중성자 모니터

Neutron monitor

중성자 모니터는 우주 공간에서 지구 대기에 충돌하는 고에너지 하전 입자의 수를 측정하기 위해 설계된 지상 기반 검출기입니다.역사적인 이유로 들어오는 입자는 "우주선"이라고 불리지만, 사실 그것들은 주로 양성자와 헬륨 핵인 입자들이다.대부분의 경우 중성자 모니터는 은하 우주선과 11년의 태양 흑점 주기와 22년의 자기 주기에 따른 변화를 기록합니다.때때로 태양은 충분한 에너지와 강도의 우주선을 방출하여 지구 표면의 방사선 수준을 중성자 모니터에 의해 쉽게 감지될 정도로 높입니다.이를 "지반 수준 향상"(GLE)이라고 한다.

중성자 모니터는 시카고 대학의 존 A 교수에 의해 발명되었다. 1948년 [1]심슨.현재 국제 표준인 18튜브 NM64 모니터는 무게가 약 36t에 달하는 대형 기구다.

구조

대기 캐스케이드

우주에서 온 고에너지 입자("1차" 우주선)가 지구와 마주칠 때, 그것의 첫 번째 상호작용은 보통 고도 30km 정도의 공기 분자와 이루어진다.이 만남은 공기 분자를 더 작은 조각으로 쪼개서 각각 높은 에너지를 갖게 합니다.더 작은 조각들은 "2차" 우주선이라고 불리며, 그것들은 다시 다른 공기 분자와 부딪혀서 더 많은 2차 우주선을 생성한다.이 과정은 계속되며 "대기 캐스케이드"라고 불립니다.캐스케이드를 시작한 1차 우주선의 에너지가 500MeV를 넘으면 2차 부산물(중성자 포함)이 지면에 도달해 중성자 모니터에 의해 검출된다.

측정 전략

교수님이 발명한 거니까1948년 심슨은 다양한 종류의 중성자 모니터가 있었다.주목할 만한 것은 1957년 국제 지구물리학적 해(IGY)에 전 세계에 배치된 "IGY형" 모니터와 훨씬 더 큰 "NM64" 모니터('슈퍼바이저'라고도 함)입니다.그러나 모든 중성자 감시기는 높은 에너지 중성자와 낮은 에너지 중성자가 서로 다른 핵과 상호작용하는 방식의 극적인 차이를 이용하는 동일한 측정 전략을 사용한다.(중성자와 전자 사이에는 거의 상호작용이 없습니다.)고에너지 중성자는 거의 상호작용을 하지 않지만, 상호작용을 하게 되면 원자핵, 특히 무거운 원자핵을 교란시킬 수 있으며, 그 과정에서 저에너지 중성자를 많이 생산한다.낮은 에너지 중성자는 핵과 상호작용할 확률이 훨씬 높지만, 이러한 상호작용은 일반적으로 에너지를 전달하지만 핵의 구조를 바꾸지 않는 탄성(당구공 충돌과 같은)입니다.이에 대한 예외는 극히 낮은 에너지 중성자를 빠르게 흡수하고 나서 분해되어 매우 에너지가 넘치는 하전 입자를 방출하는 몇 개의 특정 핵(특히 B와 He)이다.이러한 중성자 상호작용의 행동을 염두에 두고 심슨 교수는 독창적으로 중성자 모니터의 네 가지 주요 성분을 선택했다.

  1. 리플렉터초기 중성자 모니터의 파라핀, 보다 현대적인 중성자 모니터의 폴리에틸렌 등 양성자가 풍부한 물질의 외피.저에너지 중성자는 이 물질을 통과할 수 없지만 흡수되지는 않는다.따라서 환경적인 비우주선 유도 중성자는 모니터에서 제외되고 납에서 생성된 저에너지 중성자는 모니터에서 제외된다.이 물질은 우주선 유도 캐스케이드 중성자에 대해 대체로 투명하다.
  2. PD님.생산자는 납이며, 무게로 볼 때 중성자 모니터의 주요 성분입니다.반사경을 통과하는 빠른 중성자는 납과 상호작용하여 평균 10개의 훨씬 낮은 에너지 중성자를 생성한다.이것은 둘 다 우주 신호를 증폭시키고 반사경을 쉽게 벗어날 수 없는 중성자를 생성한다.
  3. 모델레이터또한 반사체와 같이 양성자가 풍부한 물질인 감속제는 반사체 내에 갇힌 중성자를 느리게 하여 중성자가 검출될 가능성이 더 높아진다.
  4. 비례 카운터이건 중성자 모니터의 심장이야반사경, 생산자, 감속재 등에 의해 매우 느린 중성자가 생성된 후, 그들은 비례 계수기에서 핵과 만나 핵을 분해시킨다.이 핵반응은 비례 계수기에서 가스를 이온화하는 에너지 하전 입자를 생성하며 전기 신호를 생성합니다.초기 Simpson 모니터에서 가스의 활성 성분은 반응을 통해 신호를 생성하는 B였습니다(n + B → α + Li).최근의 비례 카운터는 764 keV를 산출하는 반응(n + He → H + p)을 사용한다.

측정 내용

중성자 모니터는 지구를 강타하는 우주선의 세기와 시간에 따른 변화를 대신 측정한다.이러한 변화는 많은 다른 시간 척도에서 발생합니다(그리고 여전히 연구 대상입니다).다음 3가지 예를 제시하겠습니다.

태양 주기

우주 환경의 개요는 태양 흑점 주기와 은하 [2]우주선의 관계를 보여준다.

"태양 변조"라고 불리는 과정에서 태양과 태양풍은 태양계에 들어오는 은하 우주선의 세기와 에너지 스펙트럼을 변화시킵니다.태양이 활동할 때, 태양이 조용할 때보다 지구에 도달하는 은하 우주선이 적습니다.이러한 이유로 은하 우주선은 태양과 같이 11년의 주기를 따르지만 반대 방향입니다.높은 태양활동은 낮은 우주선에 해당하고, 그 반대도 마찬가지입니다.

장기적인 안정성

중성자 모니터의 주요 장점은 장기적인 안정성으로 수십 년에 걸친 우주선 변동 연구에 적합하다는 것이다.

1964년 이후 Oulu 중성자 모니터에 의해 기록된 우주선 변화

가장 안정적인 장기 중성자 모니터는 Oulu,[4] Inuvik, Moscow, Kerguelen, Apatity 및 Newark 중성자 모니터입니다.[3]

금기 감소

때때로 태양은 "코로날 질량 방출" (CME)을 통해 엄청난 양의 질량과 에너지를 방출합니다.이 물질이 태양계를 통과할 때, 그것은 은하 우주선의 강도를 억제합니다.이 억압은 스콧 포부쉬에[5] 의해 처음 보고되었고, 따라서 "포부쉬 감소"라고 불립니다.

지상고 향상

지상고 향상— 1989년 [6]9월.

태양은 10년에 약 10-15회 지구 표면의 방사선 수치를 증가시키기에 충분한 에너지와 강도의 입자를 방출한다.GLE의 공식 목록은 International GLE 데이터베이스에 [7]의해 보관됩니다.가장 큰 사건인 "지반 수준 향상"(GLE)은 1956년 [8][9]2월 23일에 관측되었다.가장 최근의 GLE, (#72)는 2017년 9월 10일 X급 플레어의 결과로 발생했으며 (중성자 모니터에 의해) 지구와 (화성 과학 연구소의 큐리오시티 로버의 방사선 평가 검출기에 의해) 화성 표면에서 측정되었다.

중성자 모니터 어레이

중성자 모니터링 초기에는 단일 위치에서 모니터로 발견이 가능했다.그러나 다수의 모니터 데이터를 동시에 [10]분석하면 중성자 모니터의 과학적 수율이 크게 향상된다.최신 어플리케이션에서는 많은 경우 광범위한 모니터 어레이를 채용하고 있습니다.사실상 관측 기기는 격리된 계측기가 아니라 어레이입니다.NMDB[11][12](Real-time Neutron Monitor DataBase)는 인터페이스 [13]NEST를 통해 전 세계 최대 규모의 스테이션 네트워크(50개 이상의 스테이션)에 접속할 수 있습니다.네트워킹 중성자 모니터는 다음과 같은 여러 영역에서 새로운 정보를 제공합니다.

  1. 이방성:지구상의 다른 위치에 있는 중성자 측정소는 우주에서 다른 방향을 봅니다.이들 스테이션으로부터의 데이터를 조합하는 것으로, 우주선의 이방성을 판정할 수 있다.
  2. 에너지 스펙트럼:지구의 자기장은 극지방보다 적도지방에서 우주선을 더 강하게 밀어낸다.서로 다른 위도에 위치한 관측소의 데이터를 비교함으로써 에너지 스펙트럼을 결정할 수 있다.
  3. 상대론적 태양 중성자:이것들은 태양과 마주보고 있는 지구의 적도 근처의 관측소에서 기록된 매우 드문 사건들이다.중성자처럼 중성자로 대전된 입자들이 우주의 자기장의 영향을 받지 않고 우주를 여행하기 때문에 그들이 제공하는 정보는 독특하다.상대론적 태양 중성자 사건은 1982년 [14]사건에서 처음 보고되었다.

레퍼런스

  1. ^ Simpson, J. A. (2000). "The cosmic ray nucleonic component: The invention and scientific uses of the neutron monitor". Space Science Reviews. 93 (1/2): 11–32. Bibcode:2000SSRv...93...11S. doi:10.1023/A:1026567706183.
  2. ^ "Extreme Space Weather Events". National Geophysical Data Center.
  3. ^ Usoskin, I. (2017). "Heliospheric modulation of cosmic rays during the neutron monitor era: Calibration using PAMELA data for 2006-2010". J. Geophys. Res. Space Phys. 122 (4): 3875–3887. arXiv:1705.07197. Bibcode:2017JGRA..122.3875U. doi:10.1002/2016JA023819.
  4. ^ "Oulu NM database".
  5. ^ Forbush, S. E. (1937). "On the effects in cosmic-ray intensity observed during the recent magnetic storm". Physical Review. 51 (12): 1108–1109. Bibcode:1937PhRv...51.1108F. doi:10.1103/PhysRev.51.1108.3.
  6. ^ "Extreme Space Weather Events". National Geophysical Data Center.
  7. ^ "International GLE Database".
  8. ^ Meyer, P.; Parker, E. N.; Simpson, J. A. (1956). "Solar cosmic rays of February, 1956 and their propagation through interplanetary space". Physical Review. 104 (3): 768–783. Bibcode:1956PhRv..104..768M. doi:10.1103/PhysRev.104.768.
  9. ^ "A Rare Type of Solar Storm Spotted by Satellite". June 2012.
  10. ^ Moraal, H.; Belov, A.; Clem, J. M. (2000). "Design and coordination of multi-station international neutron monitor networks". Space Science Reviews. 93 (1–2): 285–303. Bibcode:2000SSRv...93..285M. doi:10.1023/A:1026504814360.
  11. ^ Steigies, C. (2009). "NMDB: towards a global neutron monitor database". American Geophysical Union, Fall Meeting. 2009: SH51B–1280. Bibcode:2009AGUFMSH51B1280S.
  12. ^ Klein, K. L. (2010). "WWW.NMDB.EU: The real-time Neutron Monitor database". 38th COSPAR Scientific Assembly. 38: 3. Bibcode:2010cosp...38.1685K.
  13. ^ Mavromichalaki, H. (2010). "Establishing and Using the Real-Time Neutron Monitor Database (NMDB)". ASP Conference Series. 424: 75. Bibcode:2010ASPC..424...75M.
  14. ^ Chupp, E. L.; et al. (1987). "Solar neutron emissivity during the large flare on 1982 June 3". The Astrophysical Journal. 318: 913–925. Bibcode:1987ApJ...318..913C. doi:10.1086/165423.