Para qué detectar neutrones solares?

Transcripción

1 Para qué detectar neutrones solares? Los neutrones solares energéticos son producidos en la atmosfera solar durante fulguraciones intensas. Se sabe que estas erupciones emiten en un amplio espectro que va desde las ondas de radio hasta los rayos gamma y partículas energéticas, tales como electrones, protones o núcleos pesados como el He, O y Fe. Un conocimiento adecuado de los mecanismos de producción y liberación de partículas en la atmósfera solar son esenciales para comprender la capacidad que tiene la naturaleza para acelerar partículas. La aceleración en objetos astrofísicos es uno de los temas de investigación más importantes en la física contemporánea. La comunidad de investigadores en física espacial está hoy en día involucrada en un intenso debate acerca de estos temas, lo demuestran las decenas de artículos publicados cada año, además de las numerosas reuniones organizadas para discutir los diferentes aspectos en la materia. La mayoría de las emisiones solares durante una fulguración pueden ser producidas por diversos fenómenos físicos. El origen de los neutrones solares es debido a las reacciones nucleares, las cuales producen también rayos gama. Alternativamente, los rayos gama pudieran ser producidos por bremsstrahlung intensa de electrones acelerados a altas energías que bajan de la fotosfera solar. Esta emisión de rayos gama continua puede enmascarar la estructura de líneas de las reacciones nucleares las cuales generan los neutrones. En otras palabras, las líneas de rayos gamma observadas hasta ahora son producidas principalmente por iones cuyo rango de energía va de 1 a 100 MeV por nucleón. Existe evidencia de protones y núcleos pesados producidos en explosiones solares con energías superiores a algunos GeV, cien a mil veces más energéticos que los anteriores. Por lo tanto, los datos de rayos X suaves, rayos gamma y neutrones solares durante una fulguración solar intensa proporcionan claves definitivas para entender dónde y cómo el sol acelera partículas a tan altas energías. La estructura y la dinámica de los lazos magnéticos nos proporcionan información exacta del lugar y la hora de los procesos de aceleración. Los neutrones son producidos por interacciones entre iones acelerados y la atmósfera solar, principalmente por las reacciones: α-p, α-α y, a energías más altas también por colisiones p-p. Por supuesto, la observación directa de los iones acelerados podría proporcionar información sobre el mecanismo de aceleración de estos. Sin embargo, la trayectoria de los iones es modificada por el campo magnético interplanetario, durante su viaje del Sol a la Tierra son dispersados por

2 la turbulencia en el viento solar, además no todos logran escapar del Sol, pueden quedar atrapados en líneas de campo localmente cerradas en el sitio de la fulguración. Como resultado, la información disponible sobre el tiempo de producción y el espectro original de los iones que llegan cerca de la Tierra no se conserva. Las partículas neutras evitan todas estas dificultades, ellas pueden viajar directamente desde el sitio de producción a través del medio interplanetario sin perder sus propiedades originales o información del tiempo de producción, que está ligado con el tiempo de aceleración de los iones. Debido a la absorción por la atmósfera terrestre, los neutrones de baja energía (decenas de MeV) pueden ser detectados en el espacio, mientras que los neutrones de alta energía (mayores que 100MeV) pueden llegar a la superficie terrestre. La detección simultánea de neutrones solares en el espacio y en la Tierra puede proporcionar un espectro de energía amplio, que es prácticamente el mismo que el de los iones acelerados en la superficie solar. Breve historia en la detección de neutrones solares. La capacidad del Sol para producir neutrones durante una fulguración intensa fue predicha por los análisis teóricos de Bierman (1951) y Lingenfelter (1965). Los flujos esperados fueron calculados por estos autores, quienes demostraron que la evolución temporal del flujo de neutrones solares depende en gran medida del espectro de iones, los cuales producen neutrones. Estos estudios concluyeron que los neutrones solares podrían ser observados en la vecindad de la Tierra después de una gran fulguración solar. Los neutrones solares no se observaron hasta que la nave espacial Solar Maximum Mission permaneció en el espacio en la década de los 80 s. A pesar de la gran cantidad de emisiones de rayos gamma registradas por esta nave (258), solo dos eventos de neutrones solares fueron reportados (Vestrand, 1999). En la década de los 90 s se puso en operación Compton Gamma Ray Observatory en el espacio, que tenía la capacidad para detectar neutrones. En la superficie terrestre los neutrones solares fueron detectados por vez primera por un monitor de neutrones después de la fulguración del 3 de junio de 1982 (Chupp et al, 1987). Desde entonces otros eventos han sido detectados por algunos de los monitores de neutrones de la red mundial. A pesar de la estabilidad y la alta sensibilidad de los monitores de neutrones, la comunidad pronto se dio cuenta de que los monitores de neutrones no son detectores adecuados para los neutrones solares ya que tienen una respuesta lenta y no hay resolución en la

3 energía (véase, Efimov and Terekhov 1988, Debrunner et al, 1990, Shibata, 1993, 1994). Para superar las limitaciones de los monitores de neutrones, un nuevo detector de neutrones fue diseñado por el grupo de rayos cósmicos del STELAB de la Universidad de Nagoya, Japón. Un prototipo de 1 m 2 de este nuevo telescopio de neutrones solares (TNS) instalado en el monte Norikura en 1990 tuvo éxito en la detección de neutrones en una gran fulguración ocurrida el 4 de junio de 1991 (Muraki et al, 1992). El instrumento tuvo buena resolución en tiempo y energía, necesarios para determinar si los iones son acelerados abruptamente o de forma continua en las fulguraciones, como los neutrones tienen masa, las partículas de alta energía arribarán primero si se generaron dentro de un intervalo de tiempo pequeño. El SNT podría también determinar el espectro de los neutrones solares. Su fiabilidad y sensibilidad fueron probadas posteriormente (véase, Matsubara et al, 1993, Muraki et al, 1995) y el diseño original se ha mejorado al mismo tiempo que la red mundial de TNS s lenta pero certeramente se ha expandido (Flükiger et al, 1998). Diseño base del SNT El diseño del SNT consiste de centelladores plásticos de 30 o 40 cm de grosor, alojados en cajas metálicas herméticas a la luz y equipadas con fotomultiplicadores (PMT). La parte superior y los costados de las cajas de centelleo están cubiertas con detectores de anti coincidencias, para lo que se emplean contadores proporcionales (CP) o centelladores muy delgados, donde solo las partículas cargadas pueden producir luz. De esta manera se establece un veto que hace que los neutrones puedan ser distinguidos de las partículas cargadas en las señales producidas en la capa de centelladores. Discriminando la altura de los pulsos en cuatro canales diferentes (que corresponden generalmente a E > 40 MeV, 80 MeV, 120 MeV y 160 MeV) el espectro de energía de los neutrones entrantes puede ser estimado. La energía se mide en términos del número de protones producidos por las interacciones nucleares de los neutrones con los núcleos de carbono e hidrogeno en el material centellador. Debajo del arreglo, se localizan dos o cuatro capas de CPC para determinar la dirección de arribo, dos para la dirección este-oeste y otras dos para la dirección norte-sur. Los neutrones al interaccionar con el material centellador producen protones. Estos protones se propagan hacia abajo, siguiendo la dirección original de los neutrones. Los protones detectados en las capas inferiores de PRC

4 permiten determinar la dirección de arribo de los neutrones con una precisión de 15 o. Teniendo en cuenta los efectos de refracción causados por la atmósfera terrestre (Smart et al, 1995, Dorman et al, 1999, Valdés-Galicia et al, 2000) es posible determinar si los eventos registrados son de origen solar o proceden de otra fuente. Uno de los SNT, instalado en Mauna Kea, Hawái, tiene un diseño diferente. Este SNT usa cuatro capas de CP para construir el sistema de detección como se describe en Matsubara et al La eficiencia de detección de todos los tipos de TNS ha sido calibrada con un haz de neutrones acelerados y detalladas simulaciones Montecarlo que se han llevado a cabo (Tsuchiya et al, 2001). Red Internacional de Telescopios de Neutrones Solares. Para minimizar la atenuación de los neutrones solares por la atmósfera terrestre los TNS deben estar ubicados a grandes altitudes. Ubicarlos a latitudes bajas también resulta conveniente para que, sin importar la época del año, estos puedan observar al Sol por un buen número de horas y la inclinación del astro sea más uniforme; adicionalmente, a latitudes bajas la rigidez magnética para las partículas cargadas es mayor y esto facilita la identificación inequívoca de los neutrones solares. Para tener una observación ininterrumpida del sol, Es necesario ubicarlos en lugares a diferentes longitudes. Por el momento existen siete SNT instalados en montañas alrededor del mundo. La cobertura de observación del cielo es muy razonable y, si ocurre una fulguración energética, casi en cualquier momento tenemos al menos dos SNT observando el sol, los cuales pueden detectar los neutrones solares que llegan a la tierra. Hasta el día en que se escribió este documento la red internacional ha observado XXXX eventos de neutrones solares. La proyección para el ciclo solar 23 se muestra en la figura 3, junto con las expectativas en la detección de rayos X y rayos gamma. Un mapa del mundo con la ubicación de las estaciones se muestra en la figura 3. En la tabla 1 se presentan las características principales de cada SNT en la red.

5 Ubicación Tabla 1. Red Mundial de Telescopios de Neutrones Solares Profundi Longitud Latitud Área Cuentas sin dad geográfica geográfica (m 2 ) Anti (g/cm 2 ) (m 2 /min) Cuentas con Anti (m 2 /min) Gronergrat Switzerland Aragats E 46.0 N 4 33,000 12, E 44.2 N 4 23,000 15,000 Armenia Yanbajing E 30.0 N 9 34,000 8,900 Tíbet Mt. Norikura E 36.1 N 64 19,000 2,600 Japan Mauna Kea W 19.8 N 8 25,000 12,000 Hawaii Sierra Negra W 19.0 N 4 47,000 20,000 México Chacaltaya W 16.2 S 4 56,000 26,000 Bolivia

6 Referencias: Bierman, V.L., et al, Z. Naturforshch., 6ª, 47, 1951 Chupp, E.L., et al., Astrophys J., 318, 913, 1987 Debrunner et al, Proc 20 th. ICRC, 5, 129, Dorman et al, J. Geophys Res., 104, 22417, 1999 Efimov and Therekov, Geomagn. Aeronom., 28, 832, Flükiger et al, in Rayos Cósmicos, Proc. 16th Eur CR Symp, p.219, 1998 Lingenfelter, et al., J. Geophys. Res., 70, 4087, 1965 Matsubara, Y., et al, Proc. 23rd ICRC, 3, 139, 1993 Muraki, Y., et al., Astrophys. J., 400, L75, 1992 Muraki, Y., et al, Proc. 25th ICRC, 1, 53, 1995 Smart, D.F., et al, Proc. 25th ICRC, 1, 171, 1995 Shibata, S., J. Geophys. Res., 99, No. A4, 6651, 1994.