太陽中性子 名古屋大学太陽地球環境研究所 松原豊 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 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 1020 1010 Energy (eV)

Evidence for electron acceleration de Jager et al. 1996 Synchrotron radiation Inverse Compton 10TeV 1MeV Photons from the Crab Nebula

Another case for electron acceleration Solar flare 920113 14-23keV 23-33keV 33-53keV low high energy Masuda et al. 1994 by Yohkoh satellite

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 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 n + X p + N 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 s=2 αT=0.1 s=4 0.03 s=6 0.005 harder 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 Flare onset Chupp et al. 1982 -1000 1000 second Flare onset

最初の地上での 中性子観測 SMM X-ray by Jungfraujoch neutron monitor SMM >25MeV 1982June3 Neutron monitor Chupp et al. 1987 11:40 12:00 UT

地上での太陽中性子の観測 荷電粒子そのものの観測は 極地方が有利！ >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 proportional counter (BF3) polyethylene Sensitive to both n and p lead

World-wide Solar Neutron Telescopes 2003年3月・11月に設置作業。

太陽中性子望遠鏡でわかること イオン加速に直接結びついている 加速モデル 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 　　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 Highest Record !! 031019 1629 1650 X 1.1 N08E58 Date Start MAX Class Location 031019 1629 1650 X 1.1 N08E58 031023 0819 0835 X 5.4 S21E88 031023 1950 2004 X 1.1 S17E84 031026 0557 0654 X 1.2 S15E44 031026 1721 1819 X 2.1 N02W38 031028 0951 1110 X17.0 S16E08 031029 2037 2049 X10.0 S15W02 031102 1703 1725 X 8.3 S14W56 031103 0109 0130 X 2.7 N10W83 031103 0943 0955 X 3.9 N08W77 031104 1929 1950 X28.0 S19W83 Highest Record !! Highest Record !!

031028 GOES Soft-X Start: 0950 Max.: 1110 X17 40%増 Proton NM (McMurdo) 10分値 120000 40%増 Proton >10MeV >50MeV GOES 60000 27 28 29 30 31 1 2 3 >100MeV Date (UT) NM (McMurdo) Oct27 28 29 Oct.27-Nov.3

031028: GOES Soft X-ray 11:10 9:51 Proton Proton

031028: RHESSI SAA 夜 G: Start 夜 SAA SAA G: Max. 100 1 8:45 10:15 10000 11:45 G: Max.

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 Oct.27 Oct.28 Oct.29 Date (UT) GOES Start >40MeV, n Date (UT) Oct.27 Oct.28 Oct.29 Date (UT)

031028: Gornergrat (5分値) >40MeV >120MeV >80MeV >160MeV

Gornergrat (5分値) >40MeV Start Max >40MeV Time (UT)

Gornergrat (n, >40MeV) vs. NM McMurdo CapeSchmidt SouthPole Inuvik Inuvik

Gornergrat vs. Armenia >40MeV, n Gornergrat >40MeV, n Armenia

Armenia (n, >40MeV) vs. NM McMurdo CapeSchmidt SouthPole Inuvik Inuvik

GOES Proton Energy (MeV) 110 -500 39 - 82 15 - 44 8.7- 14.5 4.2- 8.7 110 -500 84 -200 39 - 82 15 - 44 8.7- 14.5 4.2- 8.7 Energy (MeV) 0.6- 4.2

Gornergrat vs. GOES Gornergrat, n, >40MeV GOES, 110-500MeV

Neutron vs. Charged n, >40MeV n, >40MeV Gornergrat data Charged, >40MeV n, >40MeV n, >40MeV Charged, >40MeV Charged, >80MeV

031028 X17 Flare: Summary 太陽中性子検出を示唆！ ・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！ 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、 熱的過程 (2)非熱的過程 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。 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 M X 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 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 つづく

GEOTAIL T. Terasawa 28 Oct 2003 gammaによる カウント増大 (これは確か) 11:02UT頃から数分間 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。 (これは確か) GEOTAIL T. Terasawa

Integral Gamma-ray

CORNAS-F: Gamma-ray