Transcript 乗鞍での今後の太陽中性子観測 （希望）

太陽中性子
名古屋大学太陽地球環境研究所
松原豊
2005年1月11日
宇宙プラズマ/太陽系環境研究の将来構想
座談会3---水星の物理をさぐる
関西セミナーハウス
内容
1. 宇宙線と中性子
2. 太陽中性子観測
3. 太陽中性子イベントの紹介
4. 様々な情報の重要性
Energy
Spectrum
of Cosmic
Rays
up to macroscopic
(>10jules) energy
Its acceleration: still
A big Mistery
Compilation by S. Swordy
10
10
Energy (eV)
10
20
Evidence for electron acceleration
de Jager et al. 1996
Synchrotron
radiation
Inverse
Compton
1MeV
10TeV
Photons from the Crab Nebula
Another case for electron acceleration
14-23keV
23-33keV
low
by Yohkoh satellite
Solar flare 920113
33-53keV
high energy
Masuda et al. 1994
Masuda flare
reconnection
point
Shock
Loop-top
HXR source
Masuda et al. 1994
footpoint HXR source
荷電粒子
太陽
地球
中性粒子
磁場
太陽
M. A. Lee 1991
太陽圏での高エネルギー粒子の生成
中性粒子を宇宙線起源探索
の探針として使う！
Neutral particles produced at the
acceleration site are used
They are not reflected by magnetic
fields in space
Neutral particles keep information on
the acceleration site
どんな中性粒子があるか
ν: not mentioned
in this talk
γ: proton induced:
p+N
π0 + X
π0 2γ
electron induced:
e + photon γ + e
inverse Compton scatteing
e + (B)
e +γ
Synchrotron radiation
e + (Ecoulmb) e + γ
Bremsstrahlung radiation
中性子
p+N
n+X
neutron dacay time ≒ 900 sec
neutron mass ≒ 1 GeV
通常中性子は1.8 AU しか走れない！
•relativistic case: >1.8 AU
neutron can travel even our galaxy
太陽表面での中性子生成
1. Thick targer model:
Nuclear interaction occurs in the solar
atmosphere (photosphere, chromosphere)
→ neutrons are observed only for limb flares
2. Thin targer model:
Nuclear interation occurs
out of the solar atmosphere (corona)
→ neutron observability does not depend on
flare position.
Neutron productivity: power dependence
Bessel Fn.
Power law
αT=0.1
0.03
s=2
s=4
s=6 harder
0.005
harder
chromosphere photosphere chromosphere photosphere
Hua and Lingenfelter 1987
Neutron productivity: directionality
Bessel Fn.
Power law
δ=0
δ=0
isotropic
δ=89
δ=89
chromosphere photosphere chromosphere photosphere
Hua and Lingenfelter 1987
最初の太陽中性子観測
by
SMM mission
25-140 MeV
1980June21
-1000
1000
Flare onset
Chupp et al. 1982
second
最初の地上での
中性子観測
SMM X-ray
by
Jungfraujoch neutron monitor
1982June3
SMM >25MeV
Neutron monitor
Chupp et al. 1987
11:40
12:00 UT
地上での太陽中性子の観測
>100MeV
高山・赤道付近が有利！
中性子は大気中で減衰
荷電粒子そのものの観測は
極地方が有利！
宇宙線強度の変動をモニター
1
10
10
1
中性子
モニター
high
sensitivity
bad energy
determination
polyethylene
Sensitive to
both n and p
lead
proportional
counter (BF3)
World-wide Solar Neutron Telescopes
太陽中性子望遠鏡でわかること
中性子の生成時刻
生成継続時間
高エネルギー中性子
の総エネルギー
フレアの発生場所と
中性子観測の有無
観測
イオンの加速時間
加速の効率
イオン加速の方向
加速モデル
イオン加速に直接結びついている
October-November, 2003
Date
031019
031023
031023
031026
031026
031028
031029
031102
031103
031103
031104
Start
1629
0819
1950
0557
1721
0951
2037
1703
0109
0943
1929
MAX
1650
0835
2004
0654
1819
1110
2049
1725
0130
0955
1950
Class Location
X 1.1 N08E58
X 5.4 S21E88
X 1.1 S17E84
X 1.2 S15E44
X 2.1 N02W38
X17.0 S16E08
X10.0 S15W02
X 8.3 S14W56
X 2.7 N10W83
X 3.9 N08W77
X28.0 S19W83
Highest Record !!
031028
Start: 0950
Max.: 1110
X17
120000
GOES
Soft-X
10分値
40%増
Proton
>10MeV
60000
27 282930 31 1 2 3
Date (UT)
>50MeV
NM (McMurdo) Oct27
Oct.27-Nov.3
>100MeV
28
29
031028: GOES
Soft X-ray
11:10
Proton
9:51
031028: RHESSI
100
SAA
1
8:45
夜
10:15
G: Start
10000
100
夜
10:15
SAA
G: Max.
11:45
Neutron Monitors
Start
Max
Ground Level Enhancement
(solar cycle 23 で12個)
Tsumeb neutron monitor
中性子と思われる信号!
(Geotail, Integral, Coronas-F でガンマ線)
031027-1029: Gornergrat
>40MeV, n
GOES Start
Oct.27 Oct.28 Oct.29
Date (UT)
031028: Gornergrat (5分値)
>40MeV
>120MeV
>80MeV
>160MeV
Gornergrat (5分値)
>40MeV
Start Max
Time (UT)
Gornergrat (n, >40MeV) vs. NM
McMurdo
SouthPole
CapeSchmidt
Inuvik
Gornergrat vs. Armenia
>40MeV, n
Gornergrat
Armenia
Armenia (n, >40MeV) vs. NM
McMurdo
CapeSchmidt
SouthPole
Inuvik
GOES Proton
Energy (MeV)
110 -500
84 -200
39 - 82
15 - 44
8.7- 14.5
4.2- 8.7
0.6-
4.2
Gornergrat vs. GOES
Gornergrat, n, >40MeV
GOES, 110-500MeV
Neutron vs. Charged
Gornergrat data
n, >40MeV
n, >40MeV
Charged, >40MeV
Charged, >80MeV
031028 X17 Flare: Summary
・GOES X 最大の時、GLE発生。
・スイス・アルメニアの中性子信号は、
GOES の最大よりも先。
・スイス・アルメニアの信号の方が、
GLEより立ちあがりが早い。
・中性子チャンネルの方が荷電粒子
チャンネルより立ちあがりが早い。
太陽中性子検出を示唆！
少しエネルギーが異なれば・・・
0.1－2.4keV
>1.3 keV
(Aschenbach 1998)
種々の観測の重要性
太陽表面では、
(1)熱的過程
(2)非熱的過程
どちらも起る。
フレア時に加速がどれだけ有効に
エネルギーを得るか、わかってない。
Comparison between hard and soft X-rays
30－60keV
C
M
X
X10
1.6－12keV
Gamma rays with different energy
July 22,
2002 X4.7
by RHESSI
Lin et al. 2003
太陽黒点数の変動
Jan1992
Dec2007
ISES Solar Cycle Sunspot Number Progression
Xクラス太陽フレア頻度
11年間
Jan.1987
Dec.2004
予期せぬこと
Xクラス
フレア
Jan 1, 2005
まとめ
太陽中性子観測
→イオン加速機構を探る
粒子加速全体の理解
←様々な情報を総合して判断
つづく
28 Oct 2003
３つのプラズマ粒子計
測器のカウント数の時
間変化を粒子エネル
ギー別に示したもの。粒
子エネルギーは静電的
に分別されたものだが、
γ線があれば、それは分
別に関係なくMCPに飛
び込むので、縦筋となっ
て見える筈。中央の粒
子計測器のＭＣＰが一
番大きい（～１桁）のでγ
に対する感度も高い。
gammaによる
カウント増大
11:02UT頃から数分間
(これは確か)
GEOTAIL
T. Terasawa
Integral
Gamma-ray
CORNAS-F: Gamma-ray