1. 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

2. 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

3. Energy Spectrum of Cosmic Rays
up to macroscopic (>10jules) energy
Its acceleration: still
A big Mistery
Compilation by S. Swordy
1020
1010
Energy (eV)

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

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

6. Masuda flare reconnection point Shock Loop-top HXR source
Masuda et al. 1994
footpoint HXR source

7. 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

8. 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

9. 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

10. 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

11. 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.

12. 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

13. Neutron productivity: directionality
Bessel Fn.
Power law
δ=0
δ=0
isotropic
δ=89
δ=89
chromosphere
photosphere
chromosphere
photosphere
Hua and Lingenfelter 1987

14. 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

15. 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

16. 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！

17. 宇宙線強度の変動をモニター 1 10 10 1

18. 中性子 モニター high sensitivity bad energy determination
proportional
counter (BF3)
polyethylene
Sensitive to both n and p
lead

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

20. 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

21. October-November, 2003 Highest Record !! 031019 1629 1650 X 1.1 N08E58
Date Start MAX Class Location
X N08E58
X S21E88
X S17E84
X S15E44
X N02W38
X S16E08
X S15W02
X S14W56
X N10W83
X N08W77
X S19W83
Highest Record !!
Highest Record !!

22. 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

23. 031028: GOES
Soft X-ray
11:10
9:51
Proton
Proton

24. 031028: RHESSI SAA 夜 G: Start 夜 SAA SAA G: Max. 100 1 8:45 10:15 10000
11:45
G: Max.

25. Neutron Monitors Start Max Ground Level Enhancement
(solar cycle 23 で12個)

26. Tsumeb neutron monitor
中性子と思われる信号!
(Geotail, Integral, Coronas-F でガンマ線)

27. 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)

28. 031028: Gornergrat (5分値) >40MeV >120MeV >80MeV >160MeV

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

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

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

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

33. GOES Proton Energy (MeV) 110 -500 39 - 82 15 - 44 8.7- 14.5 4.2- 8.7
Energy (MeV)

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

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

36. 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！

37. 少しエネルギーが異なれば・・・
0.1－2.4keV
>1.3 keV
(Aschenbach 1998)

38. 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。

39. Comparison between hard and soft X-rays
30－60keV
M X C M X
X10
1.6－12keV

40. Gamma rays with different energy
July 22, 2002 X4.7
by RHESSI
Lin et al. 2003

41. 太陽黒点数の変動 Jan1992 Dec2007 ISES Solar Cycle Sunspot Number Progression

42. Xクラス太陽フレア頻度
11年間
11年間
Jan.1987
Dec.2004

43. 予期せぬこと
Xクラス
フレア
Jan 1, 2005

44. 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

45. つづく
つづく

46. 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

47. Integral Gamma-ray

48. CORNAS-F: Gamma-ray