Μελέτη και ανίχνευση των Hλιακών Nετρονίων στην επιφάνεια της Γης με Σφαιρικό Αναλογικό Ανιχνευτή

Transcript

1 ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΣΧΟΛΗ ΘΕΤΙΚΩΝ ΕΠΙΣΤΗΜΩΝ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΤΟΜΕΑΣ ΠΥΡΗΝΙΚΗΣ ΦΥΣΙΚΗΣ ΚΑΙ ΦΥΣΙΚΗΣ ΣΤΟΙΧΕΙΩΔΩΝ ΣΩΜΑΤΙΔΙΩΝ Μελέτη και ανίχνευση των Hλιακών Nετρονίων στην επιφάνεια της Γης με Σφαιρικό Αναλογικό Ανιχνευτή Πτυχιακή Εργασία Κυρατζής Δημήτριος ΑΕΜ Επιβλέπων Ηλίας Σαββίδης Καθηγητής Τμήματος Φυσικής, ΑΠΘ Θεσσαλονίκη, Μάιος 2016

2 Περίληψη Η μελέτη των μηχανισμών επιτάχυνσης και οι αλληλεπιδράσεις των φορτισμένων ενεργειακών σωματιδίων σε αστρικά περιβάλλοντα κατέχουν κυρίαρχη θέση στην ερευνητική δραστηριότητα της Αστροσωματιδιακής Φυσικής. Ιδιαίτερη σημασία δίνεται στην μελέτη του Ηλίου και την κατανόηση των μηχανισμών λειτουργίας του, καθώς οι συνέπειες της δραστηριότητάς του στην ανθρώπινη καθημερινότητα είναι άμεσες. Για τη μελέτη των μηχανισμού επιτάχυνσης των σωματιδίων σε φαινόμενα ηλιακής δραστηριότητας, όπως οι εκλάμψεις, επιλέγονται τα ηλιακά νετρόνια καθώς είναι αφόρτιστα σωματίδια και κινούνται ισότροπα διότι δεν επηρεάζονται από τα διαπλανητικά μαγνητικά πεδία. Με αυτό τον τρόπο δίνουν άμεση πληροφορία για τον τόπο παραγωγής τους και για την ενέργειά τους, όπως και για τις συνθήκες που επικρατούν στην εν λόγω περιοχή. Στην προκείμενη εργασία, μελετάται η παραγωγή των ηλιακών νετρονίων στις εκλάμψεις και η ανίχνευσή τους από τον Σφαιρικό Αναλογικό Απαριθμητή. Στην αρχή της εργασίας μελετώνται τα κύρια χαρακτηριστικά και η δομή του Ηλίου, όπως και φαινόμενα ηλιακής δραστηριότητας. Στη συνέχεια αναλύεται η παραγωγή των ηλιακών νετρονίων στις εκλάμψεις και η ανίχνευσή τους από επίγειους ανιχνευτές. Ακολουθεί η παρουσίαση του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή με ανάδειξη των κύριων χαρακτηριστικών και εφαρμογών του, με επακόλουθη μελέτη της απόδοσης του μετρητή στην ανίχνευση θερμικών και ταχέων νετρονίων με χρήση αερίων 3 He(για θερμικά νετρόνια) και 14 Ν(για θερμικά και ταχέα νετρόνια). Τέλος μελετάται η πιθανότητα ανίχνευσης των υπερταχέων ηλιακών νετρονίων με τη χρήση λεπτού στρώματος Βισμουθίου ( 209 Bi) εσωτερικά ενός Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή σε δύο διαφορετικά ατμοσφαιρικά βάθη, δηλαδή για ~700 g/cm 2 και 1000 g/cm 2, με τρείς διαφορετικές ακτίνες σφαιρικού απαριθμητή (r = 0.65m, 2.5m, 5m). Η τελική πρόταση για την ανίχνευση των Ηλιακών Νετρονίων με τη βοήθεια του προτεινόμενου απαριθμητή παρουσιάζεται στα τελικά συμπεράσματα.

3 Abstract The study of the acceleration mechanisms and the nuclear reactions of energetic particles that take place in a stellar environment, are of tremendous importance to the field of Astroparticle Physics. A comprehensive examination of the aforementioned issues should start with the Sun. The understanding of the explosive phenomena that take place in the solar atmosphere is one of the most controversial and intriguing matters that trouble the scientific community. This study aims to approach those issues by detecting specific particles emitted from eruptive solar events, such as flares. The particles of interest in that case, are the neutrons emitted from the reactions of energetic particles (proton or alpha particles) with the photosphere of the Sun. The produced solar neutron flux travels the interplanetary space unaffected by magnetic fields, thus conserving crucial information about the energy and the origin of the precedent flux. The purpose of this study is to investigate the plausibility of detecting Solar Neutrons at ground level, with the Spherical Proportional Counter (SPC). The current investigation begins with the basic structure and characteristics of the Sun. Afterwards, a number of eruptive solar phenomena are presented, in order to comprehend the basic principles of particle acceleration in solar flares. The next chapter focuses on the solar neutron production and their transit from the interplanetary space to the top of the Earth's atmosphere. Following the arrival of the neutrons, is their propagation through the Earth's atmosphere and their detection from ground level detectors. In the next chapter, a brief study of the basic characteristics and various applications of the Spherical Proportional Counter are presented. Furthermore, the output of the SPC is considered, through the detection of thermal and fast neutrons with 3 He (for thermal neutron detection) and 14 N (for thermal and fast neutron detection) gases in the large volume of the detector. The last chapter of the present work explores the possibility of detecting Solar Neutrons with an enhanced Spherical Proportional Counter. A thin, spherical layer of Bismuth (209Bi), that serves as a target, is situated inside the SPC in order to absorb the relativistic solar neutron flux which bombards the detector. The fission fragments produced from the 209 Bi(n,γ) reaction are distinguished in the large volume of the detector. Calculations are made for atmospheric depths of ~700 g/cm 2 and 1000 g/cm 2 with various detector dimensions (r = 0.65m, 2.5m, 5m). A proposed method of the Solar Neutron detection via the SPC is presented in the conclusion of the study.

4 Ευχαριστίες Θα ήθελα να ευχαριστήσω θερμά τον επιβλέποντα καθηγητή μου, κύριο Ηλία Σαββίδη, που μου έδωσε την ευκαιρία να εργαστώ πάνω σε ένα πολύ ενδιαφέρον θέμα και την οικογένειά μου, για την προσπάθεια που καταβάλλουν όλα αυτά τα χρόνια.

5 ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ Εισαγωγή... 1 Κεφάλαιο 1 : Παραγωγή Ενέργειας και Ηλιακή Δραστηριότητα 1.1 Γενικά Παραγωγή Ενέργειας στον Ήλιο Tο δυναμικό Coulomb για αλληλεπίδραση δυο πυρήνων Κορυφή Gamow Κύκλοι πρωτονίου (pp chains) Ηλιακή Δομή Ηλιακή Δραστηριότητα Στεμματικές εκπομπές μάζας (CMEs) Ηλιακές εκλάμψεις Ηλιακός Άνεμος Ο 11ετής κύκλος της Ηλιακής Δραστηριότητας.. 22 Κεφάλαιο 2 : Ηλιακά Νετρόνια : Από τις εκλάμψεις στη Γη 2.1 Ιστορική Αναδρομή Φάσμα κοσμικής ακτινοβολίας και Ηλιακά σωματίδια Επισκόπηση φαινομένου παραγωγής νετρονίων στις εκλάμψεις Αναμενόμενη παραγωγή Ηλιακών Νετρονίων από την αλληλεπίδραση ενεργειακών σωματιδίων με τη φωτόσφαιρα Αναμενόμενο φάσμα παραγόμενων Ηλιακών Νετρονίων Πιθανότητα διαφυγής παραγόμενων νετρονίων από τον Ήλιο Πιθανότητα επιβίωσης παραγόμενων νετρονίων σε απόσταση r = 1 AU από τον Ήλιο Αναμενόμενο φάσμα νετρονίων σε απόσταση r = 1 AU από τον Ήλιο Διάδοση των Ηλιακών Νετρονίων στην Γήινη Ατμόσφαιρα 39 Ένα μονοδιάστατο μοντέλο για τη διάδοση των Ηλιακών Νετρονίων στην Ατμόσφαιρα της Γης Εκτροπή λόγω σκέδασης και Αναμενόμενη γωνιακή κατανομή δευτερευόντων σωματιδίων στη ατμόσφαιρα Προσομοίωση Monte Carlo για τη διάδοση Ηλιακών Νετρονίων στην ατμόσφαιρα της Γης Αναμενόμενη ροή και γωνιακή κατανομή για άφιξη Ηλιακών Νετρονίων υπό γωνία 52

6 Κεφάλαιο 3 : Πειραματικές Διατάξεις Ανίχνευσης Ηλιακών Νετρονίων 3.1 Γενικά Ιστορική Αναδρομή Δομή και Αρχή Λειτουργίας ενός Μετρητή Νετρονίων Τηλεσκόπια Ηλιακών Νετρονίων Πρώτη ανίχνευση ηλιακών νετρονίων από μετρητές νετρονίων.. 66 Κεφάλαιο 4 : Σφαιρικός Αναλογικός Απαριθμητής (SPC) 4.1 Γενικά περί Αναλογικών Απαριθμητών Περιγραφή του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή Ηλεκτρικό πεδίο Ηλεκτροστατική του Σφαιρικού Αναλογικού Ανιχνευτή Διόρθωση του ηλεκτρικού πεδίου Πλεονεκτήματα Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή.. 78 Κεφάλαιο 5 : Πειραματικά δεδομένα και αποτελέσματα 5.1 Γενικά Πειραματική Διάταξη Αναλογικού Απαριθμητή Φάσμα θερμικών νετρονίων με αέριο 3 He Ανίχνευση θερμικών & ταχέων νετρονίων με Άζωτο (Ν 2 ) Σύγκριση με τους κοινώς χρησιμοποιούμενους μετρητές νετρονίων.. 89 Κεφάλαιο 6 : Ανίχνευση Ηλιακών Νετρονίων με χρήση 209 Bi 6.1 Γενικά Ιδιότητες και Ενεργός Διατομή του Βισμουθίου ( 209 Bi) Σφαιρικός Αναλογικός Απαριθμητής και χρήση 209 Bi Αποτελέσματα αναμενόμενων αλληλεπιδράσεων με χρήση 209 Bi Υπόβαθρο ατμοσφαιρικών νετρονίων. 100 Συμπεράσματα Βιβλιογραφία

7 ΕΙΣΑΓΩΓΗ Εισαγωγή Από την εποχή της ανακάλυψης των κοσμικών ακτινών μέχρι σήμερα, ο μηχανισμός επιτάχυνσής τους, αποτελεί ένα από τα κυριότερα πεδία έρευνας στην αστροσωματιδιακή φυσική. Το μεγαλύτερο ποσοστό της κοσμικής ακτινοβολίας αποτελούν τα πρωτόνια (86%) ενώ το υπόλοιπο μοιράζεται σε σωμάτια άλφα (11%), ελαφρούς πυρήνες (1%), ηλεκτρόνια (1%) και βαρείς πυρήνες (< 1%). Παρατηρείται ότι το μεγαλύτερο ποσοστό των κοσμικών ακτινών, δηλαδή τα πρωτόνια, είναι θετικά φορτισμένα σωματίδια, κατά συνέπεια, η κίνησή τους επηρεάζεται από τα αστρικά και πλανητικά μαγνητικά πεδία. Επομένως όταν τα σωματίδια αυτά φτάσουν στη Γή, δεν μπορεί να δοθεί ακριβής εξήγηση για την προέλευση τους όπως και για το μηχανισμό επιτάχυνσης τους, γεγονός που δυσχεραίνει την ερευνητική δραστηριότητα. Από την άλλη μεριά ουδέτερα σωματίδια όπως τα νετρόνια, τα νετρίνα και η ακτινοβολία γ, δεν επηρεάζονται από τα μαγνητικά πεδία και με αυτόν τον τρόπο διατηρούν την πληροφορία για την προέλευσή τους αλλά και τον μηχανισμό επιτάχυνσης, καθιστώντας τα, χρήσιμα εργαλεία έρευνας στην αστροσωματιδιακή φυσική. Όμως, τα νετρίνα αν και ιδανικοί υποψήφιοι, είναι πολύ δύσκολο να ανιχνευθούν λόγω της εξαιρετικά μικρής ενεργούς διατομής (10-24 barn) αλλά και για την ακτινοβολία γ, το πρόβλημα έγκειται στην πηγή προέλευσης της (δηλαδή αν προέρχεται από ιόντα ή ηλεκτρόνια). Γι' αυτόν τον λόγο, επιλέγονται τα νετρόνια ως μέσο κατανόησης του μηχανισμού επιτάχυνσης των ιόντων. Ποια είναι η φυσική σημασία των ηλιακών νετρονίων και πως σχετίζονται με την έρευνα στην αστροσωματιδιακή φυσική; Μελετώντας τον Ήλιο, τον αστέρα που βρίσκεται κοντινότερα στη Γή από κάθε άλλο αστέρα, έχει ως αποτέλεσμα οι ροές σωματιδίων και ακτινοβολιών που δημιουργούνται στην ηλιακή ατμόσφαιρα, να έχουν μέγεθος περίπου φορές μεγαλύτερο, σε σχέση με τις ροές που φτάνουν από τους κοντινότερους αστέρες. Επομένως, με τη παρατήρηση του Ηλίου, είναι δυνατόν να εξαχθούν συμπεράσματα που αφορούν τις πυρηνικές αλληλεπιδράσεις μεταξύ υψηλοενεργειακών σωματιδίων, που λαμβάνουν μέρος σε αστρικά περιβάλλοντα. Από τις εν λόγω παρατηρήσεις μπορεί να διαμορφωθεί μια παρατηρησιακή βάση πάνω στην οποία να μελετώνται μηχανισμοί επιτάχυνσης και αλληλεπιδράσεις σωματιδίων σε πιο μακρινούς αστέρες, κάτι που θα ήταν εξαιρετικά δυσχερές υπό άλλες συνθήκες. 1

8 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Κεφάλαιο 1 Παραγωγή Ενέργειας & Ηλιακή Δραστηριότητα 1.1 Γενικά Ο Ήλιος είναι ο αστέρας που δεσπόζει στο κέντρο του Ηλιακού Συστήματος και αποτελεί την πιο σημαντική πηγή ενέργειας για την ανάπτυξη ζωής στην Γη. Έχει μάζα Μ H = gr, συγκεντρώνοντας το 99,8 % της συνολικής μάζας του Ηλιακού Συστήματος. Συγκρίνοντας τον με τη Γη, έχει φορές μεγαλύτερη μάζα και 109 φορές μεγαλύτερη ακτίνα (R H = cm). Η φωτεινότητα L H του Ηλίου, δηλαδή η ισχύς της ακτινοβολίας του σε όλο το εύρος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, ισούται με L H = erg και βασίζεται στην υπόθεση ότι ο Ήλιος ακτινοβολεί ισότροπα, οπότε η ηλιακή σταθερή ισούται με τη φωτεινότητα του αστέρα διαμοιρασμένη στην επιφάνεια μιας σφαίρας με ακτίνα την αστρονομική μονάδα (Η αστρονομική μονάδα ορίζεται ως η απόσταση μεταξύ Ήλιου και Γης και είναι ίση με km, δηλαδή 1 AU = km). Γνωρίζοντας τη φωτεινότητα του Ηλίου, είναι δυνατόν να υπολογιστεί η ενεργός θερμοκρασία, με τη βοήθεια της σχέσης L H = 4 π R 2 σ Τ eff όπου L H η φωτεινότητα του Ηλίου, R η ακτίνα, σ η σταθερά Stefan- Boltzmann και T eff η ενεργός θερμοκρασία. Γνωρίζοντας τις παραπάνω ποσότητες, προκύπτει η ενεργός θερμοκρασία του Ηλίου T eff = 5800 K. Ο Ήλιος είναι ένας τυπικός αστέρας της κύριας ακολουθίας, με φασματικό τύπο G2V, ανήκει στους αστέρες του πληθυσμού Ι και έχει ηλικία περίπου 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια. Αποτελείται κυρίως από υδρογόνο ( 1 Η) σε ποσοστό περίπου 74,9 % και ήλιο ( 4 Ηe) σε ποσοστό 23,8%. Το υπόλοιπο που προκύπτει οφείλεται στην ύπαρξη βαρέων στοιχείων (μέταλλα) σε ποσοστό μικρότερο του 2%, με το οξυγόνο ( 16 Ο) να αποτελεί περίπου 1%, τον άνθρακα ( 12 C) 0,3 %, το νέον ( 20 Ne) 0,2% και το σίδηρο ( 56 Fe) 0,2%. 2

9 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ 1.2 Παραγωγή ενέργειας στον Ήλιο Το δυναμικό Coulomb για αλληλεπίδραση δυο πυρήνων Ο Ήλιος, όπως και κάθε αστέρας, είναι ένας αυτοσυντηρούμενος αντιδραστήρας σύντηξης, ο οποίος χρησιμοποιεί ως καύσιμο πρωτόνια ( 1 H), η σύντηξη των οποίων οδηγεί σε σύνθεση βαρύτερων πυρήνων και παραγωγή ενέργειας. Κάθε δευτερόλεπτο, ο Ήλιος μετατρέπει 3, πρωτόνια σε 6, kg σωματιδίων 4 Ηe. Για να πραγματοποιηθεί η εν λόγω σύντηξη θα πρέπει η θερμοκρασία να είναι άκρως υψηλή (της τάξης των εκατομμυρίων βαθμών Kelvin), καθώς οι ελαφροί πυρήνες ως θετικά φορτισμένοι, απωθούνται. Στο παρακάτω σχήμα (1.2.1), παρουσιάζεται το δυναμικό για δυο πυρήνες, συναρτήσει της απόστασης. Σχήμα : Δυναμική ενέργεια μεταξύ δυο πυρήνων συναρτήσει της αποστάσεως Όπως φαίνεται και από το παραπάνω διάγραμμα, όσο μειώνεται η απόσταση r, το απωστικό δυναμικό βαίνει προς υψηλές τιμές και σταματάει στις πολύ μικρές αποστάσεις όπου βρίσκεται το όριο των ελκτικών πυρηνικών δυνάμεων. Η σύνθεση των ηλεκτρομαγνητικών και πυρηνικών δυνάμεων οδηγεί το δυναμικό σε αρνητικές τιμές, επομένως οι δυνάμεις γίνονται ελκτικές. Με αυτόν τον τρόπο επιτυγχάνεται η σύντηξη μεταξύ δύο πυρήνων. Παρατηρείται ότι για μια οποιαδήποτε αντίδραση σύντηξη, οι πυρήνες πρέπει να είναι όσο το δυνατόν ελαφρότεροι, καθώς για βαρύτερους πυρήνες το φράγμα Coulomb φτάνει σε μεγαλύτερες τιμές γεγονός που δυσχεραίνει την αλληλεπίδρασή τους. Συν τοις άλλοις, οι θεωρητικές τιμές για τις θερμοκρασίες έναρξης μιας θερμοπυρηνικής σύντηξης δεν συμφωνούν με τις πειραματικές θερμοκρασίες σύντηξης στον Ήλιο. 3

10 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Κορυφή Gamow To φράγμα Coulomb για δύο πρωτόνια βρίσκεται σε ενέργεια E C = 550 KeV και με τη βοήθεια της σχέσης Ε = k T η θερμοκρασία προκύπτει Τ = 6, Kelvin, ενώ στο ηλιακό περιβάλλον οι θερμοκρασίες κυμαίνονται δυο τάξεις μεγέθους χαμηλότερα. Τη λύση στο πρόβλημα έδωσε ο Gamow (1928), προτείνοντας μέσω της κβαντομηχανικής την ύπαρξη μιας μικρής αλλά μετρήσιμης πιθανότητας, ώστε σωματίδια με ενέργεια μικρότερη της E C να διαπεράσουν το φράγμα Coulomb. Το φαινόμενο αυτό ονομάστηκε φαινόμενο σήραγγας. Η πιθανότητα να συμβεί το φαινόμενο σήραγγας προσεγγίζει τη μονάδα για ενέργειες κοντά στο φράγμα Coulomb ενώ μειώνεται δραστικά με τη μείωση της θερμοκρασίας, παραμένοντας όμως μετρήσιμη ακόμα και για θερμοκρασίες μικρότερες κατά δύο τάξεις μεγέθους από το φράγμα Coulomb. Σχηματικά : Σχήμα : Καμπύλη Maxwell Boltzmann (αριστερά), καμπύλη φαινομένου σήραγγας (δεξιά), κορυφή Gamow (μέση) 4

11 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Το διάγραμμα της προηγούμενης σελίδας δείχνει την πιθανότητα, συναρτήσει της ενέργειας, να συμβεί θερμοπυρηνική σύντηξη μεταξύ δύο πυρήνων. Η καμπύλη στα αριστερά είναι η κατανομή Maxwell Boltzmann, δηλαδή η ενεργειακή κατανομή που παρέχει το περιβάλλον για την πραγματοποίηση της αντίδρασης, δεξιά η καμπύλη του φαινομένου σήραγγας, δηλαδή οι ενέργειες που χρειάζονται για να πραγματοποιηθεί σύντηξη και στη μέση η κορυφή Gamow. Η εν λόγω κορυφή προκύπτει από την αλληλοεπικάλυψη των δυο καμπυλών, από την οποία εξαρτάται και η πιθανότητα ύπαρξης θερμοπυρηνικής σύντηξης. Αυτό σημαίνει ότι όσο μεγαλύτερη είναι η αλληλοεπικάλυψη μεταξύ της Maxwell Boltzmann και της καμπύλης του φαινομένου σήραγγας τόσο μεγαλύτερη είναι και η πιθανότητα να λάβει μέρος σύντηξη μεταξύ δυο πυρήνων. Επομένως, για δυο ελαφρούς πυρήνες (πρωτόνια) παρατηρείται μείωση στο φράγμα Coulomb, μετατόπιση της καμπύλης του φαινομένου σήραγγας προς τα δεξιά και συνεπακόλουθη μετατόπιση της κορυφής Gamow προς τα αριστερά, με ταυτόχρονη αύξηση του μεγέθους της. Όλα αυτά συμβάλλουν στην πραγματοποίηση θερμοπυρηνικών συντήξεων στο ηλιακό περιβάλλον, για θερμοκρασίες που συμφωνούν με τις πειραματικές παρατηρήσεις. Στην επόμενη παράγραφο, παρουσιάζονται οι αντιδράσεις παραγωγής ενέργειας που λαμβάνουν μέρος στο εσωτερικό του Ηλίου και είναι γνωστοί ως κύκλοι πρωτονίου Κύκλοι πρωτονίου (p-p chains) Σε αυτή τη παράγραφο θα αναφερθούν συνοπτικά οι κύκλοι πρωτονίου, με σκοπό την κατανόηση των μηχανισμών παραγωγής ενέργειας στο εσωτερικό του Ηλίου. Οι κύκλοι πρωτονίου αποτελούν τους σημαντικότερους μηχανισμούς παραγωγής ενέργειας στον Ήλιου και η κύρια ιδέα του εν λόγω μηχανισμού στηρίζεται στην παρακάτω αντίδραση 4p 4 He + 2e + + 2v e Και σχηματικά : Σχήμα : Υπoθετική ταυτόχρονη αλληλεπίδραση 4 πρωτονίων με σκοπό την παραγωγή 4 He και έκλυση ενέργειας 5

12 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Στην πραγματικότητα όμως, είναι σχεδόν αδύνατο να λάβει μέρος η προηγούμενη αντίδραση στο ηλιακό περιβάλλον, και συν τοις άλλοις η αρχική αλληλεπίδραση των δυο πρωτονίων που οδηγεί σε παραγωγή 2 He αποτελεί ασταθή κατάσταση και δεν μπορεί να θεωρηθεί ως βάσιμη υπόθεση για την παραγωγή ενέργειας στον Ήλιο. Το πρόβλημα λύθηκε από τον Hans Bethe (1939), ο οποίος θεώρησε ότι κατά την σκέδαση των δύο πρωτονίων, ένα εκ των δύο μετατρέπεται σε νετρόνιο με τη βοήθεια της ασθενούς αλληλεπίδρασης p + p 2 H + e + + v e η οποία μπορεί να πραγματοποιηθεί καθώς η ενέργεια σύνδεσης του πυρήνα του δευτερίου (2,224 MeV) καθιστά εξώθερμη την αντίδραση, δηλαδή βρίσκεται ενεργειακά χαμηλότερα από την αρχική κατάσταση, ενώ σε περίπτωση που το πρωτόνιο και το νετρόνιο ήταν ελεύθερα σωματίδια η αντίδραση θα ήταν ενδόθερμη. Επομένως, για τον πρώτο κύκλο πρωτονίου (ppi) πραγματοποιούνται οι εξής αντιδράσεις p + p 2 H + e + + v e η συγκεκριμένη αντίδραση εμφανίζεται δυο φορές στον κύκλο, στη συνέχεια 2 H + p 3 He + γ και αυτή η αντίδραση συμβαίνει δυο φορές στον κύκλο, τελικά παρατηρείται η αντίδραση 3 He + 3 He 4 He + 2p Η παραγόμενη ενέργεια από τον πρώτο κύκλο πρωτονίου είναι 26,73 MeV Στο παρακάτω σχήμα ( ) παρουσιάζεται ο πρώτος κύκλος πρωτονίου. Σχήμα : Ο πρώτος κύκλος πρωτονίου (ppi) 6

13 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Για το δεύτερο κύκλο πρωτονίου (ppii), παρατηρείται μια διαφοροποίηση στην τελευταία αντίδραση του πρώτου κύκλου, καθώς είναι δυνατόν να αντιδράσει ένας πυρήνας 3 He με έναν πυρήνα 4 He, αντί της αλληλεπίδρασης μεταξύ δυο πυρήνων 3 He επομένως ο συνολικός κύκλος ppii έχει ως εξής : p + p 2 H + e + + v e 2 H + p 3 He + γ 3 He + 4 He 7 Be + γ 7 Βe + e - 7 Li + ν e 7 Li + p 4 He + 4 He Η αντίδραση του πυρήνα 3 He με τον πυρήνα 4 He παρατηρείται στους κύκλους ppii και ppiii και υπερτερεί της αντίδρασης μεταξύ δύο πυρήνων 3 He η οποία είναι και η τελική αντίδραση του πρώτου κύκλου, για θερμοκρασίες μεγαλύτερες των 14 εκατομμυρίων Kelvin. Για χαμηλότερες θερμοκρασίες (λίγα εκατομμύρια Kelvin) υπερέχει η αντίδραση του πρώτου κύκλου πρωτονίου. Όσον αφορά τον τρίτο κύκλο πρωτονίου (ppiii), παρατηρείται η αλληλεπίδραση του 7 Βe με πρωτόνιο αντί της ηλεκτρονιακής αρπαγής που εμφανίστηκε στον δεύτερο κύκλο. Επομένως ο ppiii έχει ως εξής : p + p 2 H + e + + v e 2 H + p 3 He + γ 3 He + 4 He 7 Be + γ 7 Βe + p 8 B + γ 8 B 8 Be + e + + v e 8 Be 4 He + 4 He Συνοψίζοντας, για τους τρείς κύκλους πρωτονίου, η πρόσθεση κατά μέλη των επιμέρους αντιδράσεων του εκάστοτε κύκλου δίνει το παρακάτω αποτέλεσμα, το οποίο συμφωνεί με την αρχική υπόθεση περί παραγωγής ενέργειας στον Ήλιο, δηλαδή αλληλεπίδραση τεσσάρων πρωτονίων με σκοπό την παραγωγή ηλίου και την έκλυση ενέργειας. 4p 4 He + 2e + + 2v e 7

14 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Τέλος, στο επόμενο σχήμα ( ), παρατίθενται οι τρείς κύκλοι πρωτονίου με τις πιο πιθανές αλληλεπιδράσεις, καθώς και τον αντίστοιχο λόγο διακλάδωσής τους. Σχήμα : Κύριες αντιδράσεις παραγωγής ενέργειας στον Ήλιο (κύκλοι πρωτονίου) 1.3 Ηλιακή Δομή Στις προηγούμενες παραγράφους συζητήθηκαν συνοπτικά τα χαρακτηριστικά του Ηλίου και μελετήθηκαν οι τρόποι παραγωγής ενέργειας μέσω των αντιδράσεων σύντηξης που λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό του. Για μια πιο εμπεριστατωμένη εικόνα πρέπει να μελετηθούν τα στρώματα (ή ζώνες) από τα οποία αποτελείται ο Ήλιος, ώστε να δημιουργηθεί μια βάση πάνω στην οποία θα μελετηθούν τα διάφορα φαινόμενα που θα αναπτυχθούν στη συνέχεια. Οι περιοχές από τις οποίες αποτελείται ο Ήλιος είναι οι εξής: ο πυρήνας, η ζώνη ακτινοβολίας, η ζώνη μεταφοράς, η φωτόσφαιρα, η χρωμόσφαιρα και το στέμμα. Στη συνέχεια παρουσιάζεται η τομή της ηλιακής σφαίρας πάνω στη οποία παρατηρούνται οι παραπάνω περιοχές (σχήμα 1.3.1) 8

15 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Εικόνα : Απεικόνιση ηλιακής δομής Πυρήνας Στο κέντρο της ηλιακής σφαίρας δεσπόζει ο πυρήνας με διάμετρο km ή αλλιώς το 25% της ηλιακής ακτίνας. Είναι η περιοχή του Ηλίου στην οποία λαμβάνουν χώρα οι κύριες αντιδράσεις σύντηξης υδρογόνου με σκοπό την παραγωγή ενέργειας, η οποία συντηρεί τον αστέρα και αντισταθμίζει την πίεση των ανωτέρω στρωμάτων κρατώντας τον σε ισορροπία με το υπόλοιπο περιβάλλον. Οι εν λόγω αντιδράσεις ονομάζονται κύκλοι πρωτονίου και αποτελούν την κύρια πηγή παραγωγής ενέργειας στον Ήλιο. Για να μπορέσει ο πυρήνας να χρησιμοποιήσει το υδρογόνο ως καύσιμο χρειάζεται πολύ μεγάλες θερμοκρασίες της τάξεως των εκατομμυρίων βαθμών Kelvin. Αυτή η προϋπόθεση συναντάται στη θερμοκρασία των 15 εκατομμύριων Kelvin που επικρατεί σε αυτόν. Οι πιέσεις που ασκούνται σε αυτή τη περιοχή ανέρχονται σε ατμόσφαιρες, γεγονός που καθιστά τα σωματίδια πλήρως ιονισμένα και συμπιεσμένα, ασκώντας με αυτόν τον τρόπο πίεση στα υπερκείμενα στρώματα, οδηγώντας έτσι σε έκλυση τεράστιων ποσών ενέργειας. 9

16 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Ζώνη Ακτινοβολίας Η ζώνη ακτινοβολίας εμφανίζεται πάνω από τον πυρήνα περιβάλοντάς τον και αποτελεί το 60% της ηλιακής ακτίνας. Επίσης, είναι ιονισμένη και διαφανής σε ακτινοβολίες επιτρέποντας τη διάδοση ενέργειας με τη μορφή υψηλοενεργειακών φωτονίων. Οι θερμοκρασίες που επικρατούν στη ζώνη ακτινοβολίας κυμαίνονται από 1-10 εκατομμύρια βαθμούς Kelvin. Ζώνη Μεταφοράς Η ζώνη μεταφοράς περιβάλει τη ζώνη ακτινοβολίας και αποτελεί το 15% της ηλιακής ακτίνας. Στην περιοχή αυτή η θερμότητα οδηγείται προς τα εξωτερικά στρώματα με τη βοήθεια των ρευμάτων μεταφοράς, όπου απορροφάται και επανεκπέμπεται σε χαμηλότερες θερμοκρασίες. Φωτόσφαιρα Η φωτόσφαιρα βρίσκεται πάνω από τη ζώνη μεταφοράς έχοντας πάχος μόλις 500 km και αποτελεί το 0,1 % της ηλιακής ακτίνας, με θερμοκρασίες της τάξεως των 5800 Κ. Είναι η ορατή επιφάνεια που παράγει το συνεχές φάσμα του Ηλίου, και λόγω της μεγάλης πυκνότητας αυτού το στρώματος, δημιουργείται η εντύπωση μιας στερεής σφαίρας, γεγονός που δεν είναι ακριβές καθώς ο Ήλιος είναι μια σφαίρα αερίων. Σε αυτή την επιφάνεια μπορούν να παρατηρηθούν με τη βοήθεια ενός τηλεσκοπίου φαινόμενα όπως : ηλιακές κηλίδες, κόκκοι και πυρσοί. Η φωτόσφαιρα έχει κοκκώδη υφή και παρατηρείται ότι βράζει, λόγω των ρευμάτων ζεστών αερίων που ανέρχονται από τη ζώνη μεταφοράς προς τη βάση της φωτόσφαιρας. Η φωτόσφαιρα στο σύνολό της, αποτελείται από 90% υδρογόνο, 9% ήλιο και το υπόλοιπο 1% από άνθρακα, άζωτο και οξυγόνο, νέον, θείο και σίδηρο στοιχεία που αποδεικνύουν τη διάδοση ενέργειας από τα εσωτερικά στρώματα προς τα εξωτερικά. Εικόνα : Φωτόσφαιρα 10

17 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Χρωμόσφαιρα Η χρωμόσφαιρα είναι ένα λεπτό στρώμα ( km) κοκκινωπού χρώματος, το οποίο ξεκινάει αμέσως μετά το πέρας της φωτόσφαιρας. Η θερμοκρασία της περιοχής έχει εύρος από Κ. Το κοκκινωπό χρώμα οφείλεται στην εκπομπή ακτινοβολίας από τη γραμμή Ηa του ουδέτερου υδρογόνου και ο λόγος που η χρωμόσφαιρα είναι διαφανής στο φώς οφείλεται στην πυκνότητά της, η οποία είναι χίλιες φορές μικρότερη από αυτήν της φωτόσφαιρας. Η χρωμόσφαιρα μπορεί να παρατηρηθεί σε συνθήκες ολικής ηλιακής έκλειψης. Στέμμα Το ηλιακό στέμμα αποτελεί την εξωτερική ατμόσφαιρα του Ηλίου και εκτείνεται προς το μεσοπλανητικό χώρο, δίχως σταθερή μορφή. Μπορεί να παρατηρηθεί κατά τις ολικές ηλιακές εκλείψεις, μοιάζοντας με κορώνα ή στέμμα το οποία περιβάλει τον Ήλιο. Το στεμματικό φάσμα παρουσιάζει λαμπερές γραμμές εκπομπής σε μήκη κύματος που δεν συμβάδιζαν με τα γνωστά στοιχεία. Η εξήγηση που δόθηκε βασίστηκε στην υψηλή θερμοκρασία του στέμματος (πάνω από 1 εκατομμύριο βαθμούς Kelvin), η οποία οδηγεί σε απογύμνωση των πυρήνων υδρογόνου και ηλίου από τα ηλεκτρόνιά τους όπως και βαρύτερων στοιχείων π.χ άνθρακας, άζωτο και οξυγόνο. Επομένως, τα εν λόγω ιονισμένα άτομα οδήγησαν στη δημιουργία των παρατηρούμενων γραμμών εκπομπής. Εικόνα : Ηλιακό Στέμμα 11

18 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Συνοψίζοντας τα χαρακτηριστικά της ηλιακής δομής, παρατίθεται η εικόνα 1.3.4, όπου παρουσιάζονται στο σύνολό τους οι περιοχές που αναπτύχθηκαν σε αυτή την παράγραφο. 1.4 Ηλιακή Δραστηριότητα Εικόνα : Ηλιακή δομή Στεμματικές Εκπομπές Μάζας (CME) Οι Στεμματικές Εκρήξεις Μάζας ή αλλιώς CMEs είναι κινήσεις πυκνού δέσμιου στεμματικού υλικού μεγάλου εύρους και μάζας περίπου kg, οι οποίες διαδίδονται από το στέμμα προς τον μεσοπλανητικό χώρο, μέσω του ηλιακού ανέμου. Η ταχύτητα για τα περισσότερα φαινόμενα CME ανέρχεται σε 3200 km/sec, στις περιπτώσεις των πιο έντονων φαινομένων ή στα 20 km/sec για φαινόμενα που λαμβάνουν χώρα σε συνθήκες ηλιακού ελαχίστου. Το χρονικό διάστημα μέσα στο οποίο πραγματοποιείται μια στεμματική έκρηξη μάζας διαρκεί από λίγα λεπτά έως μερικές ώρες και η θερμοκρασία του εκτοξευμένου πλάσματος υπολογίζεται κοντά στο 1 εκατομμύριο Kelvin, ενώ η ενέργεια που εκλύεται μπορεί να φτάσει και τα J. Η συχνότητα εμφάνισης ενός τέτοιου φαινομένου ποικίλει από 3 φορές τη μέρα για ισχυρές CMEs (ηλιακό μέγιστο) ή 1 φορά ανά 5 μέρες για ασθενείς CMEs (ηλιακό ελάχιστο), ενώ η ανίχνευσή τους πραγματοποιείται με τη βοήθεια στεμματογράφου. 12

19 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Εικόνα : Στεμματική Εκπομπή Μάζας Η δομή μιας τυπικής CME μπορεί να έχει ένα ή και τα τρία από τα παρακάτω χαρακτηριστικά: μια κοιλότητα χαμηλής ηλεκτρονιακής πυκνότητας, έναν πυκνό πυρήνα δηλαδή μια προεξοχή που εμφανίζεται ως μια φωτεινή περιοχή στον στεμματογράφο ενσωματωμένη στην κοιλότητα και τέλος έναν φωτεινό εξωτερικό βρόχο. Οι στεμματικές εκπομπές μάζας συσχετίζονται συχνά και με την εμφάνιση διαφόρων φαινομένων ηλιακής δραστηριότητας. Ένα από αυτά τα φαινόμενα είναι οι ηλιακές εκλάμψεις που θα συζητηθούν παρακάτω και αποτελούν την κύρια πηγή ηλιακών νετρονίων τα οποία φτάνουν στη Γή. Λέγεται ότι οι στεμματικές εκπομπές μάζας και οι ηλιακές εκλάμψεις προκύπτουν από ένα κοινό γεγονός και πιστεύεται πως και τα δυο αυτά φαινόμενα πιθανόν να οφείλονται σε μιας μεγάλης κλίμακας επανασύνδεση του μαγνητικού πεδίου. Οι περισσότερες εκρήξεις προέρχονται από ενεργές περιοχές της ηλιακής επιφάνειας, όπως οι ηλιακές κηλίδες, που συνδέονται με συχνές εκλάμψεις. Σε αυτές τις περιοχές οι μαγνητικές γραμμές είναι κλειστές και το μαγνητικό πεδίο είναι ισχυρό, γεγονός που επιτρέπει την παγίδευση του θερμού πλάσματος. Οι εν λόγω μαγνητικές γραμμές πρέπει να σπάσουν ώστε να ελευθερωθεί το πλάσμα και να κινηθεί εκτός του Ηλίου. Παρατηρείται όμως ότι οι στεμματικές εκρήξεις μάζας μπορούν να λάβουν χώρα και σε ήρεμες περιοχές της επιφάνειας αν και πολλές φορές η ήρεμη περιοχή ήταν μέχρι πρόσφατα ενεργή. Σημειώνεται, ότι οι στεμματικές εκπομπές μάζας καταλαμβάνουν όλο και μεγαλύτερα ηλιογραφικά πλάτη κατά το ηλιακό μέγιστο (solar maximum), ενώ περιορίζονται σε μια ζώνη γύρω από το ηλιακό ισημερινό κατά το ηλιακό ελάχιστο (solar minimum). 13

20 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Ηλιακές Εκλάμψεις (Solar Flares) Μια έκλαμψη, ορίζεται ως η ξαφνική, ραγδαία και έντονη μεταβολή της φωτεινότητας. Οι ηλιακές εκλάμψεις δημιουργούνται στη χρωμόσφαιρα και η χρονική διάρκειά τους ποικίλει από 20 λεπτά μέχρι 3 ώρες. Το φαινόμενο των ηλιακών εκλάμψεων οφείλεται στην απότομη απελευθέρωση ενέργειας και σωματιδίων, λόγω της αστάθειας του μαγνητικού πεδίου, σε περιοχές της φωτόσφαιρας, όπως είναι η εμφάνιση π.χ ενός ζευγαριού κηλίδων. Ανάμεσα σ αυτές τις κηλίδες παρατηρούνται εκρήξεις ενέργειας και σωματιδίων που καλύπτουν το σύνολο του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, από τα ραδιοκύματα στις ακτίνες γ, με άμεση συνέπεια την απότομη αύξηση της φωτεινότητας. Μέσα από τη μελέτη του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος μιας ηλιακής έκλαμψης, προκύπτουν φασματικές γραμμές (Balmer) του υδρογόνου (Ηα), του ηλίου όπως και η διπλή γραμμή του ιονισμένου ασβεστίου. Προκειμένου να μελετηθεί το φάσμα μιας ηλιακής έκλαμψης, χρησιμοποιούνται φίλτρα που επιτρέπουν τη διέλευση ορισμένων μόνο μηκών κύματος, όπως είναι το μήκος κύματος της γραμμής του υδρογόνου. Έτσι γίνεται κατανοητό ότι είναι σχεδόν αδύνατο να παρατηρηθούν ηλιακές εκλάμψεις με γυμνό μάτι στο λευκό φως. Η επιφάνεια που καλύπτεται κατά την παραγωγή μιας ηλιακής έκλαμψης ανέρχεται σε cm 2, ενώ οι ενέργειες που εκλύονται είναι της τάξης των με erg. Στη συνέχεια θα αναλυθεί ο μηχανισμός δημιουργίας μιας τυπικής ηλιακής έκλαμψης, θα μελετηθούν κάποιες βασικές κατηγορίες εκλάμψεων και τέλος θα ταξινομηθούν συνοπτικά με βάση την ροή τους. Εικόνα : Ηλιακή Έκλαμψη 14

21 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Μηχανισμός δημιουργίας ηλιακής έκλαμψης Ο μηχανισμός δημιουργίας μιας έκλαμψης βασίζεται στο φαινόμενο της μαγνητικής επανασύνδεσης των δυναμικών γραμμών. Η μαγνητική επανασύνδεση αποτελεί φαινόμενο, κατά το οποίο μαγνητικές δυναμικές γραμμές αντίθετου προσανατολισμού, προερχόμενες από διαφορετικές περιοχές πλάσματος, σπάνε και επανασυνδέονται αλλάζοντας τη μορφή του πεδίου, αντί να εξουδετερώνονται. Στο σημείο της μαγνητικής επανασύνδεσης παρατηρείται έκλυση ενέργειας με πολύ βίαιο τρόπο. Το αποτέλεσμα αυτό προκύπτει από τη μετατροπή της ενέργειας του μαγνητικού πεδίου σε κινητική και θερμική ενέργεια του πλάσματος., γεγονός που καθιστά ικανή της επιτάχυνση σωματιδίων που βρίσκονται μέσα στο βρόχο είτε προς το εξωτερικό του ηλίου και τον διαπλανητικό χώρο ή την επιστροφή στους ενδότερους βρόχους που δημιουργούνται εκ νέου. Ένα αντίστοιχο παράδειγμα αποτελούν τα πρωτόνια, τα οποία όταν επιταχύνονται στους βρόχους, παράγουν δυο νέα ρεύματα πρωτονίων, ένα εκ των οποίων κινείται προς τα έξω, δηλαδή τον διαπλανητικό χώρο, ενώ το άλλο ρεύμα παγιδεύεται σε μικρότερο βρόχο που έχει δημιουργηθεί και με διαδοχικές αλληλεπιδράσεις παράγονται τα υπόλοιπα είδη ακτινοβολίας, μεταξύ των οποίων και τα ηλιακά νετρόνια. Επομένως, τα στάδια που παρατηρούνται σε μία ηλιακή έκλαμψη είναι τα εξής: Συγκέντρωση ενέργειας μαγνητικού πεδίου και ταυτόχρονη αύξηση της θερμοκρασίας. Με την πάροδο του χρόνου παρατηρείται μια συγκέντρωση ή καλύτερα, συσσώρευση ενέργειας του μαγνητικού πεδίου, προκαλώντας βαθμιαία αύξηση στη θερμοκρασία. Το φαινόμενο αυτό παρατηρείται λόγω της παραμόρφωσης των γραμμών του μαγνητικού πεδίου, το οποίο συμβαίνει όταν τα ηλεκτρικά ρεύματα τίθενται παράλληλα στις δυναμικές γραμμές, έχοντας άμεσο αποτέλεσμα τη δημιουργία μαγνητικού πεδίου γύρω από τις δυναμικές γραμμές. Επομένως παρατηρείται προσαύξηση του μαγνητικού πεδίου σε αυτές τις περιοχές η οποία προκύπτει από την μεταβολή της πυκνότητας σε υψηλότερες τιμές. Εικόνα : Προοδευτική ενδυνάμωση και σύσφιξη των μαγνητικών δυναμικών γραμμών και εν συνέχεια συστροφή τους στη χρωμόσφαιρα 15

22 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Βίαιη έκλυση ενέργειας μαγνητικού πεδίου που βρισκόταν συγκεντρωμένη. Από τη συνεχόμενη αύξηση της συσσωρευμένης ενέργειας του μαγνητικού πεδίου και τη συστροφή των δυναμικών γραμμών, το σύστημα καθίσταται ασταθές, γεγονός που προκαλεί μια δυναμική ανακατάταξη του μαγνητικού πεδίου η οποία εκφράζεται με την βίαιη έκλυση ενέργειας και σωματιδίων. Εικόνα : Βίαιη έκλυση ενέργειας από την μεγιστοποίηση της ενέργειας του μαγνητικού πεδίου, παρατηρείται η περιοχή μαγνητικής επανασύνδεσης Αποκατάσταση της ηλιακής ατμόσφαιρας Με το πέρας της εκτόνωσης της περίσσειας συσσωρευμένης ενέργειας, η ηλιακή ατμόσφαιρα επανέρχεται στην αρχική της κατάσταση, αν και έχει μελετηθεί πως η διάδοση του φαινομένου σε δυο διαστάσεις με την βοήθεια κυμάτων (κύματα Moreton) οδηγεί σε παραγωγή διαδοχικών εκλάμψεων (συμπαθητικές εκλάμψεις). 16

23 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Παρατήρηση των ηλιακών εκλάμψεων στις ακτίνες Χ και γ Όπως αναλύθηκε παραπάνω, οι ηλιακές εκλάμψεις εκπέμπουν ακτινοβολία που καλύπτει όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Η εν λόγω εκπομπή ακτινοβολίας οφείλεται σε θερμική εκπομπή και μη θερμική εκπομπή, που προκύπτουν από την επιτάχυνση ιόντων και ηλεκτρονίων. Σε αυτή τη παράγραφο, μελετάται η παρατήρηση των εν λόγω φαινομένων από τη μεριά των ακτινών Χ και γ, διότι οι εν λόγω υψηλοενεργειακές ακτινοβολίες παρέχουν άμεση πληροφορία για τα προϊόντα από την έκλυση ενέργειας, που δεν είναι δυνατόν να παρατηρηθούν σε άλλα μήκη κύματος, Όσον αφορά τις ακτίνες-χ, το μήκος κύματός τους κυμαίνεται μεταξύ των και 10-9 m, γεγονός που τους επιτρέπει να διαπεράσουν την ύλη (έχουν μικρότερο ή ίσο μέγεθος σε σχέση με τα άτομα), αν και ανιχνεύονται με τη βοήθεια δορυφόρων, καθώς η ατμόσφαιρα της Γης ανακλά την ακτινοβολία-χ. Οι ακτίνες-χ στην περιοχή των εκλάμψεων προκύπτουν από τις αλληλεπιδράσεις των υψηλοενεργειακών ηλεκτρονίων που ενεργοποιούνται σε μια έκλαμψη, ενώ διακρίνονται σε μαλακές και σκληρές με τις διαφορές τους να εντοπίζονται στην ενέργεια και τη διαπεραστική ικανότητα. Μαλακές ακτίνες-χ Η εκπομπή μαλακών ακτίνων Χ συνοδεύει το φαινόμενο των ηλιακών εκλάμψεων με χρονική καθυστέρηση λίγων λεπτών από την κύρια εκπομπή. Ακόμα, στις ηλιακές εκλάμψεις παρατηρείται αύξηση της θερμοκρασίας στην περιοχή των μαγνητικών βάσεων (footpoints), με επακόλουθη θερμική εκπομπή του βρόχου. Όσον αφορά τις μαγνητικές βάσεις, αυξάνεται η φωτεινότητάς τους, λόγω της αύξησης θερμοκρασίας, γεγονός που γίνεται αντιληπτό στα παρατηρούμενα μήκη κύματος της χρωμόσφαιρας. Οι μαγνητικοί βρόχοι γίνονται αντιληπτοί από την καταγραφή των μαλακών ακτίνων-χ, λόγω της πολύ υψηλής τους θερμοκρασίας (10 7 Κ), οδηγώντας έτσι σε έκλυση ενέργειας. Συμπερασματικά, η θερμοκρασία σχηματισμού των βρόγχων στις μαλακές ακτίνες-χ είναι 10 φορές μεγαλύτερη από αντίστοιχα φαινόμενα που λαμβάνουν χώρα στο στέμμα, το οποίο σημαίνει ότι οι παρατηρούμενες εκλάμψεις στις μαλακές ακτίνες-χ έχουν σχεδόν ίση θερμοκρασία με το πυρήνα του Ήλιου. Αυτές οι θερμοκρασίες εξηγούνται αν ληφθεί υπόψη η ακτινοβολία που εκλύεται κατά την επιτάχυνση των ηλεκτρονίων σε πολύ υψηλές ταχύτητες, δηλαδή ακτινοβολία πέδησης ή ακτινοβολία Bremsstrahlung. Στην παρακάτω εικόνα ( ) παρουσιάζεται μια ηλιακή έκλαμψη και οι πηγές μαλακών και σκληρών ακτίνων-χ, στο εν λόγω φαινόμενο. 17

24 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Εικόνα : Ηλιακή έκλαμψη (αριστερά) και πηγές μαλακών και σκληρών ακτίνων-χ (δεξιά) Σκληρές ακτίνες-χ Όπως διακρίνεται στο παραπάνω σχήμα, οι σκληρές ακτίνες-χ παρατηρούνται κοντά στους βρόχους, αλλά και στην περιοχή των μαγνητικών βάσεων (footprints). Οι σκληρές ακτίνες-χ δημιουργούνται από τη μη θερμική εκπομπή επιταχυνόμενων ηλεκτρονίων τα οποία βρίσκονται μπλεγμένα βαθιά στη χρωμόσφαιρα (εκπομπή γραμμής υδρογόνου Ηα) και χαμηλά στο στέμμα,. Στους μαγνητικούς βρόχους, τα ηλεκτρόνια κινούνται παγιδευμένα εκπέμποντας ακτινοβολία σύγχροτρον, που ανιχνεύεται στα αντίστοιχα μήκη κύματος, ενώ στην περιοχή των μαγνητικών βάσεων, η ακτινοβολία που εκπέμπεται (ακτινοβολία Bremsstrahlung) οφείλεται στη συσσώρευση σχετικιστικών ηλεκτρονίων. Παρατήρηση εκλάμψεων στις ακτίνες-γ Το πιο ενεργειακό είδος ακτινοβολίας που έχει ανιχνευθεί σε έκλαμψη αποτελούν οι ακτίνες-γ. Η παραγωγή τους οφείλεται στην επιτάχυνση πρωτονίων και βαρύτερων ιόντων σε υψηλές ταχύτητες, κινούμενα προς το εσωτερικό του Ηλίου. Έτσι αλληλεπιδρούν με τους βαρύτερους πυρήνες της κατώτερη ηλιακής ατμόσφαιρας μέσω θρυμματισμού (spallation), οδηγώντας σε έκλυση ακτινοβολίας-γ η οποία εκπέμπεται στο ύψος της χρωμόσφαιρας (μη θερμική εκπομπή), ενώ η ενέργεια που απελευθερώνεται μπορεί να φτάσεις έως και τα χαμηλά στρώματα της φωτόσφαιρας. Το ενεργειακό εύρος για την ακτινοβολία-γ κυμαίνεται από MeV, δηλαδή 10 με 100 φορές πιο ενεργειακή από τις μαλακές και τις σκληρές ακτίνες-χ. 18

25 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Εικόνα : Ηλιακή έκλαμψη παρατηρούμενη στις ακτίνες-γ Κατηγορίες Ηλιακών Εκλάμψεων Για να μελετηθεί το φαινόμενο των εκλάμψεων, είναι αναγκαίος ο διαχωρισμός τους σε κατηγορίες. Αυτές είναι οι εξής : Εκρηκτικές εκλάμψεις (eruptive flares) Μη-εκρηκτικές εκλάμψεις (non-eruptive flares) Αυθόρμητες εκλάμψεις (impulsive flares) Εκλάμψεις με 2 φωτεινές λωρίδες στη γραμμή εκπομπής του υδρογόνου (Ηα) Εκλάμψεις μεγάλης διάρκειας (LDE flares) Μικροεκλάμψεις (microflares) Νανοεκλάμψεις (nanoflares) Εκλάμψεις σε ένα βρόχο (simple loop flares) Εκλάμψεις πολύ μεγάλων αψίδων (giant arcade flares) Ταξινόμηση Ηλιακών Εκλάμψεων Οι ηλιακές εκλάμψεις ταξινομούνται ανάλογα με τη μέγιστη ροή τους (Watt/m 2 ) από 100 έως 800 picometer ακτίνων-χ κοντά στη Γη (Συμφωνα με τους δορυφόρους GOES). Οι κατηγορίες είναι οι εξής: A, B, C, M, X. Κάθε κατηγορία έχει μέγιστη ροή 10 φορές μεγαλύτερη από την προηγούμενη, ενώ οι πιο ισχυρές εκλάμψεις Μ και Χ, είναι συνυφασμένες με ποικίλες διαταραχές στο διαπλανητικό περιβάλλον. Στον επόμενο πίνακα, (ΠΙΝΑΚΑΣ Ι) παρουσιάζονται οι εκάστοτε κατηγορίες εκλάμψεων με τις αντίστοιχες ροές. 19

26 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ ΠΙΝΑΚΑΣ Ι Κατηγορία A B C M X Μέγιστη ροή στα picometer (Watt/m 2 ) < > Ηλιακός Άνεμος (Solar Wind) Ο ηλιακός άνεμος αποτελεί ροή αερίων από τον Ήλιο προς το διαπλανητικό χώρο, μεταφέροντας φορτισμένα σωματίδια όπως πρωτόνια, ηλεκτρόνια και βαρύτερους πυρήνες, κινούμενος ως υπερηχητικό ρευστό με ταχύτητες από km/sec μέχρι km/sec για τα εξόχως έντονα φαινόμενα της ηλιακής δραστηριότητας. Ο ηλιακός άνεμος προκύπτει κυρίως από φαινόμενα ηλιακής δραστηριότητας, όπως ηλιακές εκλάμψεις και στεμματικές εκπομπές μάζας, έχει θερμοκρασία που κυμαίνεται από μερικές χιλιάδες βαθμούς Kelvin μέχρι 2 εκατομμύρια βαθμούς Kelvin ενώ τα ποσοστά των σωματιδίων που τον αποτελούν, ανέρχονται σε 95% πρωτόνια, σχεδόν 5% σωμάτια άλφα, καθώς και ένα πολύ μικρό ποσοστό βαρύτερων στοιχείων. Η μέση πυκνότητα του ηλιακού ανέμου είναι περίπου 10 σωματίδια/cm 3 στην απόσταση της γήινης τροχιάς, ενώ η απομάκρυνση του ηλιακού ανέμου από τον Ήλιο είναι ανάλογη του αντίστροφου τετραγώνου της απόστασης. Σημειώνεται ότι τα σωματίδια του ηλιακού ανέμου είναι άκρως ιονισμένα, καθώς και τα ηλεκτρομαγνητικά πεδία που επικρατούν σ αυτόν διατηρούνται αναλλοίωτα μέχρι τα όρια επέκτασής του (η εν λόγω περιοχή ονομάζεται ηλιόπαυση και θεωρείται ότι αποτελεί τα σύνορα του ηλιακού συστήματος), σχηματίζοντας έτσι το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο. Κατά την κίνηση του ηλιακού ανέμου παρατηρείται η πρόσκρουση των άκρως ενεργειακών και ιονισμένων σωματιδίων του στις μαγνητόσφαιρες των πλανητών, έχοντας ως αποτέλεσμα την αλλοίωσή τους. Η μαγνητόσφαιρα της Γης, αναχαιτίζει τον βομβαρδισμό των ενεργειακών σωματιδίων του ηλιακού ανέμου, γεγονός που προκαλεί κάμψη των δυναμικών γραμμών του μαγνητικού πεδίου της Γης, με αποτέλεσμα τον περιορισμό και την παραμόρφωσή του. 20

27 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Κάποια σωματίδια κατορθώνουν να εισέλθουν στο εσωτερικό της μαγνητόσφαιρας, με άμεση συνέπεια την παγίδευσή τους στις μαγνητικές δυναμικές γραμμές της. Στη συνέχεια κινούνται ελικοειδώς κατά μήκος των δυναμικών γραμμών οι οποίες ξεκινούν και καταλήγουν στους πόλους. Έτσι όταν τα ταχέα φορτισμένα σωματίδια φτάσουν στην γήινη ατμόσφαιρα (εισέρχονται από τους πόλους), αλληλεπιδρούν με τα στοιχεία της (άζωτο, οξυγόνο, ευγενή αέρια) δημιουργώντας φαινόμενα φθορισμού με εκπομπή ακτινοβολίας στο σύνολο σχεδόν του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Με αυτόν τον τρόπο μπορεί να παρατηρηθεί το φαινόμενο του Σέλαος το οποίο σχηματίζεται στην ιονόσφαιρα. Από τις εν λόγω ιονοσφαιρικές διαταραχές επηρεάζεται η εύρυθμη λειτουργία των συσκευών, όπως, τα ραντάρ, οι δορυφόροι, τα συστήματα GPS, τα αεροσκάφη αλλά και η υγεία των ανθρώπων. Εικόνα : Ηλιακός άνεμος και παραμόρφωση της γήινης μαγνητόσφαιρας 21

28 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ 1.6 Ο 11-ετής κύκλος της Ηλιακής Δραστηριότητας Ο ενδεκαετής κύκλος του Ηλίου ονομάζεται η ισότροπη διακύμανση της ηλιακής δραστηριότητας σε περίοδο περίπου 11,6 χρόνων. Μέσα σε αυτό το χρονικό διάστημα, η ηλιακή δραστηριότητα παρουσιάζει μέγιστο και ελάχιστο, επηρεάζοντας σημαντικά τη διαμόρφωση της κοσμικής ακτινοβολίας. Αρχικά ο Forbush (1958) έδειξε ότι υπάρχει μια αντισυσχέτιση μεταξύ της κοσμικής ακτινοβολίας με την ηλιακή δραστηριότητα, αν θεωρηθούν οι ηλιακές κηλίδες ως μέτρο διακύμανσης της ηλιακής δραστηριότητας. Η εν λόγω αντίθεση μεταξύ της κοσμικής ακτινοβολίας και της ηλιακής δραστηριότητας οφείλεται στην αδιαπερατότητα των μαγνητικών πεδίων της ηλιόσφαιρας σε διαστήματα υψηλής ηλιακής δραστηριότητας, γεγονός που δυσχεραίνει τη μεταφορά των κοσμικών ακτίνων στη Γη, καθώς το μαγνητικό πεδίο που δημιουργείται από τα ηλιακά φαινόμενα είναι ισχυρότερο. Στη συνέχεια παρουσιάζεται ο (σχεδόν) ενδεκαετής κύκλος της ηλιακής δραστηριότητας( ), όπου γίνονται αντιληπτά τα ηλιακά ελάχιστα και το ηλιακό μέγιστο. Εικόνα : Ενδεκαετής διακύμανση της ηλιακής δραστηριότητας με τη παρατήρηση του ηλιακού ελαχίστου (1996,2006) και του ηλιακού μεγίστου (2006) 22

29 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑΣ ΚΑΙ ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ Η πυκνότητα των κοσμικών ακτίνων στο ηλιακό σύστημα εξαρτάται από την κίνηση του ηλιακού ανέμου, ο οποίος κατά τα χρονικά διαστήματα της έντονης ηλιακής δραστηριότητας ελαττώνει σταδιακά τη ροή των κοσμικών ακτίνων οι οποίες διαχέονται στο εσωτερικό του ηλιακού συστήματος. Επομένως, η διάχυση των κοσμικών ακτίνων συναντά την κίνηση του έντονου ηλιακού ανέμου προς τα εξωτερικά τμήματα, γεγονός που εξηγεί την αντισυσχέτιση μεταξύ κοσμικής ακτινοβολίας και ηλιακής δραστηριότητας. Όπως ειπώθηκε πιο πάνω, μέτρο της αντισυσχέτισης μεταξύ ηλιακής δραστηριότητας και κοσμικής ακτινοβολίας αποτελεί ο αριθμός των ηλιακές κηλίδων. Σύμφωνα με ερευνητές, παρατηρείται μια διαφορετική συμπεριφορά μεταξύ άρτιων και περιττών ηλιακών κύκλων, η οποία εκφράζεται μέσω της αντιστροφής της πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου, σε συνθήκες ηλιακού μεγίστου, καταδεικνύοντας με αυτό τον τρόπο την ύπαρξη μιας 22-ετούς περιοδικότητας στην ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας σε σχέση με την ήδη γνωστή 11-ετή διακύμανση. Στην εικόνα που παρατίθεται στη συνέχεια (εικόνα 1.6.2) γίνεται ανάλυση της διακύμανσης που εμφανίζει η ηλιακή δραστηριότητα (όσον αφορά τις ηλιακές κηλίδες) σε σχέση με τις αντίστοιχες μεταβολές που επιφέρει στην ανιχνεύσιμη κοσμική ακτινοβολία, στις ίδιες χρονικές στιγμές. Εικόνα : 11-ετής διακύμανση της ηλιακής δραστηριότητας(αριθμός ηλιακών κηλίδων) σε σχέση με την ανιχνεύσιμη ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας 23

30 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Κεφάλαιο 2 Ηλιακά Νετρόνια : Από τις εκλάμψεις στη Γη 2.1 Ιστορική Αναδρομή Κατά τη δεκαετία του 1940, υπήρξαν δυο σημαντικά γεγονότα, στον τομέα της κοσμικής ακτινοβολίας, που ανάγκασαν τους ερευνητές να θεωρήσουν τον Ήλιο ως μια ισχυρή πηγή υψηλοενεργειακών σωματιδίων. Ένα εξ αυτών, αποτελούσε την ημερήσια διακύμανση της ηλιακής δραστηριότητας, με το μέγιστό τους να ανιχνεύεται κοντά στις μεσημεριανές ώρες, γεγονός που αποτέλεσε την πειραματική βάση, της προέλευσης των κοσμικών ακτίνων από τον Ήλιο (ή εσωτερικά του ηλιακού συστήματος). Το δεύτερο γεγονός παρατηρήθηκε μέσα από τις ροές υψηλοενεργειακών σωματιδίων, οι οποίες προήλθαν από έναν αριθμό ηλιακών εκλάμψεων. Το πρώτο φαινόμενο μελετήθηκε ενδελεχώς από τον Dorman (Μ1957), ο οποίος κατάφερε να μελετήσει την ενεργειακή διαφορά που προκλήθηκε στις τροχιές των σωματιδίων λόγω της ημερήσιας διακύμανσης της ηλιακής δραστηριότητας και του γεωμαγνητικού πεδίου, υπολογίζοντας ακόμα, την πραγματική κατεύθυνση της ηλιακής ακτινοβολίας, συναρτήσει της μαγνητόσφαιρας της Γης. Στη συνέχεια αποδείχθηκε ότι ο Ήλιος δεν αποτελεί μια συνεχή πηγή κοσμικής ακτινοβολίας, όπως υποτέθηκε στις ανωτέρω θεωρίες, αλλά μπορούν να ανιχνεύονται σωματίδια και από γαλαξιακές πηγές. Όσον αφορά το δεύτερο φαινόμενο, δηλαδή την παραγωγή υψηλοενεργειακών σωματιδίων κατά τις ηλιακές εκλάμψεις, οδήγησε στο σημαντικό συμπέρασμα, ότι στην ηλιακή ατμόσφαιρα, λαμβάνουν χώρα πολλά είδη πυρηνικών αλληλεπιδράσεων, από τις οποίες παράγονται και δευτερεύοντα σωματίδια. Στα δευτερεύοντα σωματίδια, συμπεριλαμβάνονται τα νετρόνια, όπως προτάθηκε αρχικά από τους Biermann et al. (1951) και η ακτινοβολία γ (από διάσπαση πιονίων π 0 και από έκλυση ακτινοβολίας πέδησης από ρελατιβιστικά ηλεκτρόνια). Οι Biermann et al. ήταν οι πρώτοι που πρότειναν ότι τα υψηλοενεργειακά πρωτόνια των ηλιακών εκλάμψεων μπορούν να παράγουν μέσω αλληλεπιδράσεων με τη φωτόσφαιρα, δευτερεύοντα σωματίδια όπως νετρόνια. Υπολογισμοί και μετρήσεις με τη βοήθεια των μοντέλων για τις ηλιακές εκλάμψεις και τις ενεργές διατομές των σωματιδίων έδειξαν ότι μια μετρήσιμη ροή νετρονίων μπορεί να φτάσει έως τη Γη. Οι μετρήσεις αυτές πραγματοποιήθηκαν από τον Hess (1962), χωρίς κάποιο πειραματικό αποτέλεσμα στα μετέπειτα χρόνια (Lockwood 1973, Moon 1976). Η πρώτη ανίχνευση ηλιακών νετρονίων σε απόσταση 1 AU, παρατηρήθηκε με το Φασματόμετρο Ακτίνων γ (GRS) στο δορυφόρο Solar Maximum Mission (SMM) από τους Chupp et al (1982), ακολουθούμενη από μια έντονη και παρορμητική ηλιακή έκλαμψη, σηματοδοτώντας την αρχή στις πειραματικές ανιχνεύσεις σωματιδίων από εκρηκτικά ηλιακά φαινόμενα 24

31 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Εικόνα : Ο δορυφόρος SMM (Solar Maximum Mission) 2.2 Φάσμα κοσμικής ακτινοβολίας και Ηλιακά σωματίδια Για να μελετηθούν τα ηλιακά νετρόνια που προέρχονται από τις ηλιακές εκλάμψεις, θα πρέπει αρχικά να παρατηρηθεί η συνολική εικόνα του φάσματος της κοσμικής ακτινοβολίας. Το εν λόγω φάσμα ακολουθεί εκθετική σχέση της μορφής Φ(Ε) de = K E α de Όπου Φ(Ε) είναι η ροή σωματιδίων ενέργειας Ε, K είναι μια σταθερά με διαστάσεις ροής σωματιδίων και α, ο αρνητικός εκθέτης (το φάσμα παρουσιάζεται σε λογαριθμικό διάγραμμα) με τιμές που εξαρτώνται από την περιοχή ενεργειών. Τα κύρια χαρακτηριστικά του φάσματος της κοσμικής ακτινοβολίας (Σχήμα 2.2.1) έχουν ως εξής: 1. Μέχρι την ενέργεια των 10 GeV, η κλίση είναι μικρή και η κύρια συνεισφορά προέρχεται από τα σωματίδια της ηλιακής δραστηριότητας. Το φάσμα διαμορφώνεται από τον ηλιακό άνεμο, ο οποίος εμποδίζει κοσμικά σωματίδια χαμηλής ενέργειας, κατά την είσοδό τους στο ηλιακό σύστημα. Γι αυτό το λόγο, έχει παρατηρηθεί αντισυσχέτιση μεταξύ της 11-ετούς ηλιακής δραστηριότητας και της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας κάτω από τα 10 GeV, όπως αναφέρθηκε στο προηγούμενο κεφάλαιο. Η ανίχνευση ηλιακά σωματιδίων με ενέργειες στην περιοχή των kev οφείλεται κυρίως σε φαινόμενα όπως στεμματικές εκπομπές μάζας, ενώ οι μεγαλύτερες παρατηρούμενες ενέργειες οφείλονται στις ηλιακές εκλάμψεις ενέργειες σωματιδίων που φτάνουν τα 10 GeV. 25

32 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Η ενεργειακή περιοχή του φάσματος της κοσμικής ακτινοβολίας που οφείλεται στην ηλιακή δραστηριότητα και ειδικότερα στις ηλιακές εκλάμψεις αποτελεί το κύριο αντικείμενο μελέτης αυτής της εργασίας, ενώ παρατίθενται και υπόλοιπες περιοχές για λόγους πληρότητας. Σχήμα : Το ενεργειακό φάσμα της κοσμικής ακτινοβολίας, όπου στον άξονα y τίθεται η ροή των σωματιδίων ενώ στον άξονα x, η ενέργειά τους. Η περιοχή ενδιαφέροντος εντοπίζεται σε ενέργεια μέχρι 10 GeV για τα σωματίδια της ηλιακής δραστηριότητας. 2. Μετά τα 10 GeV η κλίση παίρνει τιμή α = και παραμένει αναλλοίωτη μέχρι τα ev, όπου κατανέμεται ο κύριος όγκος της κοσμικής ακτινοβολίας 3. Η κλίση γίνεται πιο απότομη μετά τα ev (α = -3), το σημείο αλλαγής της κλίσης, δηλαδή τα 5 PeV, ονομάζεται γόνατο (knee) 4. Μετά τα 5 PeV, η κλίση παραμένει σταθερή (α = -3) μέχρι την ενέργεια των ev, όπου μεταβάλλεται σε α = Το σημείο αλλαγής της κλίσης λέγεται αστράγαλος (ankle).(πριν τον αστράγαλο δημιουργείται στην ενέργεια των ev γόνατο με αυξημένη κλίση) 5. Τέλος, η περιοχή μετά τον αστράγαλο χαρακτηρίζεται ως περιοχή των Υπερυψηλής Ενέργειας Κοσμικών Ακτίνων (UHECR), με ροή σωματιδίων 1 ανά km 2 ανά χρόνο. 26

33 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.3 Επισκόπηση του φαινομένου παραγωγής νετρονίων στις εκλάμψεις Όπως αναλύθηκε στο προηγούμενο κεφάλαιο, κατά το φαινόμενο της μαγνητικής επανασύνδεσης, σύμφωνα με το οποίο μαγνητικές δυναμικές γραμμές αντίθετου προσανατολισμού, προερχόμενες από διαφορετικές περιοχές πλάσματος, σπάνε και επανασυνδέονται αλλάζοντας τη μορφή του πεδίου. Στο σημείο της μαγνητικής επανασύνδεσης παρατηρείται έκλυση ενέργειας με πολύ βίαιο τρόπο. Το αποτέλεσμα αυτό προκύπτει από τη μετατροπή της ενέργειας του μαγνητικού πεδίου σε κινητική και θερμική ενέργεια του πλάσματος., γεγονός που καθιστά ικανή την επιτάχυνση σωματιδίων που βρίσκονται μέσα στο βρόχο είτε προς το εξωτερικό του ηλίου και τον διαπλανητικό χώρο ή την επιστροφή στους ενδότερους βρόχους που δημιουργούνται εκ νέου. Σημαντικό παράδειγμα αποτελούν τα πρωτόνια, τα οποία όταν επιταχύνονται στους βρόχους, παράγουν δυο νέα ρεύματα πρωτονίων, ένα εκ των οποίων κινείται προς τα έξω, δηλαδή τον διαπλανητικό χώρο, ενώ το άλλο ρεύμα παγιδεύεται σε μικρότερο βρόχο που έχει δημιουργηθεί και με διαδοχικές αλληλεπιδράσεις παράγονται τα υπόλοιπα είδη ακτινοβολίας, μεταξύ των οποίων και τα ηλιακά νετρόνια, τα οποία μελετώνται στην προκείμενη εργασία. Στην εικόνα που παρατίθεται στη συνέχεια(εικόνα 2.3.1), παρατηρούνται οι αλληλεπιδράσεις των ενεργειακών πρωτονίων που επιταχύνονται κατά την μαγνητική επανασύνδεση των δυναμικών γραμμών. Τα επιταχυνόμενα πρωτόνια αλληλεπιδρούν με τους πυρήνες της φωτόσφαιρας οι οποίοι αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο, ήλιο και βαρύτερους πυρήνες, όπως άνθρακας, οξυγόνο, άζωτο, νέον, θείο και σίδηρο με αποτέλεσμα την παραγωγή ηλιακών νετρονίων και ακτινοβολίας γ. Οι εν λόγω αντιδράσεις λαμβάνουν χώρα στη περιοχή των μαγνητικών βάσεων (footpoints). Εικόνα : Παραγωγή ηλιακών νετρονίων κατά την αλληλεπίδραση ενεργειακών πρωτονίων με τη φωτόσφαιρα 27

34 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.4 Αναμενόμενη παραγωγή Ηλιακών Νετρονίων από την αλληλεπίδραση ενεργειακών σωματιδίων με τη φωτόσφαιρα Σε μελέτες που δημοσιεύθηκαν το 1963(a,b), ο Hess υπέθεσε ότι τα φορτισμένα σωματίδια που επιταχύνονται στις περιοχές των ηλιακών εκλάμψεων, διαφεύγουν από αυτές κινούμενα ισότροπα. Μετά από δύο χρόνια ο Lingenfelter (1965a), βασίστηκε πάνω στο εν λόγω μοντέλο, προβλέποντας μια επιπρόσθετη παραγωγή νετρονίων από ενεργειακά σωματίδια τα οποία παρέμεναν εγκλωβισμένα στους μαγνητικούς βρόχους και αλληλεπιδρούσαν με τους πυρήνες της φωτόσφαιρας. Με τη βοήθεια προσομοιώσεων Monte Carlo, προσπάθησε να προσδιορίσει την ένταση και το φάσμα των νετρονίων που διαφεύγουν στον διαπλανητικό χώρο. Σύμφωνα με τον ίδιο, ο αριθμός των νετρονίων στο διάστημα από ενέργειες E 0 μέχρι E 0 + de 0, που παράγεται στην φωτόσφαιρα από πρωτόνια ή σωματίδια α που επιταχύνθηκαν στους μαγνητικούς βρόχους των ηλιακών εκλάμψεων θα είναι : (2.1) όπου ο όρος Ι p,a είναι ο αριθμός των πρωτονίων ή σωματιδίων που προσπίπτουν στη φωτόσφαιρα με ενέργεια Ε p,a. Το άθροισμα για k όρους, περιλαμβάνει όλες τις αλληλεπιδράσεις των πρωτονίων/σωματιδίων α με τους πυρήνες της φωτόσφαιρας, ενώ το άθροισμα για i όρους περιλαμβάνει τον αριθμό των αλληλεπιδράσεων (έστω για i = 1 η πρώτη αντίδραση, για i = 2 η δεύτερη,κλπ) μεταξύ πρωτονίων/σωματιδίων α και των σωματιδίων της φωτόσφαιρας. Οι υπολογισμοί του Lingenfelter έδειξαν ότι για πρωτόνια με ενέργεια μικρότερη του 1 GeV ισχύει η αντίδραση για i =1, ενώ οι υπόλοιποι όροι δηλαδή για i > 1 συνεισφέρουν μόνο το 10 % της συνολικής νετρονιακής παραγωγής από αλληλεπιδράσεις πρωτονίων ενέργειας 1 GeV. Επίσης για πρωτόνια ενέργειας 2 GeV οι όροι i > 1 συνεισφέρουν κατά 40 % ενώ για ενέργειες πρωτονίων που αγγίζουν τα 4 GeV η συνεισφορά των υπόλοιπων όρων, για την παραγωγή νετρονίων φτάνει το 60 %. Οι αναλογίες των σωματιδίων της φωτόσφαιρας(goldberg et al. 1960) έχουν ως εξής: H Υδρογόνο, σχετική αναλογία 1,0 He Ήλιο, σχετική αναλογία 0.1 C Άνθρακας, σχετική αναλογία 0,00053 Ν Άζωτο, σχετική αναλογία 0,0001 Ο Οξυγόνο, σχετική αναλογία 0,00092 Ne Νέον, σχετική αναλογία 0,

35 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Οι αλληλεπιδράσεις που μπορούν να συμβούν στη φωτόσφαιρα από πρόσπτωση ενεργειακών πρωτονίων ή σωματιδίων α, μαζί με το ενεργειακό κατώφλι της αντίδρασης, σύμφωνα με Lingenfelter et al. (1965) είναι οι εξής : ΠΙΝΑΚΑΣ ΙΙ Αντίδραση προσπιπτόντων πρωτονίων Ενεργειακό κατώφλι, Ε tk (MeV) p + 4 He p + n + 3 He 25.7 p + 4 He p + p + n + 2 He 32.6 p + 4 He p + p + n + n + 1 H 35.4 p + 4 He p + n + π + 1 H p + 4 He p + n + n + π + 1 H p + 1 H n + π H p + 1 H n + π + + π + 1 H p + 12 C n + 12 N 19.8 p + 14 N n + 14 O 6.3 p + 16 Ο p + n + 15 O 16.5 p + 20 Ne p + n + 19 Ne 17.7 ΠΙΝΑΚΑΣ ΙΙI Αντίδραση προσπιπτόντων σωματιδίων α Ενεργειακό κατώφλι, Ε tk (MeV) α + 1 H p + n + 3 He 102,8 α + 1 H p + p + n + 2 H 130,3 α + 1 H p + p + n + n + 1 H 141,5 α + 4 He n + 7 Be 38,8 α + 4 He α + n + 3 He 41,1 α + 4 He p + n + 6 Li 49,2 Στην εξίσωση της προηγούμενης σελίδας (σελ. 28), η συνάρτηση Μ k (Ε p, a, E ni ) αποτελεί τον αριθμό των νετρονίων που παράγονται στην i-οστή αντίδραση, που έχει τύπο k, για πρωτόνια ή σωματίδια α με ενέργεια πρόσπτωσης E p,a και ισούται με : (2.2) Όπου το κάτω όριο του ολοκληρώματος, E tk, αποτελεί τον ενεργειακό κατώφλι για την k-οστή αντίδραση. Στη συνέχεια, ο όρος E p,a, ισούται με : 29

36 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ (2.3) και αποτελεί την ενέργεια των πρωτονίων ή σωματιδίων α σε βάθος r στη φωτόσφαιρα (κατά τη διεύθυνση διάδοσης των σωματιδίων), ενώ το διαφορικό de p,a /dr αποτελεί την ενεργειακή απώλεια των πρωτονίων/σωματιδίων α στη φωτόσφαιρα. Ο όρος Υ αναφέρεται στο εύρος των πρωτονίων/σωματιδίων α με ενέργεια E p,a στη φωτόσφαιρα, ενώ ο όρος LL (E p,a ) αποτελεί το μέσο μήκος εξασθένισης στο ενεργειακό διάστημα από E p,a μέχρι E p,a. Όσον αφορά τον όρο m k σ in (E p,a ) k, πρόκειται για τη μακροσκοπική ενεργό διατομή ενός πρωτονίου ή σωματιδίου α με ενέργεια E p,a για την πραγματοποίηση της k-οστής αντίδρασης παραγωγής νετρονίου στη φωτόσφαιρα, ενώ ο όρος P k (E p,a, E ni ) αποτελεί την πιθανότητα ενός νετρονίου, που παράγεται στην k-οστή αντίδραση, ενός πρωτονίου/σωματιδίου α στη φωτόσφαιρα, με ενέργεια E p,a, να βρίσκεται στο ενεργειακό διάστημα, από E ni μέχρι E ni + de ni. Στη συνέχεια παρατίθεται το διάγραμμα 2.4.1, όπου παρουσιάζονται οι ενεργές διατομές για την παραγωγή ενός νετρονίου σε αλληλεπιδράσεις πρωτονίων με τους πυρήνες της φωτόσφαιρας, όπως υδρογόνο, ήλιο, άνθρακας, άζωτο, οξυγόνο και νέον. Σχήμα : Ενεργές διατομές για την παραγωγή ενός νετρονίου στις αλληλεπιδράσεις πρωτονίων με H, He, C, N, O, Ne. (Lingenfelter et al. 1965a) 30

37 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Στο παρακάτω σχήμα, (2.4.2), μελετάται ο αριθμός των αποδιδόμενων νετρονίων ανά πρωτόνια στις αλληλεπιδράσεις πρωτονίων με στοιχεία όπως υδρογόνο( 1 H), ήλιο( 4 He) αλλά και αντιδράσεις θρυμματισμού και εξάτμισης πρωτονίων με άνθρακα ( 12 C), άζωτο ( 14 N), οξυγόνο ( 16 O) και νέον ( 20 Ne). Όσον αφορά τα νετρόνια που προκύπτουν από τις αντιδράσεις των σωματιδίων α με τα στοιχεία της φωτόσφαιρας που αναφέρθηκαν παραπάνω, ανέρχονται σε ποσοστό μικρότερο του 5% της συνολικής νετρονιακής παραγωγής. Σχήμα : Αριθμός αποδιδόμενων νετρονίων ανά πρωτόνια, στις αλληλεπιδράσεις πρωτονίων με H, He, C, N, O, Ne. Ο συνολικός αριθμός των αποδιδόμενων νετρονίων, είναι ίσος με το άθροισμα των τεσσάρων γραφικών παραστάσεων που απεικονίζονται (Lingenfelter et al. 1965a) 31

38 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.5 Αναμενόμενο φάσμα παραγόμενων Ηλιακών Νετρονίων Το ενεργειακό φάσμα των παραγόμενων ηλιακών νετρονίων Ν p,a (E n ) που προκύπτει από τη σχέση 2.1, βασίζεται στο φάσμα των ενεργειακών σωματιδίων, τα οποία επιταχύνονται στις ηλιακές εκλάμψεις και παριστάνονται με τον όρο Ι p,a (Ε p,a ). Στη μελέτη των Lingenfelter et al. (1965a), η μελέτη του φάσματος των νετρονίων έγινε με γνώμονα τις παρατηρήσεις των ενεργειακών ηλιακών σωματιδίων, στην τροχιά της Γης, από μελέτη που πραγματοποίησαν οι Freier και Webber το Σύμφωνα με τη μελέτη των Freier και Webber (1963), το φάσμα των επιταχυνόμενων ενεργειακών σωματιδίων στις ηλιακές εκλάμψεις, δίνεται στην παρακάτω εκθετική μορφή : Ι p,a (Ε p,a ) = Ι p,a (0 ) exp (- R / R 0 ) dr / de p,a (2.4) Όπου R είναι η ακαμψία των σωματιδίων και R 0 είναι η χαρακτηριστική ακαμψία του φάσματος (διαφέρει για κάθε γεγονός ηλιακών πρωτονίων). Οι υπολογισμοί των παραγόμενων ηλιακών νετρονίων, Ν p,a (E n ), πραγματοποιήθηκαν για χαρακτηριστικές ακαμψίες R 0 = 60, 125, 200, 300 MV. Τα αποτελέσματα για τιμές χαρακτηριστικής ακαμψίας R 0 = 60, 125, 200 MV, παρουσιάζονται στο παρακάτω σχήμα (2.5.1) Σχήμα : Φάσμα παραγωγής νετρονίων υπολογισμένο για προσπίπτοντα πρωτόνια με χαρακτηριστικές ακαμψίες 60,125,200 MV (Lingenfelter et al.1965a) 32

39 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Στη συνέχεια, (σχήμα 2.5.2) παρατηρείται ο συνολικός αριθμός των αποδιδόμενων νετρονίων σε συνάρτηση με τη χαρακτηριστική ακαμψία, R 0 των προσπιπτόντων πρωτονίων. Τα αποδιδόμενα νετρόνια είναι κανονικοποιημένα ως προς ένα πρωτόνιο με ενέργεια μεγαλύτερης των 30 MeV.(Σύμφωνα με Lingenfelter et al. 1965) Σχήμα : Συνολικός αριθμός αποδιδόμενων νετρονίων σε συνάρτηση με τη χαρακτηριστική ακαμψία, R 0 των προσπιπτόντων πρωτονίων. Τα αποδιδόμενα νετρόνια είναι κανονικοποιημένα ως προς ένα πρωτόνιο με ενέργεια μεγαλύτερης των 30 MeV. (με Lingenfelter et al. 1965) 33

40 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.6 Πιθανότητα διαφυγής των νετρονίων από τον Ήλιο Σύμφωνα με τους υπολογισμούς των Lingenfelter et al. (1965a), έπρεπε να μελετηθεί η παραγωγή των νετρονίων, σαν συνάρτηση του βάθους στη φωτόσφαιρα (υποτέθηκε ότι τα νετρόνια που παράγονται στην περιοχή της έκλαμψης διαφεύγουν ισότροπα από τη φωτόσφαιρα). Έτσι το βάθος στο οποίο διανέμονται τα παραγόμενα νετρόνια, δίνεται από τη σχέση (2.5) (2.5) Όπου (2.6) Η πιθανότητα διαφυγής των νετρονίων υπολογίστηκε με τη βοήθεια προσομοιώσεων Monte Carlo για περιπτώσεις νετρονίων με ενέργειες μεταξύ του 1 MeV και του 1 GeV, όπου παρατηρήθηκε ότι η διαφυγή των σωματιδίων πραγματοποιείται ουσιαστικά δίχως σύγκρουση, καθώς περισσότερα από τα μισά νετρόνια, παράχθηκαν εντός μιας μέσης ελεύθερης διαδρομής από την ηλιακή επιφάνεια. Από τα αποτελέσματα των Lingenfelter et al. (1965a), προκύπτει ότι για χαρακτηριστική ακαμψία R 0 = 125 MV ένα ποσοστό 48% των παραγόμενων νετρονίων με ενέργειες μεγαλύτερες του 1 MeV, βρέθηκαν να διαφεύγουν στο διαπλανητικό χώρο. 2.7 Πιθανότητα επιβίωσης των παραγόμενων νετρονίων σε απόσταση 1 AU από τον Ήλιο Είναι γνωστό ότι ο χρόνος ζωής ενός νετρονίου κυμαίνεται κοντά στα 887,7 seconds. Όμως, το ταξίδι των νετρονίων, από τον Ήλιο, στον διαπλανητικό χώρο και τέλος στη Γη, δηλαδή σε απόσταση μιας αστρονομικής μονάδας (1 AU), διαρκεί περισσότερο από το χρόνο ζωής τους, γεγονός που αποτρέπει ένα σχετικά μεγάλο ποσοστό νετρονίων να φτάσει στη Γη, καθώς έχει ήδη διασπαστεί. Επομένως, μόνο τα πιο ενεργειακά σωματίδια θα καταφέρουν να ταξιδέψουν την εν λόγω απόσταση με επιτυχία. 34

41 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Στο παρακάτω σχήμα (2.7.1) παρουσιάζεται η πιθανότητα επιβίωσης των νετρονίων P S (E,r), σε απόσταση 1 AU από τον Ήλιο, σύμφωνα με τους υπολογισμούς των Lingenfelter et al..η καμπύλη του σχήματος καθορίζεται από την παρακάτω σχέση,(2.5) : (2.7) Όπου ο όρος ΔΤ(E n ) αποτελεί το χρονικό διάστημα πτήσης των νετρονίων με ενέργεια Ε n σε απόσταση 1 AU. Ο όρος τ (τ, Ε n ) εκφράζει το μέσο χρόνο ζωής στο σύστημα συντεταγμένων Ηλίου Γης, ενώ τ και m n αποτελούν το μέσο χρόνο ζωής και τη μάζα στο υπόλοιπο σύστημα συντεταγμένων. Σχήμα : Η πιθανότητα επιβίωσης P S (E,r) των νετρονίων με ενέργεια Ε n σε απόσταση μιας αστρονομικής μονάδας (1 AU) από τον Ήλιο 35

42 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.8 Αναμενόμενο φάσμα νετρονίων σε απόσταση 1 AU από τον Ήλιο Το αναμενόμενο φάσμα των νετρονίων σε απόσταση 1 AU από τον Ήλιο, δίνεται σύμφωνα με την αποτελέσματα των Lingenfelter et al. (1965b), από την παρακάτω εξίσωση: (2.8) Όπου ο όρος P S (E n,r), αποτελεί την πιθανότητα επιβίωσης των νετρονίων σε απόσταση μιας αστρονομικής μονάδας από τον Ήλιο, όπως μελετήθηκε και στην προηγούμενη παράγραφο, ενώ ο όρος N esc (E n ), προσδιορίζει το φάσμα των ηλιακών νετρονίων που διέφυγαν στο διαπλανητικό χώρο. Στη συνέχεια, οι Lingenfelter et al. (1965b), παρατήρησαν, ότι η χρονικά εξαρτώμενη ροή των ηλιακών νετρονίων στην απόσταση που μελετάται από τον Ήλιο συσχετίζεται με το χρονικά ολοκληρωμένο φάσμα των νετρονίων N n (E n,r), με τη βοήθεια της σχέσης: (2.9) Όπου ο χρόνος άφιξης των νετρονίων t,(έχοντας ως αρχή μέτρησης τη χρονική στιγμή t=0 όταν τα νετρόνια διαφεύγουν από τον Ήλιο), υπολογίζεται από την παρακάτω σχέση: (2.10) Και ο όρος της ενέργειας E n, από τη σχέση (2.9), μπορεί να προσδιοριστεί με τη βοήθεια της σχέσης (2.10), έχοντας ως αποτέλεσμα : (2.11) 36

43 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Για την κατανόηση των όσων ειπώθηκαν παραπάνω, παρατίθενται τα σχήματα (2.8.1), (2.8.2), (2.8.3). Στο σχήμα (2.8.1), μελετάται το αναμενόμενο, διαφορικό ενεργειακό φάσμα των ηλιακών νετρονίων που προσδιορίζεται από τη σχέση (2.9), κανονικοποιημένο ως προς τη ροή 1 πρωτονίου ανά cm 2, για επιταχυνόμενα πρωτόνια, με ενέργειες πάνω από 30 MeV. Μελετήθηκαν οι περιπτώσεις για τιμές χαρακτηριστικής ακαμψίας : 60, 125, 200 MV. (Lingenfelter et al. 1965b) Στο σχήμα (2.8.2), παρατηρείται η αναμενόμενη, ολοκληρωτική ροή των ηλιακών νετρονίων σε απόσταση 1 AU από τον Ήλιο, σε σχέση με τη χαρακτηριστική ακαμψία R 0, κανονικοποιημένη όπως και στο προηγούμενο σχήμα. (Lingenfelter et al. 1965b) Στο σχήμα (2.8.3), παρουσιάζεται η αναμενόμενη ολοκληρωτική ροή των ηλιακών νετρονίων σαν συνάρτηση του χρόνου t. (Lingenfelter et al. 1965b) Σχήμα : Το αναμενόμενο ενεργειακό φάσμα των ηλιακών νετρονίων σε απόσταση r = 1 AU από τον Ήλιο, που παράχθηκε από την επιταχυνόμενη ροή των ηλιακών πρωτονίων για χαρακτηριστικές ακαμψίες R 0 = 60, 125, 200 MV κανονικοποιημένο ως προς τη ροή 1 πρωτονίου ανά cm 2. (Lingenfelter et al. 1965b) 37

44 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Σχήμα : Η αναμενόμενη ολοκληρωτική ροή των ηλιακών νετρονίων σε απόσταση r = 1 AU από τον Ήλιο, συναρτήσει της χαρακτηριστικής ακαμψίας (Lingenfelter et al. 1965b) Σχήμα : Η αναμενόμενη ολοκληρωτική ροή ηλιακών νετρονίων σε απόσταση 1 AU από τον Ήλιο, σαν συνάρτηση του χρόνου t. Η άνω κλίμακα δείχνει τις μέσες ενέργειες των νετρονίων που φτάνουν στις αντίστοιχες χρονικές στιγμές. (Lingenfelter et al. 1965b) 38

45 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.9 Διάδοση των Ηλιακών Νετρονίων στην Γήινη Ατμόσφαιρα Στις προηγούμενες παραγράφους, μελετήθηκε η παραγωγή των ηλιακών νετρονίων κατά τις ηλιακές εκλάμψεις, μέσω της αλληλεπίδρασης επιταχυνόμενων ενεργειακών σωματιδίων (πρωτόνια και σωματίδια α) με τη φωτόσφαιρα. Στη συνέχεια, παρατηρήθηκε ότι τα παραγόμενα νετρόνια μπορούν να διαφύγουν από τον Ήλιο χωρίς να αλληλεπιδράσουν περαιτέρω με τα υπόλοιπα σωματίδια και να κινηθούν ισότροπα, προς τη Γη. Πολλά από αυτά τα νετρόνια δεν θα καταφέρουν να διασχίσουν την απόσταση μεταξύ Ηλίου και Γης (r = 1 AU), διότι δεν το επιτρέπει ο χρόνος ζωής τους (887,7 sec). Τα ενεργειακά νετρόνια που θα καταφέρουν να φτάσουν στην κορυφή της ατμόσφαιρας, θα αλληλεπιδράσουν με αυτήν, δίνοντας το έναυσμα σε παραγωγή δευτερογενών σωματιδίων όπως παρατηρείται και στα συνήθη σωματίδια της κοσμικής ακτινοβολίας, δηλαδή τα πρωτόνια. Οι κύριες παράμετροι που καθορίζουν τη φύση της διάδοσης των ηλιακών νετρονίων στη γήινη ατμόσφαιρα είναι οι εξής : Η ενέργεια των νετρονίων Η γωνία ζενίθ κατά την οποία φτάνουν τα νετρόνια (π.χ η ηλιακή γωνία ζενίθ) Το ατμοσφαιρικό βάθος κατά τη διεύθυνση του Ηλίου Η ολοκληρωτική πολλαπλότητα (καθορίζει την ευαισθησία του i-οστού τύπου ανιχνευτή σε επίπεδο ατμοσφαιρικού βάθους h, για πρωτογενή φορτισμένα σωματίδια, σε σχέση με την ακαμψία από 0 έως 15 GV, ακόμα, καθορίζει την ευαισθησία ενός αντίστοιχου ανιχνευτή για πρωτογενή ηλιακά νετρόνια σε σχέση με την ενέργεια των νετρονίων που ανταποκρίνεται σε ακαμψία πρωτονίων, μεγαλύτερη των 2-3 GV) και η ευαισθησία των ανιχνευτών του έδαφος στα ηλιακά νετρόνια, καθορίζονται από τις αλληλεπιδράσεις των νετρονίων με τα στοιχεία της ατμόσφαιρας. Οι αντιδράσεις που μπορούν να παρατηρηθούν περιλαμβάνουν : Παραγωγή δευτερευόντων σωματιδίων Ενεργειακή μεταβολή Σκέδαση Απορρόφηση Στα παραπάνω δεν υπολογίζεται η ραδιενεργή διάσπαση των νετρονίων κατά τη διάδοσή τους στην ατμόσφαιρα, καθώς το χρονικό διάστημα που χρειάζονται τα νετρόνια για να διασχίσουν την ατμόσφαιρα ή να αλληλεπιδράσουν με κάποιο σωματίδιο, είναι αμελητέο σε σχέση με το χρόνο ζωής των νετρονίων. Πρέπει να σημειωθεί ότι κατά την αλληλεπίδραση των υψηλοενεργειακών ηλιακών νετρονίων με τα σωματίδια της γήινης ατμόσφαιρας, παράγονται πιόνια και μιόνια εκτός από δευτερεύοντα πρωτόνια, γεγονός που επιτρέπει την ανίχνευση υψηλοενεργειακών νετρονίων από ανιχνευτές μιονίων και ανιχνευτές της ηλεκτρομαγνητικής συνιστώσας. 39

46 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Ένα μονοδιάστατο μοντέλο για τη διάδοση των Ηλιακών Νετρονίων στην Ατμόσφαιρα της Γης Για να μελετήσει το ρόλο της ελαστικής σκέδασης στη διάδοση των ηλιακών νετρονίων διαμέσου της γήινης ατμόσφαιρας, ο Shibata (1994), θεώρησε ένα απλό μοντέλο μονοδιάστατης διάδοσης, το οποίο βασίζεται στην εξίσωση (2.12) : (2.12) Όπου h είναι το βάθος της ατμόσφαιρας στη διεύθυνση του Ηλίου, μετρημένο σε g/cm 2, ενώ ο όρος Λ αποτελεί τη μέση ελεύθερη διαδρομή για αλληλεπιδράσεις. Σύμφωνα με τους υπολογισμούς των Barashenkov et al. (1969) και Del Guerra (1976), για κινητική ενέργεια νετρονίων μεγαλύτερη από 150 MeV, η συνολική ενεργός διατομή των νετρονίων ανέρχεται σε σ tot = cm 2, ενώ σ el = cm 2 για τον άνθρακα με Α = 12. Σύμφωνα με αυτά τα αποτελέσματα, ο Shibata (1994) κατέληξε στο συμπέρασμα, ότι για ενέργειες νετρονίων άνω των 150 MeV και για μέσο ατομικό βάρος των μορίων του αέρα (<Α> = 14,4), προκύπτει ότι ο όρος Λ ισούται με 70,6 g/cm 2. Η λύση της παραπάνω εξίσωσης έχει ως εξής: Λ eff = ΛΛ 1 σσ eeee σσ tttttt = 106 (2.13) g cm 2 (2.14) Στη συνέχεια παρουσιάζεται το διάγραμμα για την συνολική και τις επιμέρους ενεργές διατομές των νετρονίων που μελετήθηκε παραπάνω από τους Barashenkov et al. (1969) και Del Guerra (1976) : Σχήμα : Η ενεργειακή εξάρτηση της ενεργού διατομής σκέδασης νετρονίουάνθρακα σύμφωνα με τους Barashenkov et al. (1969) και Del Guerra (1976), παρατηρούνται οι εξής ενεργές διατομές: συνολική σ tot,ελαστική σ el,ανελαστική σ in.από Shibata(1994) 40

47 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Σύμφωνα με τις εξισώσεις της προηγούμενης σελίδας, (2.13) και (2.14), για ατμοσφαιρικό βάθος 700 g/cm 2 (δηλαδή σε υψόμετρο περίπου 3000 m), και για ατμοσφαιρικό βάθος 1000 g/cm 2 (δηλαδή στην επιφάνεια της θάλασσας), κατά τη διεύθυνση διάδοσης των ηλιακών νετρονίων, τα σωματίδια θα υφίστανται εξασθένιση κατά 1, (700 g/cm 2 ) και 7, (1000 g/cm 2 ). Αν δεν ληφθεί υπόψη η συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης, δηλαδή Λ eff = Λ = 70,6 g/cm 2 τότε οι παραπάνω τιμές θα είναι κατά 27,4 φορές (για 700 g/cm 2 ) και 113,3 φορές (για 1000 g/cm 2 ) μικρότερες σε σχέση με τις τιμές που περιλαμβάνουν τη συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης. Έτσι ο Shibata (1994), έδειξε πως η ευαισθησία των ανιχνευτών έπρεπε να διορθωθεί, υπολογίζοντας τις ελαστικές σκεδάσεις των νετρονίων στην ατμόσφαιρα της Γης κατά τη διεύθυνση διάδοσής τους οι οποίες αποτελούν σημαντικότερο φαινόμενο, για ενέργειες σωματιδίων κάτω του 1 GeV. Στον παρακάτω πίνακα (ΠΙΝΑΚΑΣ ΙV) παρουσιάζονται οι υπολογισμοί του Shibata (1994) για την αναμενόμενη εξασθένιση των ηλιακών νετρονίων στην ατμόσφαιρα της Γης, λαμβάνοντας υπόψη τη συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης (Λ eff = 106 g/cm 2 ) και χωρίς τη συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης (Λ eff = 70,6 g/cm 2 ). Παρατίθεται ακόμα, η διαφορά μεταξύ των δύο μεθόδων(με και χωρίς τη συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης των νετρονίων), η οποία αυξάνεται με την αύξηση του ατμοσφαιρικού βάθους, δηλαδή αυξάνεται με την διάδοση των ηλιακών νετρονίων σε μεγαλύτερα βάθη στην γήινη ατμόσφαιρα. Παρατηρείται από τα δεδομένα του πίνακα ότι οι διαφορές της εξασθένισης των νετρονίων ανάμεσα στον υπολογισμό ή μη υπολογισμό της ελαστικής σκέδασης, ξεκινούν από 4,13 φορές για ατμοσφαιρικό βάθος 300 g /cm 2 και φτάνουν έως τις 113,3 φορές για ατμοσφαιρικό βάθος 1000 g /cm 2. Με αυτό τον τρόπο γίνεται κατανοητή η συνεισφορά των ελαστικών σκεδάσεων στις αλληλεπιδράσεις των νετρονίων στην ατμόσφαιρα. ΠΙΝΑΚΑΣ ΙV Ατμοσφαιρικό Βάθος (g/cm 2 ) Λ eff = 106 g/cm 2 Λ eff = 70,6 g/cm 2 I n (106) / I n (70.6)

48 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Εκτροπή λόγω σκέδασης και Αναμενόμενη γωνιακή κατανομή δευτερευόντων σωματιδίων στη ατμόσφαιρα Στην προηγούμενη παράγραφο μελετήθηκε η συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης στη διάδοση των ηλιακών νετρονίων διαμέσου της γήινης ατμόσφαιρας καθώς και η μείωση της εξασθένισης της ροής των ηλιακών νετρονίων και των δευτερογενών σωματιδίων που παράγονται λόγω των αλληλεπιδράσεων των πρωτογενών σωματιδίων με αυτή. Σύμφωνα με τον Shibata (1994), η εκτροπή λόγω σκέδασης και η αναμενόμενη γωνιακή κατανομή n(h,θ), ηλιακών νετρονίων και δευτερογενών σωματιδίων ενεργών σωματιδίων στην ατμόσφαιρα μπορεί να προσδιοριστεί με τη βοήθεια των παρακάτω εξισώσεων : (2.15) Όπου ο αριθμός Ν(h) αποτελεί τα νετρόνια σε ατμοσφαιρικό βάθος h, ενώ ο όρος n k (h, θ), καθορίζει τον αριθμό των νετρονίων μετά από k αλληλεπιδράσεις και προσδιορίζεται από την παρακάτω εξίσωση : (2.16) Όπου ο όρος P(θ, θ ), είναι η πιθανότητα ενός προσπίπτοντος νετρονίου σε γωνία θ, να σκεδαστεί σε γωνία θ. Από τη στιγμή που η γωνιακή κατανομή εξαρτάται μόνο από τον αριθμό των αλληλεπιδράσεων και τη πιθανότητα P(θ, θ ), ενώ δεν εξαρτάται αποκλειστικά από το ατμοσφαιρικό βάθος h, τότε ο αριθμός των νετρονίων n k (h, θ), μπορεί να εκφραστεί με τη βοήθεια δυο συναρτήσεων οι οποίες έχουν διαφορετικές μεταβλητές h και θ: n k (h, θ) = N k (h) F k (θ), έτσι προκύπτουν οι παρακάτω εξισώσεις : (2.17) (2.18) Η εξίσωση (2.17) περιγράφει την εξασθένιση των νετρονίων στην ατμόσφαιρα, ενώ η εξίσωση (2.18), εκφράζει τη διεύρυνση της γωνιακής κατανομής των νετρονίων η οποία προκλήθηκε από τις συγκρούσεις των σωματιδίων. 42

49 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Σύμφωνα με τους υπολογισμούς του Shibata (1993) για τις σκεδάσεις των νετρονίων, η μετρήσιμη γωνιακή κατανομή μπορεί να προσεγγισθεί από μια Γκαουσιανή κατανομή με τυπική απόκλιση Δθ. Η εξάρτηση της τυπικής απόκλισης Δθ από την ενέργεια των νετρονίων παρατίθεται στον παρακάτω πίνακα (ΠΙΝΑΚΑΣ V). Παρατηρείται, ότι με την αύξηση της ενέργειας των ηλιακών νετρονίων, η τυπική απόκλιση Δθ που χαρακτηρίζει τη σκέδαση των νετρονίων στην ατμόσφαιρα, μειώνεται επαρκώς. ΠΙΝΑΚΑΣ V E (MeV) Δθ (grad) Η αναμενόμενη γωνιακή κατανομή των ηλιακών νετρονίων σε κάθετη διεύθυνση, θα είναι πάλι μια Γκαουσιανή κατανομή με τυπική απόκλιση: (2.21) Για την πραγματοποίηση παρατηρήσεων σε υψόμετρο βουνού (h= 776 g/cm 2 ) και στο επίπεδο της θάλασσας (h= 1000 g/cm 2 ), οι αντίστοιχες τυπικές αποκλίσεις (σε μοίρες) θα έχουν τιμές <Δθ> = 11,9 ο για υψόμετρο βουνού και <Δθ> = 13,5 ο για το επίπεδο της θάλασσας. Με αυτόν τον τρόπο μπορεί να υπολογιστεί η γωνιακή απόκλιση των διαδιδόμενων νετρονίων τα οποία φτάνουν σε κατακόρυφη διεύθυνση.(θ =0) 43

50 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.10 Προσομοίωση Monte Carlo για τη διάδοση Ηλιακών Νετρονίων στην ατμόσφαιρα της Γης Σύμφωνα με τη μελέτη του Shibata (1994), για την προσομοίωση της διάδοσης χαμηλοενεργειακών νετρονίων στην ατμόσφαιρα της Γης, λαμβάνονται υπόψη οι παρακάτω αλληλεπιδράσεις μεταξύ ενός νουκλεονίου (πρωτόνιο ή νετρόνιο) με τα σωματίδια της ατμόσφαιρας : Ελαστική σκέδαση, n + A n + A Αντίδραση ανταλλαγής φορτίου, n + A n + A Ενεργειακή απώλεια πρωτονίων από ιονισμό του αέρα Ανελαστική σκέδαση n + A n + A + Χ, η οποία κατηγοριοποιείται στις παρακάτω αντιδράσεις 1. Αντίδραση ανταλλαγής φορτίου, n + A n + A 2. Εκπομπή κυρίαρχου νουκλεονίου 3. Παραγωγή νουκλεονίου από διαπυρηνικούς καταιγισμούς 4. Αντίδραση εξάτμισης Όλα τα σωματίδια χαρακτηρίζονται ως σταθερά διότι ο χρόνος ζωής των νετρονίων, όπως ειπώθηκε σε προηγούμενες παραγράφους, είναι 887,7 sec ενώ τα νετρόνια μπορούν να διαπεράσουν την ατμόσφαιρα σε 60 μsec. Τα μόνα δευτερεύοντα σωματίδια που λαμβάνονται υπόψη είναι τα νετρόνια και τα πρωτόνια, ενώ τα πιόνια δεν μελετώνται καθώς η πιθανότητα παραγωγής τους στις ενέργειες που ενδιαφέρουν, είναι πολύ μικρή. Τέλος, δεν λαμβάνεται υπόψη η σκέδαση Coulomb των πρωτονίων ενώ η κινηματική όλων των αλληλεπιδράσεων αντιμετωπίζεται ρελατιβιστικά. Σύμφωνα με τον Shibata (1994), ο υπολογισμός ξεκινά με την έγχυση ενός νετρονίου στην κορυφή της ατμόσφαιρας (h =0), με ενέργεια Ε 0 και γωνία θ = 0. Το προσπίπτον νετρόνιο και τα δευτερογενή σωματίδια παρακολουθούνται μέχρι οι ενέργειές τους να φτάσουν τα 20 MeV, ή αν φτάσουν σε κάποιο συγκεκριμένο ατμοσφαιρικό βάθος. Ανά 100 g /cm 2 ατμοσφαιρικού βάθους, μελετώνται τα είδη των σωματιδίων, η ενέργειά τους, καθώς και η γωνιακή τους κατανομή (η οποία σχετίζεται με την διεύθυνση των πρωτογενών νετρονίων που φτάνουν στην κορυφή της γήινης ατμόσφαιρας). Έτσι για την προσομοίωση Monte Carlo, χρησιμοποιούνται προσπίπτοντα νετρόνια με (χαμηλές) ενέργειες Ε 0 = 100, 200, 300, 400 MeV, και παρατηρούνται συγκεντρωτικά στο επόμενο σχήμα,(2.10.1) 44

51 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Σχήμα : Προσομοίωση της διάδοσης των ηλιακών νετρονίων στην ατμόσφαιρα της Γης, για προσπίπτοντα νετρόνια με ενέργειες Ε 0 = 100, 200, 300, 400 MeV. Τα προσπίπτοντα νετρόνια και όλα τα δευτερογενή νουκλεόνια (πρωτόνια ή νετρόνια) ακολουθούνται μέχρι η ενέργειά τους να πέσει κάτω από τα τα 20 MeV. (Σύμφωνα με Shibata, 1994) 45

52 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Από τη μελέτη του Shibata (1994), για κάθε ενέργεια προσπίπτοντος νετρονίου, εισήχθησαν ένα εκατομμύριο νετρόνια, με αποτέλεσμα την καταγραφή της ενέργειας και της γωνιακής κατανομής των σωματιδίων σε διαφορετικά ατμοσφαιρικά βάθη. Τα αποτελέσματα του Shibata (1994) παρατίθενται στα επόμενα σχήματα. Συγκεκριμένα, στο σχήμα (2.10.2), παρατηρείται η αναμενόμενη εξασθένιση των ηλιακών νετρονίων, με αρχικές ενέργειες από 50 μέχρι 900 MeV σαν συνάρτηση του ατμοσφαιρικού βάθους μέχρι τα 1,100 g/ cm 2. Σχήμα : Η εξασθένιση των νετρονίων σαν συνάρτηση του ατμοσφαιρικού βάθους. Οι καμπύλες ανταποκρίνονται σε αρχικές ενέργειες νετρονίων που προσπίπτουν στην κορυφή της ατμόσφαιρας: E 0 = 50, 60, 70, 80, 90, 100, 150, 200, 300, 400, 500, 600, 700, 800, 900 MeV.Το ενεργειακό κατώφλι είναι τα 20 MeV. (Σύμφωνα με Shibata, 1994) 46

53 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Στο επόμενο διάγραμμα,(σχήμα ), παρουσιάζεται η εξασθένιση των νετρονίων για ατμοσφαιρικά βάθη από 100 μέχρι 1100 g /cm 2 σε συνάρτηση με τις κινητικές ενέργειες E 0 των νετρονίων. Σχήμα : Η εξασθένιση των νετρονίων στην γήινη ατμόσφαιρα σαν συνάρτηση των αρχικών ενεργειών των προσπιπτόντων νετρονίων στην κορυφή της ατμόσφαιρας. Οι καμπύλες ανταποκρίνονται σε ατμοσφαιρικά βάθη στην κορυφή της ατμόσφαιρας: h = 100, 200, 300, 400, 500, 600, 700, 800, 900, 1000, 1100 g/ cm 2. Το ενεργειακό κατώφλι είναι τα 20 MeV. (Σύμφωνα με τους υπολογισμούς του Shibata, 1994) 47

54 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Στο διάγραμμα που παρατίθεται στη συνέχεια,(σύμφωνα με Shibata, 1994) παρουσιάζεται το ενεργειακό φάσμα των νετρονίων στην ατμόσφαιρα για ατμοσφαιρικό βάθος 776 g /cm 2 (βουνό Norikura) για ενέργειες αρχικών (προσπιπτόντων) νετρονίων 150, 200, 300, 500, 700 και 900 MeV. Το ενεργειακό φάσμα σε ένα παρατηρήσιμο υψόμετρο εξαρτάται από δυο κύρια χαρακτηριστικά 1. Ένα συνεχές που εκτείνεται σε όλο το ενεργειακό εύρος 2. Μια στενή κορυφή κοντά στη αρχική ενέργεια του προσπίπτοντος σωματιδίου Το συνεχές προσεγγίζεται από μια εκθετικά μειούμενη συνάρτηση που προσδιορίζει την ενέργεια των νετρονίων (Τ n MeV), στη περιοχή από το ενεργειακό κατώφλι, έως τα 2/3 της αρχικής ενέργειας : exp (-Τ n / 165). Η εν λόγω συνιστώσα προέρχεται κυρίως από ανελαστικώς σκεδαζόμενα πρωταρχικά νετρόνια και από νετρόνια που παράγονται στην ατμόσφαιρα. Η στενή κορυφή, που εντοπίζεται κοντά στην ενέργεια των αρχικών νετρονίων στο ενεργειακό φάσμα, οφείλεται σε νετρόνια που δεν αλληλεπιδρούν με την ατμόσφαιρα ή σκεδάζονται μόνο ελαστικά. Σχήμα : Το ενεργειακό φάσμα των νετρονίων σε ατμοσφαιρικό βάθος 776 g /cm 2.Τα ιστογράμματα ανταποκρίνονται σε ενέργειες προσπιπτόντων νετρονίων T n = 150, 200, 300, 500, 700 και 900 MeV. (Σύμφωνα με Shibata, 1994) 48

55 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Σύμφωνα με το σχήμα του προηγούμενου παραδείγματος, εξετάζεται η συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης στη διάδοση των ηλιακών νετρονίων στη ατμόσφαιρα. Η εν λόγω συνεισφορά γίνεται περισσότερο κατανοητή στα δυο επόμενα διαγράμματα, (σχήμα και ). Τα νετρόνια που δημιουργούν στενές κορυφές κοντά στις αρχικές ενέργειες των προσπιπτόντων ηλιακών νετρονίων, αποτελούν τα διαπεραστικά νετρόνια ή punch through neutrons τα οποία είτε δεν αλληλεπιδρούν καθόλου με την ατμόσφαιρα, είτε αλληλεπιδρούν μόνο με ελαστικές σκεδάσεις. Αντίθετα τα νετρόνια του συνεχούς ενεργειακού φάσματος αποτελούν νετρόνια που προήλθαν από τις ανελαστικές σκεδάσεις των πρωταρχικών ηλιακών νετρονίων ή από παραγωγή ατμοσφαιρικών νετρονίων. Σχηματικά : Σχήμα : Το ενεργειακό φάσμα των νετρονίων σε διάφορα ατμοσφαιρικά βάθη. Τα ιστογράμματα ανταποκρίνονται σε ενέργεια πρωταρχικών νετρονίων T n = 500 MeV. Παρατηρείται στα δεξιά η κορυφή των punch - through νετρονίων για τα εκάστοτε ατμοσφαιρικά βάθη (Σύμφωνα με Shibata, 1994) 49

56 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Στο επόμενο σχήμα,(2.10.6), παρατίθεται η γενική εικόνα του ενεργειακού φάσματος, σύμφωνα με τους υπολογισμούς του Shibata, σε ατμοσφαιρικό βάθος 776 g/ cm 2 για ποικίλες ενέργειες προσπιπτόντων ηλιακών νετρονίων και τις αντίστοιχες ενέργειες των δευτερογενών σωματιδίων που παράγονται από το σύνολο των αλληλεπιδράσεων. Σχήμα : Το ενεργειακό φάσμα των νετρονίων σε ατμοσφαιρικό βάθος 776 g /cm 2 και ποικίλες ενέργειες προσπιπτόντων ηλιακών νετρονίων Τ n (στη δεξιά κλίμακα) και ενέργειες Τ n δευτερογενώς παραγόμενων νετρονίων. (Σύμφωνα με Shibata, 1994) 50

57 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Κλείνοντας την παράγραφο περί προσομοίωσης Monte Carlo, για την εξασθένιση των ηλιακών νετρονίων στην ατμόσφαιρα της Γης, παρατίθεται το σχήμα (2.10.6), στο οποίο παρουσιάζεται η εξασθένιση των νετρονίων σε συνάρτηση με τις κινητικές ενέργειες των προσπιπτόντων ηλιακών νετρονίων στην ατμόσφαιρα. Η διακεκομμένη καμπύλη του σχήματος, αντιπροσωπεύει την αναλυτική εκτίμηση του απλού μοντέλου που παρουσιάστηκε στην υποπαράγραφο Η καμπύλη συμπίπτει με την καμπύλη της συνιστώσας των διαπεραστικών ή punch through νετρονίων που προέκυψε από τις προσομοιώσεις Monte Carlo και υποστηρίζει την εγκυρότητα του απλού μοντέλου στην εκτίμηση της συνιστώσας των punch- through νετρονίων. Η ομοιότητα της punch through συνιστώσας και της συνιστώσας που προέκυψε από την ανελαστική σκέδαση των νετρονίων, δείχνει ότι η συνεισφορά της ελαστικής σκέδασης είναι συγκρίσιμη με αυτή της ανελαστικής στην εν λόγω ενεργειακή περιοχή. Σχηματικά : Σχήμα : Η εξασθένιση των ηλιακών νετρονίων(άξονας y) στην ατμόσφαιρα για ατμοσφαιρικό βάθος 776 g /cm 2. Στον άξονα x βρίσκεται η κινητική ενέργεια των προσπιπτόντων στην ατμόσφαιρα, ηλιακών νετρονίων. Οι συμπαγείς κύκλοι προσδιορίζουν τη συνιστώσα των punch through νετρονίων, οι μη συμπαγείς κύκλοι προσδιορίζουν τη συνιστώσα που προήλθε από ανελαστικές σκεδάσεις, τα x δείχνουν τον συνολικό αριθμό των νετρονίων και τέλος η διακεκομμένη καμπύλη αντιπροσωπεύει μόνο τους υπολογισμούς για της ελαστική σκέδαση. (Σύμφωνα με Shibata, 1994) 51

58 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ 2.11 Αναμενόμενη ροή και γωνιακή κατανομή για άφιξη Ηλιακών Νετρονίων υπό γωνία Στις προηγούμενες παραγράφους πραγματοποιήθηκε μια προσέγγιση των ηλιακών νετρονίων η οποία βασιζόταν σε κατακόρυφη διάδοσή τους στην ατμόσφαιρα της Γης. Τι γίνεται όμως όταν τα νετρόνια δεν προσπίπτουν στην ατμόσφαιρα κατακόρυφα αλλά υπό γωνία? Σύμφωνα με τα τρία επόμενα σχήματα (2.11.1, , ) μελετάται η αριθμητική προσομοίωση της πρόσπτωσης μονοενεργειακών νετρονίων ενέργειας Ε = 800 MeV στην ατμόσφαιρα, μέσα από μελέτες των Dorman et al. (1999a). Τα διαγράμματα δείχνουν τις ροές των νετρονίων σε σχέση με τις γωνίες ζενίθ στις οποίες σκεδάζονται τα προσπίπτοντα νετρόνια σε διαφορετικά ατμοσφαιρικά βάθη. Σχήμα : Αριθμητική προσομοίωση την αναμενόμενη κατανομής γωνιών ζενίθ των σκεδαζόμενων ηλιακών νετρονίων που φτάνουν στη Γη υπό γωνία θ 0 = 15 ο. Τα αποτελέσματα ανταποκρίνονται σε ατμοσφαιρικά βάθη h = 300, 400, 500, 600, 700, 800 g/cm 2 (Σύμφωνα με Dorman et al. 1999a) 52

59 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Σχήμα : Αριθμητική προσομοίωση την αναμενόμενη κατανομής γωνιών ζενίθ των σκεδαζόμενων ηλιακών νετρονίων που φτάνουν στη Γη υπό γωνία θ 0 = 30 ο. Τα αποτελέσματα ανταποκρίνονται σε ατμοσφαιρικά βάθη h = 300, 400, 500, 600, 700 g/cm 2 (Σύμφωνα με Dorman et al. 1999a) Σχήμα : Αριθμητική προσομοίωση την αναμενόμενη κατανομής γωνιών ζενίθ των σκεδαζόμενων ηλιακών νετρονίων που φτάνουν στη Γη υπό γωνία θ 0 = 60 ο. Τα αποτελέσματα ανταποκρίνονται σε ατμοσφαιρικά βάθη h = 100, 200, 300, 400 g/cm 2 (Σύμφωνα με Dorman et al. 1999a) 53

60 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΗΛΙΑΚΑ ΝΕΤΡΟΝΙΑ: ΑΠΟ ΤΙΣ ΕΚΛΑΜΨΕΙΣ ΣΤΗ ΓΗ Συμπερασματικά, συγκρίνοντας τα αποτελέσματα για κατακόρυφη και κεκλιμένη πρόπτωση των ηλιακών νετρονίων στην ατμόσφαιρα προκύπτουν διαφορές όπως, συμμετρία κατανομής γωνίας ζενίθ για κατακόρυφη πρόσπτωση, γεγονός που συμφωνεί με τις μετρήσεις του Shibata και δεν εμφανίζεται στην κεκλιμένη πρόσπτωση των νετρονίων. Για κεκλιμένη πρόσπτωση νετρονίων παρατηρείται ασυμμετρία στην κατανομή των γωνιών ζενίθ. Η εν λόγω ασυμμετρία ισχυροποιείται όσο μεγαλύτερη είναι η κεκλιμένη γωνία πρόσπτωσης των νετρονίων, όπως άλλωστε φαίνεται στα προηγούμενα σχήματα (2.11.1, 2, 3), καθώς και με την αύξηση του ατμοσφαιρικού βάθους, δηλαδή όσο πιο βαθιά προχωράνε τα σωματίδια στην ατμόσφαιρα. Η ασυμμετρία που αναφέρθηκε παραπάνω, οφείλεται σε νετρόνια τα οποία σκεδάζονται σε γωνίες ζενίθ μεγαλύτερες των γωνιών πρόσπτωσης. Κλείνοντας, παρατίθεται το σχήμα (2.11.4), στο οποίο παρουσιάζονται οι αναμενόμενες γωνιακές κατανομές για ενέργεια 1 GeV και γωνία πρόσπτωσης νετρονίων θ 0 = 30 ο και διαφορετικά ατμοσφαιρικά βάθη, λαμβάνοντας υπόψη σκεδάσεις, εξασθένιση και ενεργειακή μεταβολή των ηλιακών νετρονίων κατά τη διάδοσή τους στην ατμόσφαιρα της Γης. σύμφωνα πάντα με τις προσομοιώσεις που πραγματοποιήθηκαν από Dorman et al. (1999b) Σχήμα : Αναμενόμενες γωνιακές κατανομές νετρονίων ενέργειας 1 GeV και γωνίας πρόσπτωσης νετρονίων θ 0 = 30 ο για διαφορετικά ατμοσφαιρικά βάθη, λαμβάνοντας υπόψη σκεδάσεις, εξασθένιση και ενεργειακή μεταβολή των ηλιακών νετρονίων κατά τη διάδοσή τους στην ατμόσφαιρα της Γης. (Σύμφωνα με Dorman et al. 1999b) 54

61 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Κεφάλαιο 3 Πειραματικές Διατάξεις Ανίχνευσης Ηλιακών Νετρονίων 3.1 Γενικά Στα προηγούμενο κεφάλαιο, αναλύθηκε ο τρόπος παραγωγής ηλιακών νετρονίων από τις εκλάμψεις, η κίνησή τους στο διαπλανητικό χώρο και η άφιξή τους στη Γη. Ακόμα, μελετήθηκε η διάδοση των ηλιακών νετρονίων και η συνεπακόλουθη εξασθένισή τους με την αύξηση του ατμοσφαιρικού βάθους. Για να μελετηθούν τα φαινόμενα της ηλιακής δραστηριότητας και η διακύμανση της κοσμικής ακτινοβολίας χρησιμοποιούνται ανιχνευτικές διατάξεις οι οποίες ονομάζονται μετρητές νετρονίων. Στο συγκεκριμένο κεφάλαιο θα μελετηθούν διατάξεις ανίχνευσης νετρονίων όπως είναι οι μετρητές νετρονίων (Neutron Monitors, NM) και τα τηλεσκόπια ηλιακών νετρονίων (Solar Neutron Telescopes, SNT), που αποτελούν τις κύριες διατάξεις ανίχνευσης υψηλοενεργειακών σωματιδίων που φτάνουν στην επιφάνεια της Γης. Όπως ειπώθηκε στο προηγούμενο κεφάλαιο, τα ηλιακά νετρόνια μπορούν να ανιχνευθούν και από άλλες διατάξεις όπως τηλεσκόπια μιονίων αλλά και ανιχνευτικά όργανα τοποθετημένα σε δορυφόρους, όπως είναι το φασματόμετρο ακτίνων γάμμα (GRS) στο δορυφόρο SMM. Ο επιστημονικός στόχος των τηλεσκοπίων μιονίων είναι κυρίως η μελέτη της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας, ενώ οι πειραματικές διατάξεις στο διάστημα στοχεύουν στην παρατήρηση των φαινομένων της ηλιακής δραστηριότητας, όπως ανίχνευση ακτίνων-γ, μαλακών και σκληρών ακτίνων-χ, μελέτη θερμοκρασιακών κατανομών των αερίων της κορώνας και δομή μαγνητικών πεδίων. Αν και παρατηρείται η ανίχνευση των ηλιακών νετρονίων από διατάξεις στο διάστημα (GRS/SMM), οι ενέργειες των νετρονίων ανταποκρίνονται στις χαμηλές ενέργειες του φάσματος ή ακόμα, στα νετρόνια που διασπάστηκαν κατά το ταξίδι τους στη Γη. Επομένως δεν μπορεί να πραγματοποιηθεί μια εμπεριστατωμένη μελέτη για το ενεργειακό φάσμα των ηλιακών νετρονίων, παρά μόνο αν υπάρξει σύνδεση των αποτελεσμάτων από τις προαναφερθείσες διατάξεις με τις κύριες διατάξεις που βρίσκονται στο έδαφος, δηλαδή οι μετρητές και τα τηλεσκόπια νετρονίων. Εκτός από την αρχή λειτουργίας των κύριων διατάξεων ανίχνευσης ηλιακών νετρονίων μελετάται το πρώτο γεγονός ηλιακών νετρονίων που παρατηρήθηκε ταυτόχρονα από διαστημικούς μετρητές (GRS στο SMM) και μετρητές νετρονίων σε μεγάλο υψόμετρο, (Jungfraujoch, Ελβετία) στις 3 Ιουνίου 1982 (Σύμφωνα με Chupp,1983) 55

62 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ 3.2 Ιστορική Αναδρομή Ο μετρητής νετρονίων αποτελεί ένα από τα πιο σημαντικά όργανα καταμέτρησης των διακυμάνσεων της ηλιακής ακτινοβολίας. Κατασκευάστηκε από τον Simpson κατά το 1948, με σκοπό την ακριβή καταγραφή των εντάσεων της κοσμικής ακτινοβολίας σε σχέση με τα θεωρητικά μοντέλα (Simpson, Uretz, 1953), αλλά και την απόδειξη ύπαρξης μιας δυναμικής ηλιόσφαιρας, μέσω της οποίας διαμορφώνεται η ροή των (γαλαξιακών) κοσμικών ακτίνων (Simpson, 2000). Η αρχική δομή ενός μετρητή νετρονίων βασιζόταν σε ένα σύστημα 12 μετρητών, οι μετρήσεις των οποίων, επηρεάζονταν από τη βαρομετρική πίεση, ενώ το μέγεθός τους καθορίζει τον ρυθμό μέτρησης σωματιδίων. Το πρότυπο των 12 μετρητών σχεδιασμένο από τον Simpson, αποτέλεσε βάση για το σχεδιασμό ανιχνευτικών διατάξεων σε Climax και Chicago, κατά το 1949 και υιοθετήθηκε από πολλούς σταθμούς κοσμικής ακτινοβολίας (περισσότερους από 50) παγκοσμίως, την εποχή του διεθνούς γεωφυσικού έτους (International Geophysical Year, ) (Simpson 1958), για αυτό και οι πρώτοι μετρητές νετρονίων ονομάζονται και IGY μετρητές. Σχήμα : Διατομή τη συνολικής ανιχνευτικής διάταξης μετρητών νετρονίων(στοίβα), η οποία επεκτείνεται μέχρι Ν( = 12) μετρητές και αποτελεί τον ανιχνευτή που χρησιμοποιήθηκε σε Climax(Colorado) και Ιllinois(Chicago). (Από Simpson, 1953b) Η κατασκευή του εν λόγω μετρητή νετρονίων αποτέλεσε βασική ανιχνευτική διάταξη, σύμφωνα με την οποία μελετήθηκαν οι αλληλεπιδράσεις των κοσμικών σωματιδίων (Hatton, 1971) και παρατήρηση του διαπλανητικού περιβάλλοντος, όπως τις διακυμάνσεις του ηλιακού μαγνητικού πεδίου. Εν συνεχεία, το 1959 κατασκευάστηκαν αναλογικοί μετρητές BF 3, από την ερευνητική ομάδα του Chalk River και χρησιμοποιήθηκαν στο σταθμό ανίχνευσης κοσμικής ακτινοβολίας του Deep River (Hatton, Carmichael, 1964). Οι νέοι απαριθμητές είχαν μεγαλύτερο μέγεθος από τους μετρητές IGY, δηλαδή μήκος 172,7 cm και διάμετρο 15,24 cm, με πολύ καλή αναμενόμενη απόδοση. 56

63 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Οι νέες διατάξεις είχαν μεγαλύτερους ρυθμούς καταγραφής σωματιδίων, κάτι που παρατηρήθηκε κατά την αύξηση της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας, λόγω των γεγονότων της ηλιακής δραστηριότητας το 1961 στους μετρητές του Deep River. Ο ρυθμός καταγραφής γεγονότων ενός μετρητή IGY ανερχόταν σε ανά ώρα (Hatton,1971), ποσό αρκετά μικρότερο από τον αντίστοιχο ρυθμό των σωματιδίων ανά ώρα που προέκυπτε από τους μετρητές στο Chalk River, που στη συνέχεια ονομάστηκαν υπερ-μετρητές (supermonitors). Στη συνέχεια ανατέθηκε στην ερευνητική ομάδα, η τελειοποίηση του ανιχνευτή με σκοπό την ευρεία χρησιμοποίηση του. Μια από τις αλλαγές που πραγματοποιήθηκαν ήταν η αντικατάσταση της παραφίνης του εξωτερικού τμήματος του απαριθμητή, από πολυαιθυλένιο το οποίο δρούσε προστατευτικά για τον μετρητή ελαττώνοντας όμως την απόδοσή του. Ο σχεδιασμός της βελτιωμένης διάταξης συνεχίστηκε μέχρι το 1963, όποτε και καθιερώθηκε το μοντέλο του μετρητή νετρονίων που υπάρχει και σήμερα, δηλαδή ο μετρητής ΝΜ64 (SuperMonitor 64 ή snm64). Οι Hatton και Carmichael (1964) υπολόγισαν την ολική απόδοση καταγραφής σωματιδίων ενός μετρητή σωματιδίων ΝΜ64, η οποία ανέρχεται σε (5,7 ± 0,6) %, σε σχέση ε την απόδοση του μετρητή IGY που είναι (1.9 ± 0,3) %. Τέλος, παρατίθενται οι εικόνες των δύο διατάξεων που αναφέρθηκαν (σχήμα και 3.2.3) καθώς και ένα διάγραμμα που απεικονίζει την απόδοση καταγραφής των δυο συστημάτων και την περιοχή μέγιστης απόκρισης ενός μετρητή νετρονίων.. Σχήμα : Τυπική ανιχνευτική διάταξη νετρονίων IGY που περιέχει 12 μετρητές (από Simpson,1957) 57

64 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Σχήμα : Τυπική ανιχνευτική διάταξη νετρονίων NM64 που περιέχει 6 μετρητές (από Carmichael,1964) Σχήμα : Σύγκριση της υπολογισμένης απόδοσης για τις διατάξεις IGY και ΝΜ64. Τα δεδομένα προήλθαν από τις μετρήσεις του Shibata (1999) και ένας παλαιότερος υπολογισμός από τον Hatton (1971). Η γεμάτη γραμμή αντιπροσωπεύει τους υπολογισμούς του Clem (1999).(Από Clem, 1999) 58

65 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ 3.3 Δομή και Αρχή Λειτουργίας ενός Μετρητή Νετρονίων Η δομή ενός μετρητή νετρονίων βασίζεται στην ύπαρξη ενός αναλογικού απαριθμητή αερίου (gas proportional counter), ο οποίος περιβάλλεται από ένα σύστημα των παρακάτω εξαρτημάτων: Επιβραδυντής (moderator) Ο επιβραδυντής, χρησιμεύει στην ελάττωση της ταχύτητας των νετρονίων μέσω συγκρούσεων, αποτέλεσμα των οποίων είναι ο υποβιβασμός της ταχύτητάς στην θερμική περιοχή των ενεργειών, δηλαδή στα 0,025 ev. Επομένως, η χρήση του επιβραδυντή με σκοπό την ελάττωση της ενέργειας των νετρονίων, αυξάνει την πιθανότητα απορρόφησής τους εσωτερικά του αναλογικού απαριθμητή, παρέχοντας ταυτοχρόνως ένα ανακλαστικό μέσο για χαμηλοενεργειακά νετρόνια. Λόγω της διατήρησης της ενέργειας, παρατηρείται αύξηση στην ενεργειακή απώλεια των νετρονίων κατά την ελάττωση του ατομικού αριθμού Α, στις ελαστικές αλληλεπιδράσεις, γι αυτό το λόγο χρησιμοποιούνται υλικά με υψηλή περιεκτικότητα σε πρωτόνια. Ο επιβραδυντής που χρησιμοποιείται σε έναν μετρητή IGY είναι η παραφίνη, με πάχος 3,7 cm ενώ για τους μετρητές νετρονίων NM64, χρησιμοποιείται χαμηλής πυκνότητας πολυαιθυλένιο με πάχος 2 cm. Για την καταγραφή ενός πλήθους νετρονίων είναι απαραίτητη η χρήση ενός στρώματος, γύρω από τον επιβραδυντή το οποίο δρα ως παραγωγός σωματιδίων. Παραγωγός σωματιδίων (lead producer) Ο παραγωγός σωματιδίων, πλαισιώνει τον επιβραδυντή, δημιουργώντας έναν παχύ στόχο από μεγάλους πυρήνες γύρω από αυτόν, με σκοπό την πρόσκρουση των προσπιπτόντων σωματιδίων (πρωτόνια, νετρόνια) με την επακόλουθη αλληλεπίδρασή τους. Ένας πυρήνας σαν τον μόλυβδο προτιμάται καθώς ο ρυθμός παραγωγής νετρονίων ανά μονάδα μάζας είναι ανάλογος με ~Α 0,7. Οι ανελαστικές σκεδάσεις που λαμβάνουν μέρος κατά την πρόσπτωση των σωματιδίων στο στρώμα του μολύβδου, χωρίζονται σε δύο στάδια : 59

66 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ 1. Σύγκρουση μεταξύ νουκλεονίων ή knock on phase Αρχικά, σωματίδια όπως πρωτόνια και νετρόνια προσπίπτουν στον στόχο και αλληλεπιδρούν με τους πυρήνες του. Με το πέρας της αλληλεπίδρασης, τα νουκλεόνια είτε διαφεύγουν από τον πυρήνα, όπως γίνεται συνήθως, είτε προκαλούν νέες αντιδράσεις, με αποτέλεσμα τον καταιγισμό των σωματιδίων λόγω των αλυσιδωτών αντιδράσεων. Από τον καταιγισμό εκπέμπονται άμεσα μερικά νετρόνια ή πρωτόνια τα οποία ονομάζονται σύγχρονα λόγω της ακαριαίας έκλυσής τους. Ένα μέρος της ενέργειας των αρχικών σωματιδίων αποτίθεται στον πυρήνα, ενώ το υπόλοιπο μοιράζεται στα σύγχρονα σωματίδια που εκπέμπονται από τις εν λόγω αντιδράσεις. 2. Αποδιέγερση θυγατρικών πυρήνων ή De-excitation phase Με το πέρας των συγκρούσεων, ο πυρήνας που προκύπτει μένει σε διεγερμένη κατάσταση. Κατά την αποδιέγερσή του, εκπέμπονται χαμηλοενεργειακά νουκλεόνια τα οποία ονομάζονται νουκλεόνια εξάτμισης (evaporation nucleons) με κορυφή περί το 1 MeV. Η ενέργεια των παραγόμενων νουκλεονίων εξαρτάται από την ενέργεια του διεγερμένου πυρήνα. Τέλος, σημειώνεται ότι σημαντικό χαρακτηριστικό που απαιτείται στον παραγωγό σωματιδίων είναι η χαμηλή ενεργός διατομή απορρόφησης νετρονίων. Ανακλαστήρας σωματιδίων (reflector) Το μόλυβδο περιστοιχίζει ένας εξωτερικός επιβραδυντής, ο οποίος είναι γνωστός και ως ανακλαστήρας σωματιδίων. Ο ανακλαστήρας, συμβάλλει στην προστασία του μετρητή νετρονίων (ΙGY ή ΝΜ64) ανακλώντας τα χαμηλοενεργειακά νετρόνια του περιβάλλοντος και συγκρατεί τα χαμηλοενεργειακά νετρόνια που παράχθηκαν κατά τις αλληλεπιδράσεις των αρχικών προσπιπτόντων σωματιδίων με τους πυρήνες του μολύβδου. Το υλικό του ανακλαστήρα είναι το ίδιο με αυτό που χρησιμοποιείται στους σωλήνες του επιβραδυντή. (πολυαιθυλένιο για τους ΝΜ64 και παραφίνη για τους IGY) 60

67 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Μια σύνοψη των χαρακτηριστικών της δομής ενός μετρητή νετρονίων παρουσιάζεται στο επόμενο σχήμα (3.3.1) Σχήμα : Δομή και χαρακτηριστικά ενός μετρητή νετρονίων (από Clem, 2004) Όσον αφορά τα χαρακτηριστικά του αναλογικού απαριθμητή, αυτά θα αναλυθούν εκτενέστερα στο επόμενο κεφάλαιο. Για την ανίχνευση των νετρονίων στους αναλογικούς μετρητές, χρησιμοποιείται το ισότοπο 10 Β ή το 4 Ηe. Το Βόριο χρησιμοποιείται για την ανίχνευση βραδέων και θερμικών νετρονίων, σε αέρια μορφή BF 3. Η λειτουργία του βασίζεται στις παρακάτω αντιδράσεις (Hatton, 1971) : 10 B + n 7 Li * + 4 He 7 Li + 4 He MeV με ποσοστό 94% (λόγος διακλάδωσης) όπως και 10 B + n 7 Li + 4 He MeV με ποσοστό 6%. Για την κύρια αντίδραση του Βορίου ( 10 Β), παρατηρείται ότι κατά την απορρόφηση του νετρονίου από το ισότοπο, παράγεται το ασταθές 7 Li * το οποίο εν συνεχεία αποδιεγείρεται με έκλυση ενέργειας 0.48 MeV. Το φυσικό Βόριο αποτελείται από 80% 11 B και 20% 10 B. Η ενεργός διατομή (για θερμικά νετρόνια) του φυσικού Βορίου ανέρχεται σε 755 barns ενώ το ισότοπο 10 B, έχει διατομή 3820 barns, γι αυτό και προτιμάται από το αντίστοιχο φυσικό στοιχείο. Οι μετρητές νετρονίων χρησιμοποιούν αναλογικούς απαριθμητές με αέριο γέμισμα ΒF 3 εμπλουτισμένο με 96% 10 Β (BP28 Chalk River Neutron Counters, Hatton & Carmichael, 1964). 61

68 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Κατά την αλληλεπίδραση ενός νετρονίου με έναν πυρήνα 10 Β, παράγονται ιόντα 7 Li και 4 He, τα οποία απορροφούν ηλεκτρόνια και ανιχνεύονται από έναν ενισχυτή που είναι συνδεδεμένος με ένα λεπτό καλώδιο κατά μήκος του κεντρικού άξονα και έναν διευκρινιστή. Το ποσοστό των νετρονίων που συλλαμβάνονται από τα άτομα του 10 Β ανέρχεται σε 6%. Όσον αφορά το στοιχείο Ήλιο, αυτό χρησιμοποιήθηκε στους αναλογικούς απαριθμητές με αέριο γέμισμα μετά το 1990 και έχει ενεργό διατομή απορρόφησης θερμικών νετρονίων κοντά στα 5330 barn, ποσότητα μεγαλύτερη από την αντίστοιχη ενεργό διατομή του Βορίου. Μπορεί να βρίσκεται σε μεγάλη πίεση ενώ η τάση να κυμαίνεται σε χαμηλά επίπεδα (μικρότερη από 1500 V στο ηλεκτρόδιο), επομένως παρατηρείται πως η απόδοση ενός μετρητή με ήλιο είναι μεγαλύτερη σε σχέση με έναν μετρητή τριφθοριούχου βορίου για ίδιο μήκος σε ίδια πίεση. Στο παρακάτω σχήμα μελετώνται οι ενεργές διατομές απορρόφησης θερμικών νετρονίων Βόριο και Ήλιο αντίστοιχα. Η αντίδραση απορρόφησης θερμικών νετρονίων από το ήλιο έχει ως εξής: 3 He + n 3 H + p MeV Σχήμα : Οι ενεργές διατομές των αλληλεπιδράσεων απορρόφησης θερμικών νετρονίων από 10 Β και 3 He.(από Clem, 2004) 62

69 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ 3.4 Τηλεσκόπια Ηλιακών Νετρονίων Στην προηγούμενη παράγραφο αναλύθηκε η δομή και η λειτουργία του παραδοσιακού μετρητή νετρονίων. Πρόκειται για έναν πολύ ευαίσθητο ανιχνευτή νετρονίων, ο οποίος δεν μπορεί να μελετήσει τις ενέργειες στις οποίες ανιχνεύονται τα προσπίπτοντα σωματίδια, καθώς για να φτάσουν να παρατηρηθούν, θα πρέπει αρχικά οι ταχύτητές τους να είναι εξαιρετικά χαμηλές, δηλαδή στην ενεργειακή περιοχή των 0,025 ev (θερμικά νετρόνια). Η εν λόγω διεργασία πραγματοποιείται μέσω επιβραδυντών οι οποίοι υποβιβάζουν σε μεγάλο βαθμό την ενέργεια των προσπιπτόντων σωματιδίων ώστε να απορροφηθούν από το αέριο BF 3 με σκοπό την παραγωγή σωματιδίων α τα οποία και ανιχνεύονται(hatton, 1971). Με αυτόν τον τρόπο, δεν μπορεί να ληφθεί ακριβής πληροφορία για την ενέργεια των ανιχνευόμενων σωματιδίων, κάτι το οποίο φαίνεται να λύνεται με τα τηλεσκόπια νετρονίων. Το πρότυπο ενός τηλεσκοπίου νετρονίων βασίζεται στην ύπαρξη ενός οριζόντιου συστήματος πλαστικών σπινθηριστών, στους οποίους προσπίπτουν πρωτογενή νετρόνια και μετρώνται σύμφωνα με το εύρος των πρωτονίων που παράχθηκαν στις αλληλεπιδράσεις (των αρχικών σωματιδίων) με τα άτομα άνθρακα και υδρογόνου του σπινθηριστή. Οι σπινθηριστές περιβάλλονται στη κορυφή και τις δύο πλευρές από αναλογικούς απαριθμητές που εμποδίζουν τα φορτισμένα σωματίδια να περάσουν στο εσωτερικό της διάταξης (σπινθηριστές). Επομένως τα νετρόνια αναγνωρίζονται από τους σπινθηριστές οι οποίοι βρίσκονται σε αντισύμπτωση με τους αναλογικούς απαριθμητές που εμποδίζουν τα φορτισμένα σωματίδια. Με αυτό τον τρόπο, ο ανιχνευτής είναι ικανός να προσδιορίσει την ενέργεια των εισερχόμενων νετρονίων μετρώντας της ενέργεια που απόθεσαν κατά μήκος της συνολικής τους τροχιάς, τα πρωτόνια που παράχθηκαν στο εσωτερικό των σπινθηριστών από αντιδράσεις n-p. Οι σπινθηρισμοί που δημιουργούνται, συλλέγονται με τη βοήθεια φωτοπολλαπλασιαστών, ενώ το ύψος του παλμού διαχωρίζεται σε τέσσερα επίπεδα, ανάλογα με την ενέργεια ανάκρουσης του πρωτονίου, δηλαδή για 40 MeV, 80 MeV, 160 MeV, 240 MeV. Ακόμα, ο ανιχνευτής μπορεί να εντοπίσει την διεύθυνση των εισερχόμενων νετρονίων σε σχέση με το υπόβαθρο, με αυξημένη ευαισθησία. Για να συμβεί αυτό, ο ανιχνευτής περιβάλλεται ολόκληρος με σύστημα αναλογικών απαριθμητών με σκοπό να εμποδίζει -αρχικά- τα φορτισμένα σωματίδια και στη συνέχεια να δείχνει τη διεύθυνση των διερχόμενων σωματιδίων,(αυτό το φαινόμενο παρατηρείται από τις δυο σειρές αναλογικών απαριθμητών στο κάτω μέρος του ανιχνευτή, που βρίσκονται σε σύμπτωση) με τους μετρητές να είναι ευθυγραμμισμένοι στην διεύθυνση Ανατολής Δύσης. Για καλύτερη ποιότητα μετρήσεων οι εν λόγω ανιχνευτές πρέπει να τοποθετούνται σε μεγάλα υψόμετρα κοντά στον Ισημερινό με σκοπό την ελαχιστοποίηση του ατμοσφαιρικού μήκους που έχουν να διανύσουν τα εισερχόμενα νετρόνια. 63

70 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Στη συνέχεια παρατίθεται η δομή ενός τηλεσκοπίου ηλιακών νετρονίων (Gornegrat, Ελβετία),(σχήμα 3.4.1) καθώς και η μέθοδος εύρεση της διεύθυνσης των ηλιακών νετρονίων από την κίνηση των ανακρουόμενων πρωτονίων στους σπινθηριστές (σχήμα 3.4.2). Σχήμα : Δομή του τηλεσκοπίου ηλιακών νετρονίων στο Gornergrat (Flückiger, 2000) Σχήμα : Ενεργός διατομή για την διεύθυνση Βορρά Νότου των αναλογικών απαριθμητών που βρίσκονται στο κάτω μέρος του ανιχνευτή, με σκοπό την εξαγωγή πληροφοριών για τη διεύθυνση των αρχικών νετρονίων. (Flückiger, 2000) 64

71 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Για μια ολοκληρωμένη εικόνα των ηλιακών νετρονίων, εγκαταστάθηκαν 7 τηλεσκόπια ηλιακών νετρονίων σε όλο τον κόσμο(σχήμα 3.4.3), τοποθετημένα σε μεγάλα υψόμετρα και μεσαία έως μικρά γεωγραφικά πλάτη (λόγω μικρότερου διανυόμενου δρόμου από τα σωματίδια), δημιουργώντας με αυτόν τον τρόπο ένα παγκόσμιο δίκτυο τέτοιων μετρητών που προστίθεται στο ήδη μεγάλο παγκόσμιο δίκτυο μετρητών νετρονίων που φαίνεται στο σχήμα (3.4.4) και συμπληρώνει καλύτερα μαζί με τους ανιχνευτές στο διάστημα- το πάζλ της ανίχνευσης των ηλιακών νετρονίων. Σχήμα : Παγκόσμιο δίκτυο τηλεσκοπίων ηλιακών νετρονίων (SNTs) (Flückiger, 2010) Σχήμα : Παγκόσμιο δίκτυο μετρητών νετρονίων 65

72 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ 3.5 Πρώτη ανίχνευση ηλιακών νετρονίων από μετρητές νετρονίων Αν και η πρώτη αξιόπιστη ανίχνευση ηλιακών νετρονίων παρατηρήθηκε στις 21 Ιουνίου του 1980 από το φασματόμετρο ακτίνων-γ (GRS) στο δορυφόρο SMM, η πρώτη ανίχνευση ηλιακών νετρονίων από μετρητές νετρονίων έγινε στις 3 Ιουνίου 1982, από τον υπερ-μετρητή νετρονίων στο βουνό Jungfraujoch στην Ελβετία.(Chupp et al. 1983). Το εν λόγω γεγονός αποτελεί και τη δεύτερη ανίχνευση ηλιακών νετρονίων από το GRS/SMM, ταυτόχρονα με την ανίχνευση από τους μετρητές νετρονίων που βρίσκονται στο έδαφος. Πρόκειται για νετρόνια που προήλθαν από ηλιακή έκλαμψη, με τις πρώτες ροές ακτινοβολίας γ να φτάνουν στους ανιχνευτές του διαστήματος τη χρονική στιγμή 11:43:29 UT. Τα πρώτα ενεργειακά ηλιακά νετρόνια έφτασαν στον υπερ-μετρητή σε χρόνο 11:44 UT έχοντας ενέργεια από 0,5 GeV μέχρι μερικά GeV και ροή 0,08 0,10 νετρόνια ανά cm 2 ανά second. Έχοντας ως δεδομένο το προηγούμενο γεγονός που ανιχνεύθηκε κατά το 1980 οι Chupp et al. (1983) υπολόγισαν τις κινητικές ενέργειες των νετρονίων κατά την παραγωγή τους στον Ήλιο με τα εξής αποτελέσματα: για ενέργειες νετρονίων Ε Κ = MeV, η ροή νετρονίων κυμαίνεται σε επίπεδα ~ neutrons/mev/sr, για ενέργειες νετρονίων Ε Κ = 10 2 MeV, η ροή νετρονίων είναι περίπου neutrons/mev/sr, ενώ για ενέργειες Ε Κ = 10 3 MeV υπολογίζεται ροή ~10 24 neutrons/mev/sr. Στη συνέχεια μελετώνται τα αποτελέσματα της ανίχνευσης νετρονίων από τις μονόλεπτες και πεντάλεπτες μετρήσεις που λήφθηκαν στο χρονικό διάστημα της έλευσης των ηλιακών νετρονίων (Debrunner et al. 1983).(σχήμα 3.5.1) Σχήμα : Καταμέτρηση νετρονίων από το GRS και επιπλέον ποσοστό καταμέτρησης από τον μετρητή νετρονίων(νμ) στο Jungfraujoch.(Από Debrunner et al. 1983) 66

73 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΕΣ ΔΙΑΤΑΞΕΙΣ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΗΛΙΑΚΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Το πρώτο γεγονός ανίχνευσης ηλιακών νετρονίων, το 1982, παρατηρήθηκε και από άλλους μετρητές αλλά σε μικρότερα ποσοστά αυξημένων γεγονότων, όπως φαίνεται και από τις 5-λεπτες μετρήσεις των υπερ-μετρητών νετρονίων σε Rome (που βρίσκεται στην επιφάνεια της θάλασσας) και Tsumeb(που βρίσκεται σε υψόμετρο 1240 m), σύμφωνα με τον Stoker (1987). Στο επόμενο σχήμα (3.5.2) μελετώνται τα αποτελέσματα των μετρήσεων, ενώ κλείνοντας το κεφάλαιο, παρατίθεται ο πίνακας V, στον οποίο μελετώνται οι καταγραφές διαφόρων επίγειων μετρητών νετρονίων για το γεγονός της 3 ης Ιουνίου 1982 και για τη χρονική στιγμή 11:45 UT σύμφωνα με τον Stoker (1987). Σχήμα : Καταγεγραμμένη ένταση σωματιδίων(γεγονότα/5 λεπτά) για τους μετρητές νετρονίων σε Rome και Tsumeb, λόγω του γεγονότος ηλιακών νετρονίων του 1982 (από Stoker,1987) Σταθμός Κατώφλι Ακαμψίας R C (GV) Ατμοσφαιρική πίεση h (mm Hg) ΠΙΝΑΚΑΣ V Γωνία Ζενίθ Ηλίου,θ S 11:45 UT Ατμοσφαιρικό Βάθος h S (g/cm 2 ) στην διεύθυνση του Ηλίου Ποσοστιαία αύξηση στο διάστημα 11:45-11:50 UT Jungfraujoch ± 0.59 Lomnicky Stit ± 0.33 Rome ± 0.69 Kiel ± 0.69 Tsumeb ±

74 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Κεφάλαιο 4 Σφαιρικός Αναλογικός Απαριθμητής (SPC) 4.1 Γενικά περί Αναλογικών Απαριθμητών Οι αναλογικοί ανιχνευτές ανήκουν στην κατηγορία των απαριθμητών με αέριο γέμισμα. Οι εν λόγω απαριθμητές χρησιμοποιούνται στην ερευνητική δραστηριότητα της πυρηνική και αστροσωματιδιακή φυσικής με σκοπό τη μέτρηση ενέργειας και θέσης(ή και μετρήσεις χρονισμού) για το σύνολο των φορτισμένων σωματιδίων και ακτινοβολιών. Στην απλούστερη μορφή τους αποτελούνται από ένα δοχείο στο οποίο εισάγεται κάποιο αέριο και δύο ηλεκτρόδια τα οποία συνδέονται με πηγή συνεχούς ρεύματος και μια συσκευή μέτρησης. Το δοχείο συνδέεται με εξωτερική τάση, η οποία εφαρμόζεται μεταξύ του κεντρικού καλωδίου (άνοδος) και του τοιχώματος του δοχείου (κάθοδος). Αν υποτεθεί ότι ένα σωματίδιο διέρχεται μέσω του ανιχνευτή, τότε θα αλληλεπιδράσει ελαστικά με τα άτομα του αερίου και κάτω από την επίδραση του ηλεκτρικού πεδίου που έχει δημιουργηθεί (από την εξωτερική τάση),τα ιόντα θα κινηθούν προς τα αντίστοιχα ηλεκτρόδια όπου και συλλέγονται. Επομένως, ανάλογα με την τάση που εφαρμόζεται, μεταβάλλεται και ο αριθμός ιόντων που συλλέγονται. (περιοχή επανασύνδεσης, περιοχή ιονισμού, αναλογική περιοχή, περιοχή Geiger- Muller) Στην περιοχή ενδιαφέροντος, δηλαδή στην αναλογική περιοχή, η τάση που εφαρμόζεται μεταξύ των δυο ηλεκτροδίων είναι υψηλή, με συνέπεια τα ηλεκτρόνια που παράγονται από τον αρχικό ιονισμό να επιταχύνονται σε μεγαλύτερες ενέργειες, προκαλώντας δευτερογενείς ιονισμούς. Τα παραγόμενα ηλεκτρόνια με τη σειρά τους επιταχύνονται και προκαλούν αντίστοιχους ιονισμούς οι οποίοι καταλήγουν σε χιονοστιβάδα ηλεκτρικών φορτίων (χιονοστιβάδα Townsend). Λόγω της μικρής διαμέτρου της ανόδου παρατηρείται η κάλυψή της από τα φορτία της χιονοστιβάδας, η οποία είναι ανάλογη της έντασης του ηλεκτρικού πεδίου και του αερίου του ανιχνευτή. Στον ανιχνευτή χρησιμοποιούνται κυρίως μείγματα αερίων, ένα εκ των συστατικών είναι ευγενές αέριο(τα ευγενή αέρια δεν συλλαμβάνουν τα ελεύθερα ηλεκτρόνια). Αέρια όπως Αr (Αργό), Kr (Κρύπτο), Xe(Ξένο), έχουν μικρό δυναμικό ιονισμού και προτιμώνται, ενώ το Ar χρησιμοποιείται ευρέως στους ανιχνευτές λόγω χαμηλού κόστους. 68

75 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Πλεονέκτημα των αναλογικών απαριθμητών αποτελεί η αναλογία μεταξύ σήματος εξόδου και ενέργειας που αποτέθηκε από το διερχόμενο ιονιστικό σωματίδιο. Ο εξαγόμενος παλμός είναι ασθενής γι αυτό θα πρέπει να διέλθει μέσα από σύστημα προενισχυτή και ενισχυτή με σκοπό την μορφοποίησή του. Στη συνέχεια ακολουθεί ο διευκρινιστής, ο οποίος διεγείρεται από παλμούς ακτινοβολίας, καταγράφοντάς τους σε κλίμακα. Στο επόμενο σχήμα (4.1.1) παρουσιάζεται η αρχή λειτουργίας ενός αναλογικού απαριθμητή μέσω απλών βημάτων : Σχήμα : Αρχή λειτουργίας ενός αναλογικού απαριθμητή. 4.2 Περιγραφή του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή Ο σφαιρικός αναλογικός απαριθμητής, αποτελεί διάταξη ανίχνευσης σωματιδίων που αναπτύχθηκε πρόσφατα, με πληθώρα εφαρμογών, έχοντας ως κύρια χαρακτηριστικά ένα πολύ χαμηλό ενεργειακό κατώφλι ανεξάρτητο του όγκου(λόγω της χαμηλής χωρητικότητάς του), με καλή ενεργειακή ανάλυση και χαμηλό επίπεδο θορύβου. Η σφαιρική γεωμετρία του ανιχνευτή επιτρέπει την καταγραφή και την ενίσχυση των ενεργειών που αποθέτουν τα σωματίδια, χρησιμοποιώντας ένα ενιαίο ηλεκτρονικό κανάλι (στην απλούστερη μορφή του) για την ανάγνωση μεγάλων όγκων αερίων. Πρέπει να σημειωθεί ότι ο εν λόγω ανιχνευτής, αποτελεί μια στιβαρή διάταξη με χαμηλό κόστος και έχει αποδειχθεί ότι λειτουργεί σταθερά, για μεγάλα χρονικά διαστήματα. 69

76 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Το εύρος των εφαρμογών του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή (SPC) κυμαίνεται από μέτρηση ροών των ατμοσφαιρικών νετρονίων(θερμικά, ταχέα), σε μέτρηση ακτινοβολίας γάμμα και φασματοσκοπία, μέχρι ανίχνευση χαμηλοενεργειακών νετρίνων και υποψηφίων σωματιδίων σκοτεινής ύλης. Πολύ σημαντική κρίνεται η συνεισφορά του εν λόγω ανιχνευτή στην μέτρηση του υποβάθρου νετρονίων, λόγω της ικανότητας μέτρησης πολύ χαμηλών ροών σωματιδίων, λεπτομέρεια που κρίνεται απαραίτητη σε πειράματα ανίχνευσης χαμηλοενεργειακών σωματιδίων. O αναλογικός απαριθμητής αποτελείται από μια χάλκινη σφαιρική κοιλότητα διαμέτρου 1.3 m και πάχους 6 mm, η οποία περιβάλλει μια μικρή σφαίρα από ανοξείδωτο ατσάλι, διαμέτρου 1.4 cm. Οι δύο σφαίρες είναι ομόκεντρες με την εξωτερική να βρίσκεται γειωμένη, ενώ ο ανιχνευτής λειτουργεί σφραγισμένος. Αυτό συνεπάγεται την άντληση του αέρα που βρίσκεται αρχικά στη σφαίρα με την επακόλουθη πλήρωση της σφαίρας με το επιθυμητό μείγμα αερίου από χαμηλές πιέσεις μέχρι 5 bar. Η ατσάλινη σφαίρα διατηρείται στο κέντρο της διάταξης με τη βοήθεια μιας ατσάλινης ράβδου. Στην απλούστερη λειτουργία του ανιχνευτή, το μικρό σφαιρικό ηλεκτρόδιο (ατσάλινη σφαίρα) λειτουργεί ως αναλογικός απαριθμητής του οποίου οι καταγραφές ερμηνεύονται από ενιαίο ηλεκτρονικό κανάλι. Ο ανιχνευτής λειτουργεί με θετική τάση που εφαρμόζεται στην άνοδο (εσωτερική σφαίρα) ενώ η κάθοδος παραμένει γειωμένη (εξωτερική σφαίρα). Ένας πυκνωτής υψηλής χωρητικότητας απομονώνει το καλώδιο υψηλών τάσεων με σκοπό τη προστασία του προενισχυτή. Στη συνέχεια παρουσιάζεται ο ανιχνευτής(σχήμα 4.2.1) Σχήμα : Εικόνα του σφαιρικού αναλογικού απαριθμητή με τα ηλεκτρονικά στοιχεία 70

77 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) 4.3 Ηλεκτρικό πεδίο Σε έναν σφαιρικό αναλογικό απαριθμητή, το ηλεκτρικό πεδίο εξαρτάται από την ακτίνα της ανόδου r 2, την ακτίνα της καθόδου r 1 (η τάση της καθόδου προσαρμόζεται στα 0 Volt), την τάση ανόδου V 0 και την ακτινική απόσταση r. Από τα δεδομένα προκύπτει η παρακάτω σχέση (4.1) ΕΕ(rr) = VV 0 1 rr 2 1 rr2 1 rr1 (4.1) ενώ με τη βοήθεια της σχέσης ΕΕ = VV μπορεί να υπολογιστεί το δυναμικό συναρτήσει της ακτίνας r, δηλαδή : VV = VV 0 1 rr 1 rr1 1 rr2 1 rr1 (4.2) Στη συνέχεια παρατίθεται το σχήμα (4.3.1) που παρουσιάζει την εφαρμογή υψηλής τάσης στο ηλεκτρόδιο και την επακόλουθη παραγωγή του ακτινικού ηλεκτρικού πεδίου στο εσωτερικό της μεγάλης σφαίρας. Σχήμα : Εφαρμογή θετικής υψηλής τάσης (HV) στο κέντρο με αποτέλεσμα την παραγωγή ακτινικού ηλεκτρικού πεδίου στο εσωτερικό του ανιχνευτή. Ένα ηλεκτρόνιο που παράχθηκε στον όγκο του αερίου παρασύρεται προς το κεντρικό ηλεκτρόδιο δημιουργώντας χιονοστιβάδα κοντά στην μικρή σφαίρα σε απόσταση λίγων mm.τα θετικά ιόντα που κινούνται προς τα πίσω προκαλούν σήμα στον προενισχυτή. 71

78 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Κατά την κίνηση τους στο εσωτερικό του ανιχνευτή, ενεργητικά φορτισμένα σωματίδια, νετρόνια και ακτινοβολίες αφαιρούν ηλεκτρόνια από το αέριο παράγοντας θετικά φορτισμένα ιόντα και αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια. Το ηλεκτρικό πεδίο που έχει δημιουργηθεί διαμέσου των δύο ηλεκτροδίων παρασύρει τα ηλεκτρόνια στο θετικά φορτισμένο ηλεκτρόδιο, ενώ κοντά στην άνοδο (εσωτερική σφαίρα) το ηλεκτρικό πεδίο είναι αρκετά ισχυρό με αποτέλεσμα τα ηλεκτρόνια να αποκτούν αρκετή ενέργεια για να ιονίσουν περισσότερα από τα άτομα του αερίου, μια διαδικασία που παράγει ακόμα περισσότερα ηλεκτρόνια δηλαδή δημιουργεί χιονοστιβάδα. Το εν λόγω φαινόμενο παράγεται σε απόσταση λίγων χιλιοστών από την άνοδο, ενώ τα θετικά ιόντα που παρασύρονται προς τη κάθοδο παράγουν παλμό τον προενισχυτή. Παρατηρείται ότι από τη στιγμή που η χιονοστιβάδα λαμβάνει μέρος στην άνοδο (τα ηλεκτρόνια έλκονται προς την άνοδο),τα θετικά ιόντα καλύπτουν μια μεγαλύτερη απόσταση. Επομένως, ο παραγόμενος παλμός στον προενισχυτή οφείλεται κυρίως στην κίνηση των ιόντων, ενώ τα ηλεκτρόνια που παράγονται κατά τη διαδικασία της χιονοστιβάδας έχουν μια αμελητέα συνεισφορά στο σήμα. Βάσει ορισμού η κινητικότητα ή ευκινησία μ, ενός ιόντος σε ένα αέριο είναι ο λόγος της ταχύτητας κλίσης ή μετατόπισης του προς το ηλεκτρικό πεδίο και είναι σχετικά σταθερή : μμ = vv = dddd EE(rr) dddd Από την (4.1) αντικαθίσταται ο όρος Ε(r) επομένως : 11 (4.3) EE(rr) (4.4) Έτσι τα ιόντα που καλύπτουν απόσταση r σε χρόνο t είναι : (4.5) Ενώ αν αντικατασταθεί ο όρος r(t) στη σχέση (4,2), τότε λαμβάνεται το σήμα που καταγράφει ο ανιχνευτής για μια χιονοστιβάδα που δημιουργήθηκε τη χρονική στιγμή t = 0 : (4.6) 72

79 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Από την τελευταία εξίσωση της προηγούμενης σελίδας (4.6) μπορεί να εξαχθεί η αναμενόμενη μορφή του δημιουργούμενου παλμού λαμβάνοντας υπόψη τη σταθερά μορφοποίησης του προενισχυτή. Στο επόμενο σχήμα παρατηρείται ο παλμός που δημιουργήθηκε από μια πηγή 55 Fe, σε πολύ καλό επίπεδο με τις θεωρητικά αναμενόμενες τιμές. Σχήμα : Παλμός που παρατηρήθηκε από πηγή 55 Fe (μαύρη γραμμή) και αναπαράχθηκε ικανοποιητικά από τους υπολογισμούς (κόκκινη γραμμή) 4.4 Ηλεκτροστατική του Σφαιρικού Αναλογικού Ανιχνευτή Εφαρμόζοντας τα όσα ειπώθηκαν παραπάνω, στις πραγματικές συνθήκες του ανιχνευτή παρατηρείται διακοπή στην σφαιρική συμμετρία, λόγω της ράβδου που στηρίζει το κεντρικό ηλεκτρόδιο και το συνδέει με τα υπόλοιπα ηλεκτρονικά στοιχεία που είναι τοποθετημένα εξωτερικά του ανιχνευτή, με σκοπό την καταγραφή των εξαγόμενων παλμών. Στο σχήμα (4.4.1), παρατηρείται το ηλεκτρικό πεδίο που δημιουργείται γύρω από την απλή γεωμετρία των ηλεκτροδίων. Με τη βοήθεια ορισμένων υπολογισμών παρατηρούνται οι ισοδυναμικές γραμμές του πεδίου (σχήμα 4.4.2) και πως μεταβάλλονται από την απλή γεωμετρία, καθώς μόνο το 20% περίπου του όγκου των δυναμικών γραμμών καταλήγουν στο σφαιρικό ηλεκτρόδιο(κόκκινες γραμμές), ενώ οι υπόλοιπες καταλήγουν στη ράβδο, γεγονός που αλλοιώνει την αναμενόμενη ενίσχυση. Τα δύο διαγράμματα (σχήμα 4.4.1) και (σχήμα 4.4.2) παρατίθενται στην επόμενη σελίδα. 73

80 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Σχήμα : Ηλεκτρικό πεδίο (ισοδυναμικές γραμμές) γύρω από την απλούστερη γεωμετρία ηλεκτροδίου(σύνδεση σφαίρας και ράβδου) Σχήμα : Ισοδυναμικές γραμμές για την απλούστερη γεωμετρία. Από τους υπολογισμούς παρατηρείται η τυχαία κατανομή των γραμμών στο σύνολο της διάταξης. Με κόκκινο χρώμα παρατηρούνται οι γραμμές που καταλήγουν στη σφαίρα ενώ με πράσινο χρώμα οι γραμμές που καταλήγουν στη ράβδο. Η αριστερή φωτογραφία δείχνει το συνολικό φαινόμενο ενώ η δεξιά αποτελεί μεγέθυνση του διαγράμματος δίνοντας έμφαση στο κέντρο 74

81 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Εξετάζοντας αναλυτικότερα τη διαβάθμιση της τάσης στην περιοχή πλησίον του ηλεκτροδίου (όπου αναμένεται η ενίσχυση του σήματος), παρατηρούνται μεταβολές κατά μήκος της επιφάνειας, η οποία έχει ως συνέπεια την εμφάνιση παραγόντων ενίσχυσης που εξαρτώνται από το ακριβές σημείο που περατώνεται η γραμμή του πεδίου στην επιφάνεια του ηλεκτροδίου. Η εν λόγω ανομοιογένεια στην ενίσχυση μεγεθύνεται από το φαινόμενο της χιονοστιβάδας που εξαρτάται από το ηλεκτρικό πεδίο. Γι αυτό το λόγο η απλή γεωμετρία είναι ασύμφορη για ομοιογενείς αποκρίσεις του πεδίου στον συνολικό όγκο του ανιχνευτή. Γι αυτό το λόγο πραγματοποιούνται πολλές προσπάθειες με σκοπό την σχεδίαση μιας ηλεκτρικής δομής που θα επιτρέπει την εφαρμογή υψηλών τάσεων στην εσωτερική σφαίρα του απαριθμητή, με ελάχιστη διαστρέβλωση του σφαιρικού πεδίου με σκοπό την ομοιογενή ενίσχυση γύρω από τη μικρή σφαίρα. 4.5 Διόρθωση του ηλεκτρικού πεδίου Για τη λύση στο πρόβλημα της στρέβλωσης του πεδίου, λόγω της υψηλής τάσης στην άνοδο, είναι αναγκαία η πρόσθεση ενός ή περισσοτέρων ηλεκτροδίων στο σύστημα, έτσι ώστε οι δυναμικές γραμμές του πεδίου να διαμορφώνουν ένα πεδίο το οποίο προσεγγίζει καλύτερα την ιδανική σφαιρική συμμετρία κατευθύνει το σύνολο (ή το μεγαλύτερο ποσοστό) των δυναμικών γραμμών στο σφαιρικό ηλεκτρόδιο και όχι στη ράβδο η ενίσχυση που συνδέεται με κάθε μια εκ των δυναμικών γραμμών να είναι επαρκώς όμοια για το σύνολο των γραμμών, ώστε να διατηρείται η ομοιογένεια του ανιχνευτή σε όλο τον όγκο Όπως θα παρατηρηθεί και στη συνέχεια, δεν είναι εύκολη η επίτευξη και των τριών περιπτώσεων μαζί. Όμως, αν υπάρξει ελαστικότητα όσον αφορά την πλήρωση της ιδανικής σφαιρικής συμμετρίας, τότε είναι δυνατή η επίτευξη των δύο υπόλοιπων σημείων διατηρώντας με αυτόν τον τρόπο, την στιβαρότητα και απλότητα του αρχικού μοντέλου. Μέσα από ένα σύνολο πρακτικών γεωμετριών που έχουν δοκιμαστεί για την εκπλήρωση των παραπάνω στόχων, την πιο επιτυχημένη διαμόρφωση αποτελεί ένα κυλινδρικό ηλεκτρόδιο, τοποθετημένο γύρω από τη ράβδο υψηλής τάσης, σε απόσταση 4 mm από την κεντρική σφαίρα, τροφοδοτούμενο από ανεξάρτητο δυναμικό V 2 (μπορεί να δοθεί οποιαδήποτε τιμή στο εν λόγω δυναμικό ή να είναι γειωμένο). Η λύση αυτή προτιμήθηκε διότι υλοποιεί πρακτικά και τεχνικά ζητήματα, όπως την ευκολία κατασκευής ή την απουσία σπινθήρων. Οι διορθωμένες ισοδυναμικές γραμμές παρατίθενται στο σχήμα (4.5.1), 75

82 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Σχήμα : Ηλεκτροστατική διαμόρφωση με χρήση γειωμένου κυλινδρικού ηλεκτροδίου (διορθωτής) γύρω από τη ράβδο υψηλής τάσης σε απόσταση 4 mm από το σφαιρικό ηλεκτρόδιο Όπως φαίνεται από το σχήμα 4.5.1, η παρουσία του γειωμένου κυλίνδρου, κατευθύνει τις δυναμικές γραμμές γύρω από το σφαιρικό ηλεκτρόδιο, με ένα πιο συμμετρικό ως προς τη σφαιρική γεωμετρία- τρόπο. Παρόλα αυτά, μια προσεγμένη ματιά στην περιοχή κοντά στην επιφάνεια του ηλεκτροδίου φανερώνει διαφορές, ειδικότερα κοντά στην περιοχή σύνδεσης του ηλεκτροδίου με τη ράβδο. Με τη βοήθεια του επόμενου σχήματος (4.5.2) παρατηρείται πως, η ύπαρξη του γειωμένου κυλίνδρου οδηγεί τις δυναμικές γραμμές σε μια περιορισμένη περιοχή γύρω από το σφαιρικό ηλεκτρόδιο, όπου η ενίσχυση είναι περισσότερο ομοιογενής. Αν και μπορεί να θεωρηθεί αρνητικό στοιχείο το γεγονός ότι υπάρχει απόκλιση από τη σφαιρική συμμετρία, το θετικό στοιχείο που προκύπτει είναι η εξαιρετικά ομοιογενής απόκριση του ανιχνευτή στο σύνολο του όγκου της διάταξης, λόγω της ομοιομορφίας της ενίσχυσης που δέχονται τα ηλεκτρόνια κατά την τροχιά τους. Σχήμα : Δυναμικές γραμμές πεδίου για τη διορθωμένη γεωμετρία με χρήση γειωμένου κυλίνδρου γύρω από τη ράβδο. Ο υπολογισμός έγινε για τυχαία κατανομή των γραμμών στο εσωτερικό του ανιχνευτή. Όλες οι γραμμές καταλήγουν στη σφαίρα και απομακρύνονται από τη περιοχή σύνδεσης σφαίρας-ράβδου. Στα δεξιά παρατηρείται ένα διάγραμμα, 10 cm γύρω από το κέντρο σε σχέση με τη συνολική εικόνα (αριστερά). 76

83 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) Στη συνέχεια παρατίθεται συγκριτική εικόνα της απλής γεωμετρίας του πεδίου με την διορθωμένη (σχήμα 4.5.3) ενώ τέλος, στο σχήμα (4.5.4) μελετώνται οι παρατηρούμενες κορυφές από πηγή ραδονίου ( 222 Rn), μέσω μετρήσεων που λήφθηκαν με τη διόρθωση του πεδίου. Τα αποτελέσματα δείχνουν καλή ανάλυση ενέργειας (0,5%), ενώ παράλληλα αποδεικνύουν, ότι η εν λόγω απλή και στιβαρή διάταξη μπορεί να ανταποκριθεί με ακρίβεια σε περιπτώσεις όπου η απόλυτη σφαιρική συμμετρία δεν απαιτείται. Σχήμα : Απλή γεωμετρία ηλεκτρικού πεδίου, στα αριστερά, σε σχέση με τη διορθωμένη γεωμετρία (χρήση γειωμένου κυλίνδρου 4 mm από το σφαιρικό ηλεκτρόδιο) που παρατηρείται δεξιά Σχήμα : Παρατηρούμενες κορυφές από τις μετρήσεις με διορθωμένο πεδίο με ραδιενεργή πηγή ραδονίου, 222 Rn. Από αριστερά προς τα δεξιά διακρίνονται : η κορυφή 222 Rn στα 5 MeV και οι κορυφές των 218 Po και 214 Po στα 6 MeV και 7 MeV αντίστοιχα. 77

84 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΣΦΑΙΡΙΚΟΣ ΑΝΑΛΟΓΙΚΟΣ ΑΠΑΡΙΘΜΗΤΗΣ (SPC) 4.6 Πλεονεκτήματα Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή Ο Σφαιρικός Αναλογικός Απαριθμητής (SPC), όπως αναλύθηκε και παραπάνω, αποτελεί μια απλή, στιβαρή και πολλά υποσχόμενη ανιχνευτική διάταξη, με καλή ενεργειακή ανάλυση, χαμηλό θόρυβο και μικρό ενεργειακό κατώφλι, εκμεταλλευόμενη τη σφαιρική γεωμετρία και το ενιαίο κανάλι για σάρωση μεγάλου όγκου αερίων. Όλα αυτά προστίθενται στην σταθερή λειτουργία του απαριθμητή μαζί με το χαμηλό κόστος. Η διαδικασία ενίσχυσης παλμών του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή είναι παρόμοια με αυτή των αντίστοιχων ανιχνευτικών διατάξεων, όπως είναι οι κυλινδρικοί ανιχνευτές που χρησιμοποιούνται στους μετρητές νετρονίων. Τα πλεονεκτήματα του SPC έναντι των υπόλοιπων αναλογικών απαριθμητών που χρησιμοποιούνται, συνοψίζονται παρακάτω : Η σφαιρική γεωμετρία, ως γνωστόν, συγκεντρώνει ένα μεγάλο όγκο κίνησης σε ένα μικρό ενισχυτικό ανιχνευτή με λίγα (ή και μόνο ένα) κανάλια ανάγνωσης. Πρόκειται για τον πιο αποδοτικό τρόπο ενορχήστρωσης ενός μεγάλου ανιχνευτή με το μικρότερο δυνατό αριθμό πρωτοποριακών ηλεκτρονικών στοιχείων. Η εν λόγω προσέγγιση απλοποιεί την κατασκευή και ελαττώνει το κόστος του πειράματος Η σφαιρική συμμετρία ελαχιστοποιεί τις εξωτερικές επιφάνειες ανά μονάδα όγκου του ανιχνευτή, όπως και το πάχος του υλικού που χρειάζεται για να συγκρατηθεί το αέριο. Με αυτό τον τρόπο επιτρέπει ένα χαμηλότερο υπόστρωμα ανά μονάδα όγκου που οφείλεται σε εξωτερικές επιφάνειες ή μόλυνση του υλικών. Η απλότητα του ανιχνευτή επιτρέπει μια εύκολη βελτιστοποίηση, από την οπτική γωνία της προστασίας έναντι του υποστρώματος των ραδιενεργών πηγών. Μεγάλοι όγκοι κίνησης, όπως παρουσιάζονται στον Σφαιρικό Αναλογικό Απαριθμητή μπορούν να κατασκευαστούν χωρίς τη βοήθεια κλωβών πεδίων, αντίθετα με τους κυλινδρικούς αναλογικούς απαριθμητές. Η σφαιρική γεωμετρία επιτρέπει την χαμηλή χωρητικότητα του ανιχνευτή, καθώς και πολύ χαμηλά επίπεδα ηλεκτρονικού θορύβου. Έχοντας υπόψη ότι δεν λήφθηκε κάποιο ειδικό μέτρο για τη μείωση του ηλεκτρονικού θορύβου, υπάρχουν προοπτικές για πολύ χαμηλές τιμές υποβάθρου (πολύ κάτω από τα 100eV) 78

85 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΑ ΔΕΔΟΜΕΝΑ ΚΑΙ ΑΠΟΤΕΛΕΣΜΑΤΑ Κεφάλαιο 5 Πειραματικά δεδομένα και αποτελέσματα 5.1 Γενικά Στο Κεφάλαιο 5 μελετάται η χρήση του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή ως ανιχνευτή νετρονίων διαφόρων ενεργειών. Η προκείμενη μελέτη θα περιορισθεί σε ενέργειες θερμικών και ταχέων νετρονίων. Με αυτό τον τρόπο, είναι δυνατή η εξαγωγή συμπερασμάτων για την απόδοση του ανιχνευτή στις εξεταζόμενες περιοχές, έχοντας ως απώτερο σκοπό την διαμόρφωση μιας τελικής πρόταση περί ανίχνευσης ηλιακών νετρονίων, όπου οι ενέργειες κυμαίνονται από 100 MeV μέχρι μερικά GeV (για τα ηλιακά νετρόνια που καταφέρνουν να αλληλεπιδράσουν με την ατμόσφαιρα και φτάνουν στους επίγειους μετρητές). Οι ανιχνευτές που χρησιμοποιούνται για ανίχνευση ηλιακών νετρονίων στο έδαφος είναι οι μετρητές νετρονίων (NM64 ή IGY) και τα τηλεσκόπια ηλιακών νετρονίων (Solar Neutron Telescopes, SNT), ενώ οι μετρητές που βρίσκονται σε δορυφόρους, έχουν ως κύριο αντικείμενο μελέτης την καταγραφή των διακυμάνσεων της ηλιακής δραστηριότητας και ανιχνεύουν συνήθως, ένα μέρος του συνολικού φάσματος των ηλιακών νετρονίων (ειδικότερα τα χαμηλοενεργειακά νετρόνια ή τα νετρόνια που διασπώνται κατά το ταξίδι τους στον διαπλανητικό χώρο). Ο Σφαιρικός Αναλογικός απαριθμητής αποκλίνει από την κύρια ιδέα ανίχνευσης ηλιακών νετρονίων, καθώς εστιάζει στην άμεση ανίχνευσή τους δίχως την χρησιμοποίηση επιβραδυντών. Για τη μελέτη του εν λόγω εγχειρήματος, κρίνεται αναγκαία η μελέτη της απόδοσης του ανιχνευτή σε χαμηλότερες ενέργειες νετρονίων όπως είναι τα θερμικά και τα ταχέα. Έτσι το κεφάλαιο ξεκινά από την μελέτη των θερμικών νετρονίων με τη βοήθεια του αερίου 3 He (όπως πραγματοποιείται σε πολλούς μετρητές νετρονίων) συνεχίζει με την ανίχνευση θερμικών και ταχέων νετρονίων από πηγή Καλιφορνίου 252 Cf, ενώ κλείνει με την ανάλυση των δεδομένων για φάσματα θερμικών και ταχέων νετρονίων με τη βοήθεια αερίου Αζώτου 14 Ν από πηγή 241 Am - 9 Be. 79

86 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΑ ΔΕΔΟΜΕΝΑ ΚΑΙ ΑΠΟΤΕΛΕΣΜΑΤΑ 5.2 Πειραματική Διάταξη Αναλογικού Απαριθμητή Η πειραματική διάταξη του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή που βασίζεται στα παρακάτω όργανα παρουσιάζεται στο σχήμα Απαριθμητής Πρόκειται για μια χάλκινη σφαιρική κοιλότητα διαμέτρου 1.3 m και πάχους 6 mm, η οποία περιβάλλει μια μικρή σφαίρα από ανοξείδωτο ατσάλι, διαμέτρου 1.4 cm. Οι δύο σφαίρες είναι ομόκεντρες με την εξωτερική να βρίσκεται γειωμένη, ενώ ο ανιχνευτής λειτουργεί σφραγισμένος. Ο ανιχνευτής λειτουργεί με θετική τάση που εφαρμόζεται στην άνοδο (εσωτερική σφαίρα), για τα εκάστοτε μείγματα αερίων στις αντίστοιχες πιέσεις Προενισχυτής Βασικό όργανο όπου πραγματοποιείται η αρχική ενίσχυση του σήματος εξόδου. Ο προενισχυτής απομονώνει το σήμα εξόδου του απαριθμητή από την υψηλή τάση και το ενισχύει, μειώνοντας την επίδραση του θορύβου. Ενισχυτής Κύρια λειτουργία του ενισχυτή αποτελεί η αύξηση της περιοχής της αναλογικής εξόδου του προενισχυτή με σκοπό την ακριβέστερη ανάλυση των δεδομένων Analog to Digital Converter (ADC) Μετά την ενίσχυση του σήματος εξόδου, οι εξαγόμενοι παλμοί ψηφιοποιούνται Λήψη αποτελεσμάτων Μετά την ψηφιοποίηση των παλμών, τα αποτελέσματα συλλέγονται από υπολογιστή με σκοπό την επεξεργασία του παραγόμενου φάσματος Σχήμα : Σφαιρικός Αναλογικός Απαριθμητής και ηλεκτρονικά στοιχεία 80

87 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΑ ΔΕΔΟΜΕΝΑ ΚΑΙ ΑΠΟΤΕΛΕΣΜΑΤΑ 5.3 Φάσμα θερμικών νετρονίων με αέριο 3 He Για τη ανίχνευση θερμικών νετρονίων (και συχνά ταχέων) στους αναλογικούς απαριθμητές μια πολύ καλή επιλογή αποτελεί το αέριο ήλιο 3 He, λόγω της υψηλής ενεργού διατομής απορρόφησης θερμικών νετρονίων που ανέρχεται σε σ = 5330 barn όπως φαίνεται και στο παρακάτω σχήμα (5.3.1). Η αντίδραση απορρόφησης θερμικών νετρονίων με το αέριο 3 He έχει ως εξής : n + 4 He 3 H + p kev Σχήμα : Διάγραμμα ενεργούς διατομής για την αλληλεπίδραση 3 He (n, p) 1 H Οι παλμοί εξόδου που λαμβάνονται από τον αναλογικό απαριθμητή οφείλονται στην ενέργεια που αποθέτουν, το πρωτόνιο και το Τρίτιο στον όγκο του αερίου. Η εν λόγω ενέργεια εξαρτάται από την ενέργεια του νετρονίου που αλληλεπιδρά με το ήλιο, που σε αυτή τη περίπτωση ερμηνεύεται μέσω μιας κορυφής στα 765 kev. Για να πραγματοποιηθεί μια ακριβής μέτρηση περί της ενέργειας των νετρονίων, θα πρέπει τα παράγωγα της αντίδρασης (n,p) να αποθέσουν το σύνολο της ενέργειάς τους στον όγκο του αναλογικού απαριθμητή. Παρατηρείται όμως, ιδιαίτερα στους κυλινδρικούς αναλογικούς απαριθμητές, πως αν η αλληλεπίδραση λάβει χώρα κοντά στα τοιχώματα της διάταξης, τότε ένα ή περισσότερα εκ των σωματιδίων χάνουν ενέργεια λόγω αλληλεπιδράσεων με αυτά δίνοντας λανθασμένη εικόνα για την ενέργεια των νετρονίων. 81

88 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΑ ΔΕΔΟΜΕΝΑ ΚΑΙ ΑΠΟΤΕΛΕΣΜΑΤΑ Το φαινόμενο της επίδρασης των τοιχωμάτων εξαρτάται από το μέγεθος του ανιχνευτή, το αέριο που χρησιμοποιείται με την ανάλογη πίεσή του και προφανώς την ενέργεια των αλληλεπιδρώντων νετρονίων. Το μοντέλο του Σφαιρικού Αναλογικού Απαριθμητή πλεονεκτεί έναντι των κυλινδρικών απαριθμητών, λόγω του αυξημένου όγκου και τη δυνατότητα λειτουργίας τους σε μεγάλες πιέσεις. Όσον αφορά την εξάρτηση του φαινομένου της επίδρασης των τοιχωμάτων από την ενέργεια των νετρονίων, αυτή αυξάνεται με την αύξηση των ενεργειών. Δηλαδή για θερμικά νετρόνια, το φαινόμενο έχει ελάχιστη ισχύ καθώς από την αντίδραση (n,p) το πρωτόνιο λαμβάνει ενέργεια 573,75 kev ενώ το Τρίτιο 191,25 kev. Το φαινόμενο γίνεται σημαντικότερο για ταχέα νετρόνια και αντιμετωπίζεται με αύξηση της πίεσης του αερίου στον όγκο. Το προκείμενο φάσμα θερμικών νετρονίων που μελετάται, προέρχεται από ακτινοβόληση με ραδιενεργό Καλιφόρνιο ( 252 Cf), Το εν λόγω ισότοπο αποτελεί πηγή σωματιδίων άλφα σε ποσοστό 96,9 % και νετρονίων αυθόρμητης σχάσης σε ποσοστό 3,09 %. Έχει χρόνο ζωής 2,64 χρόνια και η αναλογία αυθόρμητων σχάσεων έναντι σωματιδίων άλφα ανέρχεται σε 0,032. Τα νετρόνια που παράγονται ανά αυθόρμητη σχάση ανέρχονται σε 3,73 με εύρος ενεργειών από 0 έως 13 MeV. Κάθε δευτερόλεπτο εκπέμπονται νετρόνια. Για την εξαγωγή του φάσματος νετρονίων από πηγή Καλιφορνίου, χρησιμοποιήθηκαν τα εξής: μείγμα αερίου 34 mg 3 He με Ar + 1% CH 4, πίεση στα 188 mbar και υψηλή τάση HV = 2800 Volt, ενώ ο ανιχνευτής καλύπτεται με μεσολαβητή παραφίνης με σκοπό την αύξηση της ροής των θερμικών νετρονίων. Τα αποτελέσματα από τα δεδομένα του σφαιρικού αναλογικού ανιχνευτή στο CEA Saclay παρατίθενται στο σχήμα (5.3.2) Σχήμα : Φάσμα νετρονίων από πηγή Καλιφορνίου ( 252 Cf ), με παρατηρούμενη κορυφή στα 765 kev λόγω θερμικών νετρονίων. 82

89 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΑ ΔΕΔΟΜΕΝΑ ΚΑΙ ΑΠΟΤΕΛΕΣΜΑΤΑ Στη συνέχεια αφαιρέθηκε η πηγή με σκοπό την καταγραφή των ατμοσφαιρικών νετρονίων στην περιοχή των θερμικών ενεργειών για τις ίδιες συνθήκες. Τα αποτελέσματα από τα δεδομένα του σφαιρικού αναλογικού ανιχνευτή στο CEA Saclay παρατίθενται στο σχήμα (5.3.3) Σχήμα : Φάσμα ατμοσφαιρικών νετρονίων με παρατηρούμενη κορυφή στα 765 kev λόγω θερμικών νετρονίων. Από τις μετρήσεις των θερμικών νετρονίων προκύπτουν περίπου R = γεγονότα ανά δευτερόλεπτο ή 3240 γεγονότα ανά μέρα με 34 mg 3 He στη σφαίρα. Ο μικρός αριθμός γεγονότων οφείλεται στο μικρό ποσοστό ηλίου που εισήχθη στη σφαίρα. Για τον υπολογισμό της ροής των θερμικών νετρονίων χρησιμοποιούνται: Όπου dddd dddd dddd dddd = ΦΦ σσ ΝΝ ΤΤ (5.1) συμβολίζει το ρυθμό των γεγονότων στη μονάδα του χρόνου, δηλαδή 0,0375 γεγονότα ανά δευτερόλεπτο, ο όρος σ αποτελεί την ενεργό διατομή της αλληλεπίδρασης που είναι ίση με 5330 barn ή cm 2 και Φ είναι η ροή των σωματιδίων στη μονάδα του χρόνου. Τέλος, με Ν Τ συμβολίζεται ο αριθμός των ατόμων του στόχου και συμβολίζεται με ΝΝ ΤΤ = ΝΝ ΑΑ mm (5.2) AA Όπου Ν Α ο αριθμός Avogadro (Ν Α = mole -1 ),m η μάζα του στόχου και Α το ατομικό βάρος του στοιχείου που χρησιμοποιείται σαν στόχος. Επομένως από την (5.2) και την (5.1), λύνοντας ως προς Φ, προκύπτει η ροή των θερμικών ατμοσφαιρικών νετρονίων και είναι ίση με Φ = 1, neutrons / cm 2 / second 83

90 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΑ ΔΕΔΟΜΕΝΑ ΚΑΙ ΑΠΟΤΕΛΕΣΜΑΤΑ 5.4 Ανίχνευση θερμικών & ταχέων νετρονίων με Άζωτο (Ν 2 ) Η ανίχνευση νετρονίων με τη χρήση Αζώτου ( 14 Ν) σε πιέσεις μέχρι 500 mbar πραγματοποιείται μέσω της παρακάτω αντίδρασης n + 14 Ν 12 C + p kev Η ενέργεια της εξώθερμης αντίδρασης μοιράζεται μεταξύ του άνθρακα ( 12 C) με ενέργεια 41,72 kev και του πρωτονίου (p) με ενέργεια 584,15 kev για την περίπτωση των θερμικών νετρονίων. H ενεργός διατομή για την περίπτωση των θερμικών νετρονίων είναι 1.83 barn. Όσον αφορά τα ταχέα νετρόνια μέχρι και τα 20 MeV, αυτά μπορούν να ανιχνευθούν και με τη βοήθεια της παρακάτω αντίδρασης n + 14 Ν 11 Β + α kev Η ενδόθερμη αντίδραση παίζει σημαντικό ρόλο στην ανίχνευση ταχέων νετρονίων για αρχική ενέργεια μεγαλύτερη των 1,7 MeV, καθώς η ενεργός διατομή της αντίδρασης 14 Ν(n,α) 11 B είναι μεγαλύτερη της αντίδρασης 14 Ν(n,p) 12 C στις αντίστοιχες ενέργειες. Στη συνέχεια παρατίθεται το σχήμα (5.4.1) όπου παρουσιάζονται οι ενεργές διατομές των δύο αντιδράσεων {(n,p) και (n,α)} : Σχήμα : Ενεργές διατομές των αντιδράσεων 14 Ν(n,α) 11 B και 14 Ν(n,p) 12 C για ενέργειες νετρονίων μέχρι τα 20 MeV 84

91 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΑ ΔΕΔΟΜΕΝΑ ΚΑΙ ΑΠΟΤΕΛΕΣΜΑΤΑ Στα εν λόγω πειραματικά δεδομένα, μελετάται η ανάλυση φάσματων νετρονίων με Άζωτο (Ν 2 ) σε πίεση 500 mbar, με τη βοήθεια πηγής 241 Am - 9 Be. Για τη μέτρηση των ενεργειών των νετρονίων από τις αντιδράσεις (n,p) και (n,α),θα πρέπει τα παραγόμενα σωματίδια να αποθέσουν το σύνολο της ενέργειάς τους στον όγκο των αερίων, δηλαδή στο εσωτερικό του ανιχνευτή. Αν όμως η αλληλεπίδραση λάβει μέρος στο κοντά στα τοιχώματα του απαριθμητή, τότε είναι πιθανό, ένα εκ των φορτισμένων σωματιδίων (ή και τα δυο) να χτυπήσουν σε αυτά και να χάσουν ένα μέρος της ενέργειάς τους. Το φαινόμενο της επίδρασης των τοιχωμάτων, (συζητήθηκε και στην προηγούμενη παράγραφο) οδηγεί σε λανθασμένη υπόθεση της ενέργειας των νετρονίων, γεγονός πολύ σημαντικό για έναν ανιχνευτή που δουλεύει ως φασματόμετρο νετρονίων και όχι ως καταγραφέας νετρονίων. Όπως ειπώθηκε και στην προηγούμενη παράγραφο, το εν λόγω φαινόμενο εξαρτάται από το εύρος κίνησης των παραγόμενων σωματιδίων(ενέργεια νετρονίων και πίεση αερίου του ανιχνευτή) και από το μέγεθος του ανιχνευτή. Στα δεδομένα της προκείμενης εργασίας, δηλαδή για Άζωτο (Ν 2 ) σε πίεση 500 mbar, το εύρος των πρωτονίων για πρόσπτωση θερμικών νετρονίων, είναι 2,2 cm και η επίδραση των τοιχωμάτων ανέρχεται σε 2%, ενώ το εύρος των σωματιδίων άνθρακα είναι 250 μm (δηλαδή αμελητέο σε σχέση με το εύρος των πρωτονίων). Η επίδραση των τοιχωμάτων γίνεται σημαντικότερη για ενέργειες ταχέων νετρονίων, παραδείγματος χάρη, για πρωτόνια ενέργειας 1,5 MeV το εύρος κίνησης στο ανιχνευτή είναι 8,7 cm το ποσοστό της επίδρασης των τοιχωμάτων να ανέρχεται σε 10 %. Για ενέργειες σωματιδίων πάνω από τα 2 MeV, η αντίδραση (n,α) είναι κυρίαρχη για ανίχνευση ταχέων νετρονίων. Έτσι, για τις ίδιες συνθήκες, παρατηρείται πως το εύρος του 11 B για ενέργειες νετρονίων 4 MeV είναι 0,7 cm ενώ για τα σωματίδια α στις ίδιες ενέργειες νετρονίων είναι 3 cm με την επίδραση των τοιχωμάτων να φτάνει το 4%. Στη συνέχεια παρατίθενται τα αρχικά σχήματα των μετρήσεων με το αέριο Άζωτο (Ν 2 ): Σχήμα : Αποτελέσματα μετρήσεων με αέριο Άζωτο (Ν 2 ) σε πίεση 500 mbar και πηγή 241 Am - 9 Be 85