiaccio si avvicina alla sua temperatura di fusione, il coefficiente di attrito all'interno della frana diminuisce, facendo scivolare il materiale di frana più lontano dalla sua sorgente, creando le frane osservate a lungo percorso.
Poiché la quantità totale di energia prevista per il materiale in caduta non è grande, il riscaldamento dovrebbe essere localizzato tramite il riscaldamento flash lungo la base scorrevole della frana per essere efficace nell'innalzare la temperatura del materiale (Reimold, 1995).
Questo riscaldamento flash è analogo a un meccanismo simile per ridurre l'attrito per le frane terrestri. Su Giapeto, le geometrie delle frane suggeriscono che il coefficiente di attrito è basso fino a 0,1 e l'efficienza di percorso è fino a 10.
Poiché la temperatura superficiale, e vicino al sottosuolo di Giapeto è compresa tra 75 K e 100 K, è possibile un aumento della temperatura vicino allo scioglimento , basato sulla quantità stimata di energia specifica rilasciata durante gli eventi di frana.
Tuttavia, non è noto se lo stesso effetto si verificherebbe per i corpi ghiacciati con temperature superficiali più fredde, come Caronte.

Ricerca:
Abbiamo eseguito una ricerca di frane in immagini della New Horizons, la maggior parte dell'emisfero dell'incontro di Caronte è stata catturata con risoluzione di 1 km/pixel o superiore, con l'osservazione LORRI alla massima risoluzione si è giunti fino a 157 m/pixel , in questo lavoro abbiamo identificato le frane nella regione del Serenity Chasma e le proprietà fisiche stimate di queste caratteristiche.
Queste osservazioni erano limitate dalla risoluzione delle immagini disponibili e dalla geometria dell'illuminazione. Abbiamo identificato cinque frane "prominenti", che sono coperte dalle immagini con la più alta risoluzione e sono abbastanza grandi da poter misurare le loro geometrie. Tutte queste frane di rilievo sovrastano le più grandi scarpate di Serenity Chasma.
Oltre a queste importanti frane, abbiamo anche identificato diverse frane "sottili".
Queste sottili frane sono più piccole e non sono adatte per studiare la loro geometria dalle immagini disponibili.
Sottili frane si trovano nei crateri da impatto nelle vicinanze e lungo una piccola cresta all'interno di Serenity Chasma.
Le superfici delle frane sia prominenti che sottili sono troppo piccole per rilevare anomalie di composizione relative al terreno circostante nelle mappe di composizione di Caronte disponibili (Dalle Ore et al., 2018).


Analisi:
L'estensione verticale delle frane, o l'altezza di caduta, varia da 2,8 a 6,7 ​​km dall'alcova concava lungo la scarpata di faglia associata alla punta.
Le lunghezze di percorso vanno da 15,7 a 24,6 km.
Tutte e cinque queste frane presentano lunghezze di disassamento lunghe rispetto alle loro altezze di caduta. Pertanto, abbiamo classificato queste caratteristiche come frane a lungo raggio.
Abbiamo analizzato le geometrie delle frane di Caronte per raccogliere informazioni sui coefficienti di attrito del materiale delle frane.

L'altezza del centro di massa della parete rocciosa da cui proviene il materiale di frana, definita altezza di caduta ( H ), può essere confrontata con il centro di massa della lunghezza orizzontale planimetrica di una frana dal bordo dell'alcova al flusso punta, definita lunghezza del percorso ( L ), il coefficiente di attrito, μ del materiale di frana durante il movimento è dato da (H/L).
L'efficienza di percorso di una frana può essere stimata dal valore ( L / H ).
I coefficienti di attrito stimati vanno da 0,15 a 0,31 e le efficienze di percorso vanno da 3,2 a 6,8 per il materiale nelle frane di Caronte.
Questi coefficienti di attrito sono bassi (e l'efficienza di percorso elevata) rispetto ad alcune frane terrestri e marziane e quelle di Callisto e Rea. Tuttavia, questi valori sono paragonabili a quelli stimati per i flussi di detriti terrestri, valanghe di rocce e flussi piroclastici su Terra e Marte, quindi è intuibile pensare che a queste temperature il comportamento del ghiaccio d'acqua puro sia simile a quello delle rocce sulla Terra o Marte.
Le nostre stime per l'energia generata durante il movimento di tutte e cinque le frane importanti, vanno da 0,8 kJ/kg a 1,9 kJ/kg.
Tuttavia, l'energia specifica richiesta per lo scioglimento è 920 kJ/kg , significativamente molto superiore a questi valori stimati. Questa energia è stata probabilmente dispersa attraverso il materiale della frana a causa del movimento individuale delle particelle durante il movimento della frana e la diffusione del materiale alle basi del pendio.
L'energia però, può essersi concentrata in aree in cui il movimento delle singole particelle è stato limitato durante il movimento della frana, consentendo alle particelle di ghiaccio di raggiungere temperature più elevate lungo le basi della frana.
Piccole quantità di fusione potrebbero aver ridotto l'attrito del materiale franoso dagli 0,55 previsti trovati in condizioni di laboratorio (Beeman et al., 1988) a valori compresi tra 0,15 e 0,31, stimati per le frane di Caronte.
Inoltre, la presenza di idrati di ammoniaca all'interno del materiale franoso potrebbe anche aver permesso al ghiaccio di avvicinarsi più facilmente alla sua temperatura di fusione, poiché gli idrati di ammoniaca miscelati con H2O agiscono per ridurre la temperatura di fusione della miscela.
Tuttavia, le nostre stime per l'energia specifica sono significativamente molto inferiori a quelle richieste per la fusione significativa.
Pertanto, queste stime mostrano che era improbabile una fusione significativa durante gli eventi di frana su Caronte e non hanno quindi contribuito alla formazione delle lunghezze di percorso estese.

Fonte:
Questa ricerca si è avvalsa del sistema di dati astrofisici della NASA (ADS), del software integrato USGS per imager e spettrometri (ISIS) e del sistema di informazione geografica QGIS. Questo materiale si basa sul lavoro sostenuto dalla National Aeronautics and Space Administration tramite il New Horizons Project ( NASW02008 ).
LINK : https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103518306341?via%3Dihub 
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A cura di INSA-tno.


mercoledì 29 gennaio 2020

TERRA: LE FASCE DI RADIAZIONI DI VAN ALLEN . by Andreotti Roberto - INSA.

Risultati immagini per van allen


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Aggiornato il 29/01/2020

FASCE DI VAN ALLEN

Introduzione:
Una Fascia di radiazione Van Allen è una zona di particelle cariche di energia , la maggior parte delle quali provengono dal vento solare , che vengono catturate e trattenute intorno a un pianeta dal campo magnetico di quel pianeta .

La Terra ha due di queste fasce e talvolta altre possono essere create temporaneamente.
La scoperta è attribuita a James Van Allen e, di conseguenza, quelle della Terra sono note come Fasce di Van Allen .

Le due principali della Terra si estendono da un'altitudine di circa 640 a 58.000 km , sopra la superficie in cui i livelli della radiazione nella regione variano. Si pensa che la maggior parte delle particelle che formano le Fasce provengano dal vento solare e altre particelle dai raggi cosmici. Intrappolando il vento solare, il campo magnetico devia quelle particelle energetiche e protegge l'atmosfera dalla distruzione.

Le Fasce si trovano nella regione interna della magnetosfera terrestre, ed intrappolano elettroni e protoni energetici, mentre altri nuclei, come le particelle alfa , sono meno diffusi.
Le Fasce mettono in pericolo i satelliti , che devono proteggere i loro componenti sensibili con un'adeguata schermatura se trascorrono molto tempo vicino a quella zona.
Nel 2013, la NASA riferì che le sonde Van Allen Probes avevano scoperto una terza fascia di radiazione transitoria, che è stata osservata per quattro settimane fino a quando non è stata distrutta da una potente onda di shock interplanetaria proveniente dal Sole .


Scoperta:
Kristian Birkeland , Carl Størmer e Nicholas Christofilos avevano studiato la possibilità che particelle cariche restassero intrappolate dal campo magnetico, già prima dell'era spaziale .
Explorer 1 e Explorer 3 hanno poi confermato l'esistenza della fascia nei primi mesi del 1958 con James Van Allen presso l'University of Iowa .
La radiazione intrappolata è stata inizialmente mappata da Explorer 4 , Pioneer 3 e Luna 1 .
Il termine Fasce di Van Allen si riferisce specificamente alle cinture di radiazione che circondano la Terra, ma tuttavia, simili fasce di radiazione sono state scoperte attorno anche ad altri pianeti dotati di campo magnetico .
Il sole non supporta fasce di radiazione a lungo termine, in quanto manca di un campo dipolo globale stabile, mentre quello terrestre limita particelle nelle regioni sopra 200-1.000 km, ma le Fasce non si estendono oltre 8 raggi terrestri.
Le Fasce sono limitate a un volume che si estende per circa 65° su entrambi i lati dell'equatore celeste.


Fascia interna:
La cintura interna di Van Allen si estende tipicamente da un'altitudine di 0,2 a 2 raggi terrestri, o da 1.000 km a 12.000 km sopra la Terra.
In alcuni casi in cui l'attività solare è più forte o in aree geografiche come l'anomalia dell'Atlantico meridionale , il confine interno può diminuire a circa 200 chilometri sopra la superficie terrestre.
La Fascia interna contiene alte concentrazioni di elettroni nell'intervallo di centinaia di keV e protoni energetici con energie superiori a 100 MeV, intrappolate dai forti campi magnetici.
Si ritiene che le energie protoniche superiori a 50 MeV nelle fasce inferiori ad altitudini più basse siano il risultato del decadimento beta dei neutroni creato dalle collisioni dei raggi cosmici con i nuclei dell'atmosfera superiore.
Si ritiene che la fonte dei protoni a bassa energia sia la diffusione dei protoni a causa dei cambiamenti nel campo magnetico durante le tempeste geomagnetiche.
A causa del leggero scostamento delle fasce dal centro geometrico della Terra, la cintura interna di Van Allen si avvicina alla superficie nell'Anomalia del Sud Atlantico.
Nel marzo 2014, un modello simile a "strisce zebrate" è stato osservato nelle fasce di radiazione dall'esperimento di composizione ionica (RBSPICE) fatto delle sonde nella cinghia di radiazione di Van Allen .
La teoria iniziale proposta nel 2014 è stata che a causa dell'inclinazione dell'asse del campo magnetico terrestre, la rotazione del pianeta abbia generato un campo elettrico oscillante e debole che permea attraverso l'intera fascia di radiazione interna, ma uno studio successivo, del 2016 ha invece concluso che le strisce zebrate erano un'impronta dei venti ionosferici sulle fasce di radiazione.

Fascia esterna:
La Fascia esterna è costituita principalmente da elettroni ad alta energia (0,1-10  MeV ) intrappolati dalla magnetosfera terrestre. È più variabile di quella interna in quanto è più facilmente influenzata dall'attività solare.
Ha una forma quasi toroidale , a partire da un'altitudine di tre e si estende fino a dieci raggi terrestri, da 13.000 a 60.000 chilometri, sopra la superficie terrestre.
La sua massima intensità è solitamente circa 4-5 raggi terrestri .
La fascia di radiazione elettronica esterna è principalmente prodotta dalla diffusione radiale verso l'interno e dall'accelerazione locale dovuta al trasferimento di energia dalle onde del plasma in modalità whistler (fischio) agli elettroni della fascia di radiazione. Gli elettroni della cintura di radiazione vengono inoltre costantemente rimossi da collisioni con l'atmosfera terrestre, perdita a causa della magnetopausa e loro diffusione radiale verso l'esterno. I giroradi dei protoni energetici sarebbero abbastanza grandi da metterli in contatto con l'atmosfera terrestre. All'interno di questa fascia, gli elettroni hanno un flusso elevato e sul bordo esterno (vicino alla magnetopausa), dove le linee di campo geomagnetico si aprono nella "coda" geomagnetica , il flusso di elettroni energetici può scendere ai bassi livelli interplanetari entro circa 100 km, con una diminuzione di un fattore di 1.000.
Nel 2014 è stato scoperto che il bordo interno della cintura esterna è caratterizzato da una transizione molto acuta, al di sotto della quale gli elettroni altamente relativistici (> 5 MeV) non possono penetrare. La ragione di questo comportamento simile a uno scudo non è ben compresa.
La popolazione di particelle intrappolate nella Fascia esterna è varia, contenente elettroni e vari ioni. La maggior parte degli ioni ha la forma di protoni energetici, ma una certa percentuale sono particelle alfa e ioni di ossigeno O+ , simili a quelle della ionosfera ma sono molto più energiche. Questa miscela di ioni suggerisce che le particelle della corrente dell'anello provengono probabilmente da più di una fonte.
La Fascia esterna è più grande di quella interna e la sua popolazione di particelle fluttua ampiamente. I flussi di particelle energetiche (radiazioni) possono aumentare e diminuire drasticamente in risposta a tempeste geomagnetiche , che sono esse stesse innescate dal campo magnetico e dai disturbi del plasma prodotti dal Sole (vedi sotto). Gli aumenti sono dovuti alle iniezioni legate alla tempesta e all'accelerazione delle particelle dalla coda della magnetosfera.


Terza fascia transitoria:
Il 28 febbraio 2013 , è stata segnalata la scoperta di una terza fascia di radiazioni, costituita da particelle cariche ultrarelativistiche ad alta energia .
In una conferenza stampa del team Van Allen Probe della NASA, è stato affermato che questa terza fascia è un prodotto dell'espulsione di massa coronale dal sole.
È stata rappresentata come una creazione separata che divide la cintura esterna, come un coltello, sul suo lato esterno, ed esiste separatamente come un contenitore di stoccaggio di particelle per un mese, prima di fondersi nuovamente con la cintura esterna.
L'insolita stabilità di questa terza fascia transitoria è stata spiegata come dovuta a un 'intrappolamento' da parte del campo magnetico terrestre di particelle ultrarelativistiche che si perdono dalla seconda fascia esterna tradizionale.
Mentre la zona esterna, che si forma e scompare nel corso di un giorno, è altamente variabile a causa delle interazioni con l'atmosfera, si ritiene che le particelle ultrarelativistiche della terza fascia non si disperdano nell'atmosfera, poiché sono troppo energiche per interagire con le onde atmosferiche a basse latitudini. Questa assenza di dispersione e intrappolamento consente loro di persistere a lungo, alla fine viene distrutta solo da un evento insolito, come l'onda d'urto del Sole.


Valori di flusso:
Nelle fasce, in un dato punto, il flusso di particelle di una data energia diminuisce drasticamente con l'energia stessa.

All'equatore magnetico , gli elettroni di energie superiori a 5000 keV , presentano flussi omnidirezionali che vanno da :
1,2 x 10E6 (risp. 3,7 × 10E4)
fino a :
9,4 × 10E9 (risp. 2 × 10E7) particelle per centimetro quadrato al secondo.
Le fasce protoniche contengono protoni con energie cinetiche che vanno da circa 100 keV, che possono penetrare 0,6 µm di piombo , ad altre più rare che ad oltre 400 MeV, che possono penetrare fino a 143 mm di piombo.
La maggior parte dei valori di flusso pubblicati per le fasce interne ed esterne potrebbe non mostrare le densità di flusso massime probabili possibili.
C'è una ragione per questa discrepanza: la densità del flusso e la posizione del flusso di picco sono variabili, a seconda principalmente dell'attività solare, e il numero di veicoli spaziali con strumenti che osservano la fascia in tempo reale è stato limitato.
La Terra, ultimamente, e per fortuna, non ha sperimentato una tempesta solare di intensità e durata dell'evento Carrington del 1858 , mentre erano disponibili veicoli spaziali con gli strumenti adeguati per osservare l'evento.

Limitati rischi per l'uomo:
I livelli di radiazione nelle fasce sarebbero pericolosi per l'uomo se fossero esposti per un lungo periodo di tempo, come è pericoloso farsi una radiografia ogni giorno.
Le missioni Apollo, difatti hanno minimizzato i rischi per gli astronauti inviando veicoli spaziali ad alta velocità attraverso le aree più sottili delle fasce superiori, by-passando completamente le fasce interne, ad eccezione della missione Apollo 14 in cui la navicella spaziale viaggiava attraverso il cuore delle fasce di radiazioni, e comunque ne sono rapidamente passati indenni.
L'esposizione complessiva degli astronauti era in realtà dominata dalle particelle solari una volta al di fuori del campo magnetico terrestre. La radiazione totale ricevuta dagli astronauti variava da una missione all'altra, ma è stata misurata tra 0,16 e 1,14 rad (1,6 e 11,4  mGy), molto inferiore allo standard di 5 rem (50 mSv) all'anno stabilito dagli Stati Uniti per le persone che lavorano con la radioattività.

Implicazioni al passaggio di veicoli 
con o senza equipaggio:
I veicoli spaziali che viaggiano oltre l'orbita terrestre bassa entrano nella zona di radiazione delle Fasce di Van Allen. Oltre ad esse, affrontano rischi aggiuntivi dovuti ai raggi cosmici e agli eventi dovuti alle particelle solari .

Una regione tra le fasce interne ed esterne di Van Allen si trova a due o quattro raggi terrestri e viene talvolta definita "zona sicura".
Le celle solari , i circuiti integrati e i sensori possono essere danneggiati dalle radiazioni.
Le tempeste geomagnetiche occasionalmente danneggiano i componenti elettronici dei veicoli spaziali. La miniaturizzazione e la digitalizzazione dei circuiti elettronici e logici hanno reso i satelliti più vulnerabili alle radiazioni, poiché la carica elettrica totale in questi circuiti è ora abbastanza piccola da essere comparabile con la carica degli ioni in arrivo.
L'elettronica sui satelliti deve essere indurita e protetta contro le radiazioni per funzionare in modo affidabile. Il telescopio spaziale Hubble , tra gli altri satelliti, ha spesso i suoi sensori spenti quando passa attraverso regioni di radiazione intensa. Un satellite schermato da 3 mm di alluminio in un'orbita ellittica (320 per 32.190 km), che passa attraverso le fasce di radiazione riceverà circa 2.500 rem (25  Sv) all'anno, (per confronto, per un corpo umano la dose di 5 Sv è mortale).
Quasi tutte le radiazioni verranno ricevute mentre si passa la Fascia interna, che può essere facilmente evitata, vista la sua piccola estensione.



Origine:
Resta generalmente inteso che le fasce interne ed esterne di Van Allen derivano da diversi processi.

 - La Fascia interna, costituita principalmente da protoni energetici, è il prodotto del decadimento dei cosiddetti neutroni " albedo " che sono essi stessi il risultato di collisioni di raggi cosmici nell'atmosfera superiore.
Nella Fascia interna, le particelle che hanno origine dal Sole sono intrappolate nel campo magnetico terrestre. Le particelle si muovono a spirale lungo le linee magnetiche del flusso mentre si muovono "longitudinalmente" lungo quelle linee. Mentre le particelle si muovono verso i poli, la densità della linea del campo magnetico aumenta e la loro velocità "longitudinale" viene rallentata e può essere invertita, riflettendo la particella e facendole rimbalzare avanti e indietro tra i poli della Terra. Oltre alla spirale attorno e al movimento lungo le linee di flusso, gli elettroni si muovono lentamente in direzione est, mentre gli ioni si muovono verso ovest.

 - La Fascia esterna è costituita principalmente da elettroni. Vengono iniettati dalla coda geomagnetica a seguito di tempeste geomagnetiche e successivamente vengono energizzati attraverso le interazioni onda-particella .

 - Uno spazio tra le cinture interne ed esterne di Van Allen, a volte chiamato zona sicura o slot sicuro, è causato dalle onde a frequenza molto bassa (VLF) che disperdono particelle nell'angolo di intonazione che si traduce nel guadagno di particelle nell'atmosfera.
Le esplosioni solari possono pompare particelle in questo spazio ma si scaricano di nuovo nel giro di pochi giorni.
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A cura di Andreotti Roberto.


martedì 28 gennaio 2020

Cambiamo con Toti - montagna p.se: Tana Termini e ultima commissione di controllo



Il progetto della riqualificazione del compostore di Tana Termini, per trasformarlo in un impianto a biogas, è una questione che stiamo studiando da tempo. 
Come Cambiamo non siamo una forza politica contraria a questo tipo di impianti, ma la storia pregressa dello stesso e la paura della gente che non lo vuole , ci ha fatto porre un attenzione particolare a questo caso. 
Il progetto è molto dettagliato e (sulla carta) presenta anche più sicurezze di quanto previsto dalla legge, ma nel corso dei mesi, abbiamo appurato che le maggiori criticità di questi impianti sta nella gestione. 
Nella seduta della commissione di controllo, riunitasi giovedì 23 gennaio(in cui avevamo chiesto di parlare), abbiamo fatto una richiesta ben precisa all’azienda. Abbiamo chiesto che l’azienda sottoscriva un documento in cui si permette ad un soggetto esterno (la commissione ad esempio) di partecipare alla chiusura dell’impianto. Questa da una parte garantirebbe una sicurezza per i cittadini e dall’altra stimolerebbe l’azienda a lavorare sempre al meglio. 
Ci è stato risposto con un elenco di sicurezze e nient’altro, aggiungendo che la nostra proposta fermerebbe l’impianto con il materiale dentro , provocando poi i cattivi odori. Fraintendendo e semplificando (volutamente ?) , quanto avevamo esposto 
La stessa è stata comunque inviata al presidente della commissione di controllo Carlo Vivarelli e al sindaco Luca Marmo lo stesso giorno (Prot.n°1439/2020), e al momento la riteniamo l’unica condizione possibile per dare il benestare all’impianto. Se non accettata, ci porremo negativamente all’attivazione, in tutte le sedi istituzionali preposte, nell’interesse degli abitanti dei comuni di San Marcello Piteglio e di Bagni di Lucca. 


Antonio Gambetta Vianna 
Marco Poli 
Cambiamo con Toti montagna p.se 

Andreotti Roberto 
Cambiamo con Toti  Mediavalle     

Fabrizio Pellegrini CAMBIAMO! ''le scelte di Del Dotto, sono battaglie a metà, ed i problemi restano.

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Ci è piaciuta la battaglia che Del Dotto ha condotto contro Del Ghingaro e contro Miracolo, culminata nell’abbandono di SEA e con l’ingresso di ERSU sul comune di Camaiore, eravamo speranzosi di un cambiamento, di un miglior servizio, ma invece niente è cambiato, il servizio risulta ancora carente, il costo elevato, a che è servito questo cambiamento se poi tutto resta ineluttabilmente fermo ??

A tal punto che la gente (incivile sia chiaro), butta la spazzatura per la strada, eppure basterebbe tanto poco, magari una piccola intensificazione nella raccolta, nei controlli e magari un paio di isole ecologiche funzionanti….

Del Dotto dopo aver vinto la sua battaglia come al suo solito si è rasserenato e lascia noi cittadini a perdere la guerra, in ogni cosa che Del Dotto fa, si resta sempre a metà….

Inoltre già che siamo in argomento ambiente, vorremmo tornare a chiedere se ha rinunciato totalmente, dopo il fallimento della sperimentazione peracetico da lui fortemente voluta, alla risoluzione del problema balneazione, i commercianti della passeggiata e i balneari si dicono preoccupati, già quest’anno hanno notato un calo delle presenze, ad ogni anno il rischio di blocco definitivo della balneazione fa tremare tutti.
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domenica 26 gennaio 2020

(588) ACHILLE il primo degli asteroidi Troiani di Giove. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 26/01/2020

(588) ACHILLE

588 Achille (A906 DN) , è un asteroide troiano di Giove del campo greco.
Fu il primo asteroide troiano ad essere scoperto.
Durante l'opposizione, Achille raggiunse una magnitudine apparente di +16,6 mag .
È quindi un oggetto estremamente debole nel cielo notturno.


Scoperta e nome:
Achille è stato scoperto il 22 febbraio 1906, dall'astronomo tedesco Max Wolf all'osservatorio di Heidelberg-Königstuhl, nel sud della Germania. Fu la prima scoperta di un Troiano di Giove, anche se (12126) 1999 RM11 era stato osservato come A904 RD due anni prima. Questo corpo, tuttavia, rimase non confermato poiché il periodo di osservazione non era abbastanza lungo per calcolare un'orbita.
L'asteroide è dedicato ad Achille, il leggendario eroe protagonista dell'Iliade, ed il nome fu originariamente suggerito da Johann Palisa , un amico e collega di Max Wolf.

Superficie e composizione:
Nello schema tassonomico di Tholen , Achille è classificato come un asteroide di tipo D con uno spettro insolito (DU). Il suo indice di colore V – I = 0,94 è tipico per la maggior parte dei troiani gioviani più grandi.

Il basso albedo di Achille è anche responsabile della sua bassa luminosità. Riflette solo il 3,3% della luce incidente, quindi è più nero rispetto, ad esempio, all'asfalto.
Secondo le misurazioni presso l' IRTF ( Infrared Telescope Facility ) della NASA, la sua superficie è probabilmente composta dal 20% al 40% di pirosseni (vari silicati ).
Il ferro può essere responsabile della colorazione rossa osservata della porzione riflessa.
Le toline , ovvero composti di metano ed etano formati dalla luce ultravioletta, oltre un valore del 10% sulla superficie, sono escluse dall'analisi spettrale.
La superficie è anche povera di cloriti (massimo 1%).

Dati fisici:
Secondo i sondaggi condotti dall'IRAS , dal giapponese Akari e dalla missione NEOWISE del Wide Field Infrared Survey Explorer della NASA , la superficie del corpo ha un albedo molto basso nell'intervallo da 0,0328 a 0,043 , con una magnitudine assoluta (H) di circa +8,57 corrisponde a un diametro da 130,1 a 135,5 chilometri.
Il periodo di rotazione di Achille di circa 7,3 ore è leggermente più breve di quello della maggior parte degli altri grandi troiani di Giove, ma vicino a quello di 911 Agamennone , 3451 Mentore e 3317 Paride , che sono di dimensioni simili . La sua bassa ampiezza di luminosità è indicativa di una forma piuttosto sferica. Da luglio 2007 a settembre 2008, alcuni astronomi hanno condotto osservazioni fotometriche coordinate a Simeiz (Crimea), Rozhen (Bulgaria), Maidanak (Uzbekistan) e Kharkiv (Ucraina).
Le analisi delle curve di luce ottenute, hanno determinato un periodo di 7,306 ± 0,002 ore con un'ampiezza di luminosità di 0,02-0,10 magnitudini ( U = 3/3/3/3 ).

Caratteristiche fisiche
Diametro medio
130,10 ± 0,55 km NEOWISE
133,22 ± 3,33 km AKARI
135,47 ± 4,1  km IRAS
Periodo di rotazione
7,306 ± 0,002  h
Albedo geometrico
0,0328 ± 0,002 IRAS
0,035 ± 0,002 AKARI
0,043 ± 0,006 NEOWISE
Tipo spettrale
Tholen = D U 
B – V = 0.755 
U – B = 0.216 
V – I = 0,940± 0,019
Magnitudine assoluta  (H)
8,47 NEOWISE
8,67 AKARI e IRAS

OCCULTAZIONI STELLARI:
Sono entrambi occultazioni monocorda, ma la seconda con il risultato negativo pone comunque un limite massimo alle sue dimensioni in linea e nei margini d'errore delle osservazioni infrarosse di IRAS, Akari e NEOWISE ).

CURVE DI LUCE:
(Altra curva di luce di uno studio del 1994, in linea con i risultati sopracitati nei margini d'errore).

Parametri orbitali:
Achille presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 5,2087365 UA e da un'eccentricità di 0,1463783 , inclinata di 10,31765° rispetto all'eclittica.
Ha un periodo di rivoluzione intorno al sole di 11,89 anni (4.343 giorni).
Si trova nel punto di Lagrange L4, punto di equilibrio statico 60° avanti a Giove nella sua orbita, Achille quindi libra intorno al punto L4 con una caratteristica ''orbita a fagiolo'' (vedi grafico a lato), che lo fa oscillare tra le 4,426 UA e le 5,964 UA dal Sole, quindi la sua distanza da Giove varia molto fino ad una minima distanza (MOID) di 0,5704 UA.

Parametri orbitali
(all'epoca 4 settembre 2017)
Semiasse
maggiore
779226980 km
5,2087365 UA
Perielio665165059 km
4,4462905 UA
Afelio893288902 km
5,9711825 UA
Periodo orbitale4342,07 giorni
(11,89 anni)
Inclinazione
sull'eclittica
10,31765°
Eccentricità0,1463783
Longitudine del
nodo ascendente
316,53974°
Argomento
del perielio
133,55237°
Anomalia media188,45239°
Parametro
di Tisserand (TJ)
2,946 (calcolato)

Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.