中性子モニター

中性子モニターは、宇宙から地球の大気圏に衝突する高エネルギー荷電粒子の数を測定するために設計された地上設置型の検出器です。歴史的な理由から、入射粒子は「宇宙線」と呼ばれていますが、実際には主に陽子とヘリウム原子核からなる粒子です。ほとんどの場合、中性子モニターは銀河宇宙線と、11 年の太陽黒点周期および 22 年の磁気周期によるその変動を記録します。時折、太陽は地球表面の放射線レベルを中性子モニターで容易に検出できる程度まで上昇させるのに十分なエネルギーと強度の宇宙線を放出します。これらは「地上レベル増強」(GLE)と呼ばれます。

中性子モニターは、1948年にシカゴ大学のジョン・A・シンプソン教授によって発明されました^。[1]現在国際標準となっている「18管」NM64モニターは、重量が約36トンの大型の装置です。

宇宙からの高エネルギー粒子 (「一次」宇宙線) が地球に衝突すると、通常、その最初の相互作用は高度約 30 km の空気分子とのものです。この衝突により、空気分子はそれぞれが高エネルギーを持つ小さな破片に分裂します。小さな破片は「二次」宇宙線と呼ばれ、次に他の空気分子に衝突して、より多くの二次宇宙線を生成します。このプロセスは継続し、「大気カスケード」と呼ばれます。カスケードを開始した一次宇宙線のエネルギーが 500 MeV を超える場合、その二次副産物 (中性子を含む) の一部は地表レベルに到達し、中性子モニターで検出できます。

1948 年にシンプソン教授によって発明されて以来、さまざまなタイプの中性子モニターが存在しています。注目すべきものとしては、1957 年の国際地球観測年(IGY)に世界中に配備された「IGY タイプ」モニターと、はるかに大型の「NM64」モニター (「スーパーモニター」とも呼ばれる) があります。ただし、すべての中性子モニターは、高エネルギー中性子と低エネルギー中性子がさまざまな原子核と相互作用する方法の劇的な違いを利用する同じ測定戦略を採用しています (中性子と電子の間にはほとんど相互作用がありません)。高エネルギー中性子はめったに相互作用しませんが、相互作用すると、特に重い原子核を破壊し、その過程で多くの低エネルギー中性子を生成します。低エネルギー中性子は原子核と相互作用する可能性がはるかに高くなりますが、これらの相互作用は通常弾性的(ビリヤード ボールの衝突のように) であり、エネルギーは伝達しますが原子核の構造は変化しません。例外となるのは、極めて低エネルギーの中性子を素早く吸収し、その後崩壊して非常に高エネルギーの荷電粒子を放出するいくつかの特定の原子核（最も顕著なのは¹⁰ Bと³ He）です。中性子相互作用のこの動作を念頭に置いて、シンプソン教授は中性子モニターの 4 つの主要コンポーネントを巧みに選択しました。

1. 反射体。陽子を多く含む材料の外殻。初期の中性子モニターではパラフィン、最近のモニターではポリエチレンが使用されています。低エネルギー中性子はこの材料を透過できませんが、吸収もされません。そのため、環境中性子や宇宙線以外の原因で発生した中性子はモニターに侵入せず、鉛で発生した低エネルギー中性子はモニター内に留まります。この材料は、宇宙線が原因のカスケード中性子に対してほぼ透過性です。
2. 発生源。発生源は鉛で、重量で見ると中性子モニターの主要構成部品です。反射体を通過した高速中性子は鉛と相互作用して、平均して約 10 個のはるかに低いエネルギーの中性子を生成します。これにより、宇宙信号が増幅され、反射体から簡単には逃げられない中性子が生成されます。
3. 減速材。減速材も反射材と同様に陽子を多く含む物質で、反射材内に閉じ込められた中性子の速度を遅くし、中性子が検出される可能性を高めます。
4. 比例計数管。これは中性子モニターの心臓部です。反射器、生成器、減速器などによって生成された非常に遅い中性子は、比例計数管内の原子核に衝突して崩壊します。この核反応によりエネルギーの高い荷電粒子が生成され、比例計数管内のガスがイオン化されて電気信号が生成されます。初期のシンプソン モニターでは、ガス内の活性成分は^{10 B で、反応 (n + 10} B → α + ⁷ Li)によって信号が生成されました。最近の比例計数管では、764 keV を生成する反応 (n + ³ He → ³ H + p) が使用されています。

中性子モニターは、地球に衝突する宇宙線の強度とその時間的変化を代理的に測定します。これらの変化はさまざまな時間スケールで発生します (現在も研究対象となっています)。以下に挙げる 3 つはその例です。

「太陽変調」と呼ばれるプロセスでは、太陽と太陽風が太陽系に侵入する銀河宇宙線の強度とエネルギースペクトルを変化させます。太陽が活動しているときは、太陽が静穏なときよりも地球に到達する銀河宇宙線が少なくなります。このため、銀河宇宙線は太陽のように 11 年周期に従いますが、方向は逆です。つまり、太陽活動が活発なときは宇宙線が少なくなり、その逆も同様です。

中性子モニターの主な利点は長期安定性であり、数十年にわたる宇宙線の変動の研究に適しています。

最も安定して長期間稼働している中性子モニターは、^[3]オウル、^[4]イヌヴィク、モスクワ、ケルゲレン、アパティティ、ニューアークの中性子モニターです。

太陽は時折、コロナ質量放出（CME）で膨大な量の質量とエネルギーを放出します。この物質が太陽系内を移動すると、銀河宇宙線の強度が抑制されます。この抑制はスコット・フォーブッシュ^[5]によって初めて報告され、「フォーブッシュ減少」と呼ばれています。

太陽は10年に約10～15回、地球表面の放射線レベルを上昇させるのに十分なエネルギーと強度を持つ粒子を放出します。GLEの公式リストは、国際GLEデータベースに保管されています。^[7]これらのイベントのうち最大のものは「地表レベル増強」（GLE）と呼ばれ、1956年2月23日に観測されました。^{[8] [9]}最も最近のGLE（＃72）は、2017年9月10日にXクラスフレアの結果として発生し、地球（中性子モニターによる）と火星（火星探査機キュリオシティの放射線評価検出器による）の両方の表面で測定されました。

中性子モニタリングの初期には、1 か所のモニターで発見を行うことができました。しかし、多数のモニターからのデータを一斉に分析すると、中性子モニターの科学的成果は大幅に向上します。^[10]現代のアプリケーションでは、モニターの大規模なアレイが頻繁に使用されます。実際には、観測機器は独立した機器ではなく、アレイです。NMDB ^{[11] [12]} (リアルタイム中性子モニターデータベース) は、インターフェイス NEST を介して、世界最大のステーション ネットワーク (50 を超えるステーション) へのアクセスを提供します。[ ^13] 中性子モニターのネットワーク化により、次のようないくつかの分野で新しい情報が得られます。

1. 異方性: 地球上のさまざまな場所にある中性子モニターステーションは、宇宙のさまざまな方向を観測します。これらのステーションからのデータを組み合わせることで、宇宙線の異方性を判定できます。
2. エネルギー スペクトル: 地球の磁場は、極地よりも赤道地域で宇宙線をより強く反発します。異なる緯度にある観測所のデータを比較することで、エネルギー スペクトルを決定できます。
3. 相対論的太陽中性子：これは、太陽に面した地球の赤道付近の観測所で記録される非常にまれな現象です。中性電荷を持つ粒子（中性子など）は、宇宙の磁場の影響を受けずに宇宙を移動するため、この現象から得られる情報は他に類を見ません。相対論的太陽中性子現象は、1982年に初めて報告されました。^[14]