¿Para qué detectar neutrones solares?

¿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
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
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 m2 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
permiten determinar la dirección de arribo de los neutrones con una precisión de
15o. 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 1997.
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.
Ubicación
Gronergrat
Switzerland
Aragats
Tabla 1. Red Mundial de Telescopios de Neutrones Solares
Profundi
Longitud
Latitud
Área Cuentas sin
dad
geográfica
geográfica
(m2 )
Anti
(g/cm2)
(m2 /min)
Cuentas con
Anti
(m2 /min)
700
7.8°E
46.0°N
4
33,000
12,000
700
40.5°E
44.2°N
4
23,000
15,000
600
90.5°E
30.0°N
9
34,000
8,900
730
137.5°E
36.1°N
64
19,000
2,600
610
156.3°W
19.8°N
8
25,000
12,000
575
97.3°W
19.0°N
4
47,000
20,000
540
68°W
16.2°S
4
56,000
26,000
Armenia
Yanbajing
Tíbet
Mt. Norikura
Japan
Mauna Kea
Hawaii
Sierra Negra
México
Chacaltaya
Bolivia
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 20th. ICRC, 5, 129, 1990.
Dorman et al, J. Geophys Res., 104, 22417, 1999
Efimov and Therekov, Geomagn. Aeronom., 28, 832, 1988.
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.