НОВЫЙ ПОДХОД К ДЕТЕКТИРОВАНИЮ НЕЙТРОНОВ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК Э. А. Мнацаканян, Г. А. Базилевская, Э. А. Мамиджанян, С. О. Сохоян, Ю. И. Стожков Введение Нейтроны. - презентация

1 НОВЫЙ ПОДХОД К ДЕТЕКТИРОВАНИЮ НЕЙТРОНОВ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК Э. А. Мнацаканян, Г. А. Базилевская, Э. А. Мамиджанян, С. О. Сохоян, Ю. И. Стожков Введение Нейтроны от солнечных вспышек впервые были зарегистрированы во время вспышки 21-го июня 1980 г. спутником SMM. Двумя годами позже, во время вспышки 3-го июня 1982 г., солнечные нейтроны были зарегистрированы как в межпланетном пространстве, так и высокогорными нейтронными мониторами (Юнгрфрауйох, Швейцария; Ломнитский Штит, Словакия; Рим, Италия).

2 1.Мгновенная генерация нейтронов, или 2.Продолжительная генерация нейтронов Знание энергии нейтронов устраняло бы указанную неопределенность НМ – не измеряют энергию нейтронов -- не позволяют отделять нейтроны от заряженных частиц -- не позволяют определить напровление прихода нейтронов.

3 С целью получения большей информации о нейтронных событиях в начале 1990-х годов по инициативе японских ученых [Ю. Мураки и др.] была создана мировая сеть телескопов солнечных нейтронов на базе толстых сцинтилляторов.

4 1.Заряженные частицы регистрируются при помощи антисовподений 2.Энергия оценивается по энерговыделению протонов отдачи в веществе сцинтиллятора

5

6 Однако за 15 лет работы таких телескопов обнаружился ряд существенных недостатков, в том числе принципиального характера: -- низкое значение ΔN / σ по сравнению со стандартными нейтронными мониторами (НМ); --большая неопределенность при оценке энергии нейтронов, из-за невозможности определения угла падения нейтрона и малой точности определения угла вылета протона отдачи. Поэтому оценка энергии первичных нейтронов по-прежнему проводится, как и в случае НМ, по анализу временного профиля событий, т.е. по задержке нейтронных сигналов в предположении мгновенной инжекции нейтронов.

7 Для преодоления этих недостатков предлагается новый подход к детектированию нейтронов солнечных вспышек О чувствительности и минимальной регистрируемой интенсивности телескопов солнечных нейтронов Функция чувствительности детекторов солнечных нейтронов Sn (x, E,Ө 0 ) определяется через отклик детектора: N n (x, t, Ө 0 ) = I n (E, t) S n (x, E, Ө 0 )dE. При фиксированной энергии E 0 нейтронов, S n определяется через абсолютное возрастание счета ΔN: S n (x, E 0, Ө 0 ) ΔN (x, Ө 0 ) / Δt I n (E 0 ).

8 При учете влияния флуктуаций фона значимая часть приращения счета, т.е. приращения над уровнем фона ΔN r будет: ΔN r = SI n Δt – kσ, где σ = N b = I b Δt - стандартное отклонение фона; k= 1; 2; 3 - коэффициент значимости. Далее -- k= 2. Если ΔN = SI n Δt = 2σ, то I m 2σ / SΔt I m -- минимальная регистрируемая интенсивность (м.р.и.), (или порог чувствительности).

9 При ΔN >> 2σ, I m не играет существенной роли. Но при предельных потоках, т.е. когда ΔN сравнимо с 2σ, необходимость уменьшения значения I m, с целью обнаружения слабых сигналов становится актуальной. Очевидно, что ΔN и N b зависят также от величины рабочей площади детектора A так, что I m ~2I b / A; ΔN / σ ~ A / I b A = A / I b. Отсюда следуют два пути улучшения параметров телескопа, т.е. уменьшения I m и увеличения ΔN /σ: 1) путем увеличения рабочей площади детектора; 2) путем уменьшения величины фона.

10 При методе антисовпадений значительная часть фоновых частиц, особенно нейтроны и γ–кванты не режектируются и могут составлять большую долю от оставшегося фона (> 70%) в зависимости от эффективности антисовпадений (εν). Для существующих телескопов εν 0.65 – Новый детектор солнечных нейтронов Суть нового подхода заключается в том, что для достижения значительного улучшения параметров телескопа ΔN /σ и I m, помимо применения метода антисовпадений и других методов, предлагается значительно снизить уровень самого фона путем экранирования детектора нейтронов толстым слоем поглотителя по всем направлениям, за исключением небольшого телесного угла, в котором находится Солнце.

11 Схематическое изображение телескопа SUBMARINE: 1 – сцинтилляторы, 2 – антисовпадательные счетчики, 3 – ФЭУ. Глубина 20м.в.э.; диаметр трубы 3м. Оценка параметров SUBMARINE сделана на основе расчетов для телескопа SONTEL (Горнерграт, Швейцария, 3135 м.н.у.м.). Взято событие 3-го июня 1982 г., для которого оценен I n. Мы использовали E 0 = 1068 МэВ, что соответствует I n = 9, м -2 с -1.

12 Табл.1. Расчетные значения счета вторичных частиц (сч. / 10с.) для телескопа SONTEL (>40 МЭВ) [10], и соответствующие значения для глубины 20 м.в.э., телескопа SUBMARINE

13 Табл.2. Параметры телескопов SONTEL и SUBMARINE. Параметры оценены для события 3-го июня 1982 г. и для двух значений εν эффективности антисовподений.

14 Заключение 1.При фиксированном значении чувствительности S = 2, м -2 и при остальных равных условиях, телескоп SUBMARINE имеет в 6 -7 раз большее значение отношения сигнал / шум (ΔN /σ) и во столько же раз меньшее значение м.р.и. – I m, чем SONTEL; 2.Даже прототип SUBMARINE с рабочей площадью всего 1м 2 обеспечивает в 2 раза большее ΔN /σ и в 2,5 раз меньшее значение I m ; чем SONTEL с площадью 4м 2. Легко показать, что для достижения таких результатов в обычных условиях потребовалось бы увеличение рабочей площади детектора в 25 раз! 3.Высокая направленность предложенного телескопа и очень низкий уровень фона делают целесообразным значительное увеличение эффективности регистрации нейтронов εn за счет увеличения толщины сцинтилляционного детектора без опасения регистрации «боковых» фоновых частиц. Так, при толщине сцинтиллятора 1,5 м. эффективность регистрации нейтронов увеличивается от значения εn 0,2 до εn 0,5;

15 4 Острая направленность телескопа и возможность работы в следящем за Солнцем режиме обеспечивают определение направления прихода солнечных нейтронов с точностью 5 0. Это обстоятельство очень важно при восстановлении кинематики взаимодействия нейтронов с веществом детектора. Базовый образец на в/с Арагац (ЕрФИ, Армения). Как нам представляется, наиболее удобными пунктами для остальных телескопов мировой сети могут быть высокогорные озера Титикака (Боливия, Перу; 3218 м. н.у.м; глубина - 304м.; 160 S; 690 W) и Кукунор (Китай, 3200 м. н.у.м.; глубина - 38м.; 370 N; 100,50 E); а так же горы Сьерра Негра (Мексика, 4620 м. н.у.м.; 190 N; 97,30 W), Мауна Кея (Гавайи, США; 4200 м. н.у.м.; 19,80 N; 1550 W) и др.