Monitor neutronów

Monitor neutronów to naziemny detektor przeznaczony do pomiaru liczby wysokoenergetycznych naładowanych cząstek uderzających w ziemską atmosferę z kosmosu . Ze względów historycznych nadlatujące cząstki nazywane są „ promieniami kosmicznymi ”, ale w rzeczywistości są to cząstki, głównie protony i jądra helu . Przez większość czasu monitor neutronowy rejestruje galaktyczne promienie kosmiczne i ich zmiany w 11-letnim cyklu plam słonecznych i 22-letni cykl magnetyczny . Czasami Słońce emituje promienie kosmiczne o wystarczającej energii i natężeniu, aby podnieść poziomy promieniowania na powierzchni Ziemi do tego stopnia, że ​​są one łatwo wykrywane przez monitory neutronowe. Nazywa się je „ ulepszeniami na poziomie gruntu ” (GLE).

Monitor neutronowy został wynaleziony przez profesora Uniwersytetu Chicagowskiego Johna A. Simpsona w 1948 roku. „18-rurowy” monitor NM64, który dziś jest międzynarodowym standardem, to duży instrument ważący około 36 ton.

Jak to działa

Kaskady atmosferyczne

Kiedy wysokoenergetyczna cząstka z kosmosu („pierwotny” promień kosmiczny) napotyka Ziemię, jej pierwsza interakcja ma zwykle miejsce z cząsteczką powietrza na wysokości około 30 km. To spotkanie powoduje, że cząsteczka powietrza rozpada się na mniejsze części, z których każda ma wysoką energię. Mniejsze cząstki nazywane są „wtórnymi” promieniami kosmicznymi, które z kolei uderzają w inne cząsteczki powietrza, powodując powstanie większej liczby wtórnych promieni kosmicznych. Proces ten trwa i jest określany jako „kaskada atmosferyczna”. Jeśli pierwotny promień kosmiczny, który zapoczątkował kaskadę, ma energię powyżej 500 MeV, niektóre z jego wtórnych produktów ubocznych (w tym neutrony ) osiągną poziom gruntu, gdzie będą mogły zostać wykryte przez monitory neutronowe.

Strategia pomiaru

Od czasu ich wynalezienia przez prof. Simpsona w 1948 roku istniały różne typy monitorów neutronowych. Godne uwagi są monitory typu „IGY” rozmieszczone na całym świecie podczas Międzynarodowego Roku Geofizycznego (IGY) 1957 oraz znacznie większe monitory „NM64” (znane również jako „supermonitory”). Jednak wszystkie monitory neutronów wykorzystują tę samą strategię pomiarową, która wykorzystuje dramatyczną różnicę w sposobie, w jaki neutrony o wysokiej i niskiej energii oddziałują z różnymi jądrami. (Niemal nie ma interakcji między neutronami i elektronami .) Wysokoenergetyczne neutrony rzadko wchodzą w interakcje, ale kiedy już to robią, są w stanie rozerwać jądra, szczególnie ciężkie, wytwarzając w tym procesie wiele neutronów o niskiej energii. Neutrony o niskiej energii mają znacznie większe prawdopodobieństwo interakcji z jądrami, ale te interakcje są zazwyczaj elastyczne (jak zderzenia kul bilardowych ), które przenoszą energię, ale nie zmieniają struktury jądra. Wyjątkiem jest kilka specyficznych jąder (przede wszystkim ¹⁰ B i ³ He ), które szybko pochłaniają neutrony o skrajnie niskiej energii, a następnie rozpadają się, uwalniając bardzo energetyczne naładowane cząstki. Mając na uwadze takie zachowanie interakcji neutronów, profesor Simpson pomysłowo wybrał cztery główne elementy monitora neutronowego:

1. Reflektor. Zewnętrzna powłoka z materiału bogatego w protony – parafina we wczesnych monitorach neutronowych, polietylen w nowszych. Niskoenergetyczne neutrony nie mogą przeniknąć przez ten materiał, ale nie są przez niego absorbowane. W ten sposób środowiskowe neutrony nie wywołane promieniowaniem kosmicznym są utrzymywane poza monitorem, a neutrony o niskiej energii generowane w ołowiu są zatrzymywane. Materiał ten jest w dużej mierze przezroczysty dla kaskadowych neutronów wywołanych promieniowaniem kosmicznym.
2. Producent. Producentem jest ołów , który wagowo jest głównym składnikiem monitora neutronowego. Szybkie neutrony, które przechodzą przez reflektor, oddziałują z ołowiem, tworząc średnio około 10 neutronów o znacznie niższej energii. To zarówno wzmacnia sygnał kosmiczny, jak i wytwarza neutrony, które nie mogą łatwo uciec z reflektora.
3. Moderator. Moderator, również materiał bogaty w protony, taki jak reflektor, spowalnia neutrony teraz zamknięte w reflektorze, co zwiększa prawdopodobieństwo ich wykrycia.
4. Licznik proporcjonalny. To serce monitora neutronowego. Po wygenerowaniu bardzo wolnych neutronów przez reflektor, generator, moderator itd. napotykają one jądro w liczniku proporcjonalnym i powodują jego rozpad. Ta reakcja jądrowa wytwarza energetycznie naładowane cząstki, które jonizują gaz w liczniku proporcjonalnym, wytwarzając sygnał elektryczny. We wczesnych monitorach Simpsona aktywnym składnikiem gazu było ¹⁰ B, co generowało sygnał w reakcji (n + ¹⁰ B → α + ⁷ Li). Najnowsze liczniki proporcjonalne wykorzystują reakcję (n + ³ He → ³ H + p), co daje 764 keV.

Co mierzy

Monitory neutronowe mierzą pośrednio intensywność promieni kosmicznych uderzających w Ziemię i jej zmiany w czasie. Zmiany te występują w wielu różnych skalach czasowych (i nadal są przedmiotem badań). Trzy wymienione poniżej są przykładami:

Cykle słoneczne

Przegląd środowiska kosmicznego pokazuje związek między cyklem plam słonecznych a galaktycznym promieniowaniem kosmicznym.

W procesie zwanym „modulacją słoneczną” Słońce i wiatr słoneczny zmieniają intensywność i widmo energii galaktycznego promieniowania kosmicznego, które dociera do Układu Słonecznego . Kiedy Słońce jest aktywne, mniej galaktycznych promieni kosmicznych dociera do Ziemi niż w okresach, gdy Słońce jest spokojne. Z tego powodu galaktyczne promienie kosmiczne podążają za 11-letnim cyklem, podobnie jak Słońce, ale w przeciwnym kierunku: wysoka aktywność słoneczna odpowiada niskiemu promieniowaniu kosmicznemu i odwrotnie.

Stabilność długoterminowa

Główną zaletą monitora neutronowego jest jego długoterminowa stabilność, dzięki czemu nadaje się do badania zmienności promieniowania kosmicznego na przestrzeni dziesięcioleci

Zmienność promieniowania kosmicznego rejestrowana przez monitor neutronowy Oulu od 1964 roku

. Najbardziej stabilne i długotrwałe monitory neutronowe to monitory neutronowe: Oulu, Inuvik, Moscow, Kerguelen, Apatity i Newark.

Forbush maleje

Czasami Słońce wyrzuca ogromną ilość masy i energii w ramach koronalnego wyrzutu masy (CME). Kiedy ta materia porusza się po Układzie Słonecznym, tłumi intensywność galaktycznego promieniowania kosmicznego. Tłumienie zostało po raz pierwszy zgłoszone przez Scotta Forbusha i dlatego jest określane jako „ spadek Forbusha ”.

Ulepszenia na poziomie gruntu

Wzmocnienie poziomu gruntu — wrzesień 1989 r.

Około 10-15 razy na dekadę Słońce emituje cząstki o energii i intensywności wystarczającej do podniesienia poziomu promieniowania na powierzchni Ziemi. Oficjalna lista GLE jest prowadzona przez międzynarodową bazę danych GLE. Największe z tych zdarzeń, określane jako „wzmocnienie na poziomie gruntu” (GLE), zaobserwowano 23 lutego 1956 r. Ostatnie GLE (nr 72) miało miejsce 10 września 2017 r. W wyniku rozbłysku klasy X i było mierzone zarówno na powierzchni Ziemi (za pomocą monitorów neutronowych), jak i Marsa (za pomocą detektora oceny promieniowania na łaziku Curiosity należącym do Mars Science Laboratory ).

Macierze monitorów neutronowych

We wczesnych dniach monitorowania neutronów odkryć można było dokonywać za pomocą monitora w jednym miejscu. Jednak wydajność naukowa monitorów neutronowych jest znacznie zwiększona, gdy dane z wielu monitorów są analizowane wspólnie. Nowoczesne aplikacje często wykorzystują rozległe macierze monitorów. W efekcie instrument obserwacyjny nie jest izolowanym instrumentem, ale raczej układem. NMDB (Real-time Neutron Monitor DataBase) daje dostęp do największej sieci stacji na świecie (ponad 50 stacji) poprzez swój interfejs NEST . Sieciowe monitory neutronowe dostarczają nowych informacji w kilku obszarach, między innymi:

1. Anizotropia: Stacje monitorowania neutronów w różnych miejscach na całym świecie obserwują różne kierunki w przestrzeni. Łącząc dane z tych stacji, można określić anizotropię promieni kosmicznych.
2. Widmo energii: Ziemskie pole magnetyczne silniej odpycha promienie kosmiczne w regionach równikowych niż w regionach polarnych. Porównując dane ze stacji położonych na różnych szerokościach geograficznych, można określić widmo energii.
3. Relatywistyczne neutrony słoneczne: Są to bardzo rzadkie zdarzenia rejestrowane przez stacje w pobliżu równika Ziemi zwrócone w stronę Słońca. Informacje, które dostarczają, są wyjątkowe, ponieważ neutralnie naładowane cząstki (takie jak neutrony) podróżują w przestrzeni kosmicznej, na którą nie mają wpływu pola magnetyczne w przestrzeni kosmicznej. Relatywistyczne zdarzenie związane z neutronami słonecznymi zostało po raz pierwszy zgłoszone w przypadku zdarzenia z 1982 roku.