测量FIB在国际空间站:两个排放的太阳能中子检测吗?

文摘

一种新型的太阳能中子探测器(FIB)上推出“奋进号”航天飞机7月16日,2009年,并开始收集数据在国际空间站(ISS) 8月25日,2009年。本文总结了三年的观测获得的太阳能中子探测器FIB直到2012年7月。太阳中子探测器FIB函数可以确定两个中子的能量和到达方向。我们测量的能量光谱背景中子在南大西洋异常(SAA)地区和其他地区,发现典型的触发率20 - 0.22数/秒,分别。可以确定一个级别中的太阳能中子0.028数/秒,提供方向信息。太阳能中子可能观察到协会的达到x6.9级太阳耀斑发生在3月7日(M3.7)和2011年6月7日(所)。这标志着第一次中子被观察到在达到x6.9级太阳耀斑。提供的生产过程是一个可能的解释。

1。作品简介:简史SolarNeutron检测

来自太阳的高能质子在2月28日和3月3日,1942年被首次发现福布希和出版于1946年1]。1951年,比尔曼等人曾预测的潜在发现地球上的太阳能中子(2]。中子产生当加速离子罢工太阳表面。然而,太阳能中子实际上是检测29年之后的预测。伽马射线和中子的明确信号检测与一个巨大的太阳耀斑6月21日,1980年,X2.5 x射线强度,由伽马射线谱仪由奈和CsI探测器上太阳能最大任务卫星(多发性骨髓瘤)(3,4]。图1显示了结果。第一个峰值对应的伽马射线信号,而第二个是中子引起的信号。因为中子不能从太阳到地球以光的速度,他们的到达时间分布与光速的时间延迟,即使同时释放出太阳。图中给出的时间分布1,如果相同的起飞时间为中子,中子能谱,假定一个脉冲中子在太阳上的生产。的频谱可以表示一个幂律:与(3,4]。

两年后,在1982年6月3日,由于卫星再次检测到中子信号(5]。然而,中子监测器位于地面先后发现中子信号与一个大X8.2太阳耀斑(6,7],它揭示的生产时间在太阳大气中子。一个组件参与数据不能用冲动来解释生产机制。只有两个太阳能中子事件累积,直到太阳周期21日还为时过早,法官在太阳大气中子的生产时间,即逐渐高能中子是否产生冲动。相同的事件和场景都可能这对太阳物理学家将是一个巨大的挑战。

确定生产时间的中子在太阳表面太阳周期22日新的探测器预计测量中子的能量的能力。因此,一种新型的太阳能中子detector-the太阳能中子望远镜(SONTEL)——设计、基于塑料闪烁体。SONTEL可以测量中子的能量和方向使用中子变成质子的电荷交换过程[8,9]。因此SONTEL可以确定飞行时间从太阳到地球。当然,传统Simpson-type中子监测器也操作(10- - - - - -13]。同时,推出一种新型的太阳能的可能性中子探测器送入太空被认为是(在一个研讨会上提出的想法是名古屋大学4月17日和7月举行,1989年。提出的研讨会由JSUP NASDA)。解决神秘的生产时间中子,是不可避免的一种新型探测器测量中子的能量在空间的能力。我们可以确定当这些中子离开太阳。

试图测量中子的能量被发现在一篇日期1985年左右(14]。闪烁体条组成的装备(在两层和方向)和设备是由一个浣熊流传在南半球从艾利斯。斯普林斯,气球飞行澳大利亚检测太阳能中子的能量范围内20到150伏,但没有检测到信号。几乎相同的1985年,提出了另一个新仪器,能够明确确定入射中子的能量和方向使用技术,双康普顿散射法(15]。探测器被任命为SONTRAC。独立于这些活动,其中大部分是在美国,在日本,一个检测器包括闪烁光纤的质量,提出了在太空探测反氘和中子anti-neutron振荡在太阳和地球之间的空间。在1991年,我们提出了一种新的检测器对日本实验模块(JEM)的国际空间站(ISS) (16,17]。

1991年4月和1991年8月,大量伽马射线卫星CGRO和太阳能卫星Yohkoh发射。太阳利用中子信号被成功的形象,使用的康普顿散射函数COMPTEL探测器(18,19)和美丽的太阳耀斑的照片被使用的软、硬x射线望远镜Yohkoh卫星。他们留下了非常重要的档案在太阳活动(20.]。

一些新发现在太阳活动周期22日涉及太阳能中子,不仅基于许多地面探测器,但也有一些太空。因此,积累更多的太阳能中子事件,包括一个亮点,中子的发现了一个非常强烈的信号与大型X9.3太阳耀斑5月24日,199021,22]。所观察到的信号是最强的中子监测器。在协会的耀斑,两个苏联卫星,石榴/因素之一[23和gamma 124,25成功捕获非常冲动的高能伽马射线从20:48 UT。一分钟后(20:49 UT),强烈的中子信号被检测到许多中子监测器遍布北美大陆的26,27]。随后,从21:00 UT,地面增强(GLE)观察,由高能质子。关键知识获得的事件5月24日,1990年,回顾一些20年后发现,可能是突然增加的比例在70年和95年之间兆电子伏伽马射线和4 - 7兆电子伏核伽马射线3分钟后。Chupp和瑞安总结比率的变化可能是引起质子加速到数百兆电子伏(28,29日]。值得注意的是,在地面探测高能中子,中子常规监测不仅是用来检测太阳能中子在大太阳耀斑5月24日,1990年,还在X9.4耀斑3月22日,199130.]。

随后的范围从太阳周期显著事件5月22日还包括高能伽马射线和中子的探测与六个极其强大的太阳耀斑X12观察到在6月1日和15日,1991年。太阳能中子被发现与两个大太阳耀斑6月4日和6日,1991年,分别使用两种类型的太阳能中子探测器位于太Norikura:太阳中子望远镜(31日,32)和中子监测器(33]。通过同步观测与中子监测器和中子望远镜,新的太阳能中子望远镜的功能。

应该提到的是,在太阳耀斑6月4日1991年,BATSE [34]和OSSE [35)探测器在CGRO卫星观察长期发射的伽马射线的衰减时间330秒后大幅脉冲信号。OSSE观察一个中子捕获线(2.223兆电子伏)和碳去激发线(4.44兆电子伏),持续了三个小时。高能伽马射线探测到50到100伏的白鹭探测器能量> 150伏,耀斑事件6月4日,6,9岁和11岁。此外,在耀斑事件6月11日,一个特别持久发射的高能伽马射线记录,持续10个小时(36]。

许多争论关于持久的伽马射线出现,即他们是否诱导质子的持续加速过程(如冲击加速度模型(37])或质子被困在磁回路和沉淀在太阳表面38,39]。太阳表面的脉冲中子产生的机理是由于磁重联过程的循环(40- - - - - -43)或直流加速度机制(44),而持久的伽马射线的排放可能冲击加速度过程密切相关。的问题是否持久高能伽马射线发射可归因于不断加速的质子高于300伏(29日),或注入耀斑粒子加速到一个大冠状循环与释放的镜像点循环伽马射线是在哪里生产的,是非常有趣的38,39),有望得到的最终答案在太阳活动周期24。

在太阳耀斑事件9月7日,2005年,太阳能中子望远镜位于太。塞拉暗线在墨西哥(海拔4780米)和太Chacaltaya在玻利维亚(5250)观察到一个清晰的太阳能中子信号(45],它也记录了三个不同的柜台位于北半球和南半球。这使得有可能比较太阳能中子望远镜的探测效率与传统的中子监测器。检测效率比率是1和0.7,中子监测器和中子望远镜分别属于同一区域的探测器。削减太阳能中子望远镜低能中子后不到30或40兆电子伏,其检测效率也低于中子监测器(46]。中子监测器是高度敏感的中子能量超过10兆电子伏(12,13]。这里值得注意的是,数据显示的参与中子产生的冲动和渐进的阶段(45]。

FERMI-LAT卫星最近还观察到两个伽马射线的事件与达到x6.9级太阳耀斑3月7日和6月7日,201147]。再次长时间组件持续超过14个小时观察和GeV的连续发射伽马射线来自太阳的检测。这种机制可能表明一个不同的机制的伽马射线生产过程除了负责冲动的伽马射线的生产,这是本文的最后一部分讨论。一个有效总结太阳能中子研究最近发表在一本书,也包含更详细的参考书目(48]。

本文的目的是展示新成果使用FIB探测器登上国际空间站。实际上节2介绍了新的太阳能中子望远镜FIB探测器的细节,紧随其后的是中子观察结果在部分国际空间站3。部分4覆盖了太阳能中子事件观察使用新的检测器与达到x6.9级太阳耀斑协会3月7日,2011 (M3.7),并于2011年6月7日(所)。部分5讨论我们的研究结果与其他观测相比,和部分6总结了结果。

2。新的太阳能中子探测器FIB国际空间站

2.1。SEDA-AP-FIB探测器

新的太阳能中子望远镜SEDA-AP设计作为一个组成部分。探测器的空间环境数据采集装置有效载荷(SEDA-AP)最初提出的测量辐射水平在国际空间站(ISS) 1991年(16,17]。2001年,一个实际的飞行模块(FM)准备部署,但涉及航天飞机的事故导致被存储在一个特殊的洁净室的调频八年,直到它终于可以启动了。

SEDA-AP设计作为一个探测器在日本接触模块(JEM)。该设备不仅包括中子探测器,而且其他各种探测器,如带电粒子探测器,等离子体探测器,原子氧监测,和电子设备评估设备。该系统甚至包括微粒捕获检测器。

中子探测器由两部分组成:传统邦纳球探测器(bdd)和光纤探测器(FIB)。无伤大雅的名字是所谓的,因为传感器的主要部分是由闪烁光纤的质量。bdd措施低能中子;FIB措施高能中子。技术细节可以在日本网站上找到(http://kibo.jaxa.jp/en/experiment/ef/seda-ap/)。

中子探测器可以扩展1米的主框架通过桅杆减少中子背景来自SEDA-AP的船。系统有一个220瓦的电力供应和总重量为450公斤。发起了FIB奋进号航天飞机7月16日,2009年在国际空间站,开始测量8月25日,2009年。从那时起,探测器一直没有工作。尽管官方的使命寿命估计三年,考虑到测量的重要性,这将是非常可取的延长这一时期覆盖11年的至少一个太阳活动周期,提供系统继续运行。

2.2。实验的目的

这个实验有三个主要科学目标如下。(1)准确的测量辐射水平在国际空间站环境(49- - - - - -51]。(2)快速预测即将到来的众多来自太阳的带电粒子通过监测GeV GLE粒子的耀斑西部太阳表面(空间天气预报)。然而东部的太阳耀斑的表面,发射的高能粒子的数量可能估计通过观察中子。(3)确定生产时间加速质子中子引起的太阳表面之上。我们希望知道当一个维多高能粒子在太阳表面产生。当高能带电粒子到达地球和被检测到,可能会丢失重要信息关于太阳的生产时间。了解太阳的带电粒子加速机制,有必要比较中子和伽马射线的数据由软x射线望远镜拍摄的图像(52),RHESSI和/或紫外望远镜发射太阳动力学观测台(53,54]^。

确定中子生产时间在太阳,有必要采用中子探测器测量中子的能量的能力。目前,没有这样的探测器被用于空间除了一个无伤大雅的探测器,虽然地面太阳能中子望远镜(SONTEL)操作数年55- - - - - -58]。因此,FIB探测器安装在SEDA-AP可能提供了一个至关重要的数据测量中子能量在空间太阳周期24。

2.3。传感器设计、探测效率和触发器

为了实现前面列出的科学目标,fine-grated中子探测器FIB函数设计,塑料闪烁体组成的32层(表)和3毫米的尺寸(高度)×96毫米(宽)×96毫米(长度)。每层16成堆的闪烁酒吧使用,每个酒吧都有尺寸3毫米(高度)×6毫米(宽)×96毫米(长度)。每一层位于沿设在和设在或者,形成分层块和光纤耦合的每个酒吧收集光子产生的闪烁体。这些光子然后送到256 -通道multi-anode-photomultiplier(滨松H4140-20)。图2展示了一个示意性的形象FIB探测器,措施的跟踪事件产生的反冲质子中子和确定中子能量使用范围的方法。

它还可以识别中子入射的方向。质子和中子组成的歧视是一个反符合系统六个闪烁体周围板块FIB传感器在一个立方的安排。测量的总辐射剂量在国际空间站,我们收集中子数据获得在南大西洋异常(SAA)地区。的最大计数率反符合系统SAA地区是60000每秒,和它的工作原理。

cubic-shaped传感器用于中子检测测量10厘米,最大动能约120伏。如图3,从两个方向传感器监控两个多阳极光电倍增管(PMT1和PMT2),意义的到达方向跟踪可以被识别。确定到达方向的中子,质子必须穿透至少四个传感器层,每个由塑料棒3毫米厚。因此,可以测量的中子能量最低35兆电子伏。

触发信号产生的打拿极信号从pmt(它是设定在30兆电子伏质子等效)。当打拿极信号来自pmt超过某个阈值,产生一个触发信号。当触发率小于2项/秒,每个频道的所有ADC值被记录在内存中。模拟内存可以处理所有pmt的512个频道。当触发率超过2项/秒,只有开关信号(1或0)的每个通道记录。当它超过15项/秒,只有打拿极的总输出信号记录下来。技术细节可以找到其他地方(59- - - - - -62年]。

2.4。探测效率

我们现在讨论传感器的中子探测效率。因为cubic-shaped探测器测量10厘米,如果中子动能不超过120伏交流顶部的探测器,质子的轨道将完全包含在设备中。然而,如果阻燃剂散射发生在探测器的下部,反冲质子将逃脱跨越一个anticounter平面。这意味着anticounter触发和中子事件不会被记录,导致几何因子依赖能源。此外,核相互作用截面还取决于中子的能量,这可能产生很大的能源依赖检测效率。

我们获得的探测效率()使用蒙特卡罗方法和Geant4程序,在中子碰撞和碳排放目标也被考虑在内。对垂直入射中子探测效率不使用任何反符合面板可以近似(兆电子伏)^−0.7118。例如,中子与事件的动能100伏预计将检测到0.13或13%的效率。的发病率= 10、20和30°,系数3.45是取而代之的是3.1,2.9,和2.6,分别。然而,另一个条件是用于数据分析,即传感器的最低能量沉积超过35兆电子伏。根据蒙特卡洛计算,检测效率()可以表示为兆电子伏)×(兆电子伏)^−1.8。结果在图4。事实上,检测效率()可以近似表达的恒定值为0.021(2%)在广阔范围的入射中子= 50 - 120伏。我们考虑到了这些效率获得中子能谱。

3所示。测量的中子在国际空间站上

本节介绍了实际中子测量结果在国际空间站上。图5显示了一个典型事件NEM传感器检测到的。右边的图片是由国际空间站的PMT位于本部分(- - - - - -飞机),而拍摄的照片,左边的是下面传感器(- - - - - -(即平面)。,looking up from Earth, see Figure3 (b))。的- - - - - -向上向地球和传感器点方向指向对面的加压空间站模块。颜色代表的能量沉积在每一个闪烁的维度6×3×96毫米。图6介绍了计数率的FIB 3月7日,2011年。每个面板的图6从上到下显示,国际空间站的位置,磁场的强度,每分钟计数率和积分计数率,分别。卫星观测到的太阳耀斑后20:02 UT。

作为证据,FIB探测器工作稳定,neutron-converted-protons的能谱图7。图已经通过分析所有数据收集在1月1日,2010年和2010年7月31日。观察到的质子光谱可以表达的微分动力指数的幂律−1.75在质子能量范围内= 45 - 85伏。数据接管SAA地区被排除在外。

中子的触发率平均为0.22数/秒(见图6第三个小组)和20项在南大西洋异常/秒(SAA)地区,这是比其他地方更大90倍。轨道平均值0.22数/秒获得SAA是剔除计数。我们也使用范围测量中子能量谱方法。这可能是第一次中子的能量在空间测量使用范围的方法。触发系统偶尔遇到问题与内存饱和SAA地区,它为每个通道开关才开始记录数据。在本节中,我们提到电子传感器的检测的可能性。电离损失(−上使用信息),每个电子的是neutron-converted-protons分开。内部传感器可以检测电子能量的2.5到30兆电子伏,薄的跟踪。图8显示了一个候选人电子轨道。

4所示。太阳能中子与M-ClassSolar耀斑

4.1。寻找太阳能FIB中子的探测器

根据计算Imaida et al。63年渡边]和[64年),太阳能中子引起的典型事件率预计将在10至1000年FIB数/秒。正如前面提到的,背景率低至0.22数/秒,从而能够检测所有太阳能中子超过这个水平。2009年9月至2011年2月15日,没有太阳耀斑发生强度超过x级。然而,2月6日至8日期间2010年,四大达到x6.9级太阳耀斑被观察到,因此我们分析了NEM数据记录。幸运的是,在所有四个x射线强度的峰值,这颗卫星是飞越地球阳光的一面。x射线强度的峰值是观察到的是卫星在2月6日18:59 UT (M2.9),在02年2月7日:34 UT (M6.4),在07年2月8日:53 UT (M4.3),再一次在2月8日13:47 UT (M2.0)。虽然我们仔细搜查了NEM记录,没有任何证据表明中子从太阳在任何一个时期。

4.2。耀斑列表和搜索条件

我们太阳能中子搜寻每一个太阳耀斑的x射线强度超过M2,总结在表的结果1。第一到第三列对应事件日期、x射线峰值强度,分别和耀斑类。第四列表明国际空间站的位置,即是否晚(X)或一天(○地球)的一面。第五列表明太阳能中子是否参与了数据。的○→X, X→○符号在第四列表明,国际空间站从阳光明媚到掩星反之亦然30分钟从山顶耀斑。一个吗?马克在第五列表示一个可能的中子信号与统计学意义小于3。

由于过去的观测,中子,通常产生x射线强度的峰值,并观察到30分钟的时间内通过x射线探测器(3- - - - - -5,31日- - - - - -33,45]。太阳能中子35兆电子伏能量需要23分钟超过光从太阳到地球。当然,观察到的最长时间的是x射线检测器并不总是对应于由加速质子中子生产时间。中子能量35兆电子伏对应于最低能量跟踪中的质子FIB探测器。通过考虑这些条件,我们设置一个数据分析的时间30分钟,然后寻找中子来自太阳。

4.3。背景

在引入实际中子事件之前,让我们简要描述背景。如第三个面板的图所示6,当国际空间站的方法从赤道北部或南部极地,FIB探测器中子计数率的增加从0.04到0.5 /秒。国际空间站完成每90分钟绕地球。因此,太阳能中子应该什么时间到达国际空间站经过赤道,得到高质量的数据。然而,它也经过的两极地区每一个45分钟的期间。

对于这一时期,FIB探测器显示新功能区分背景和紧缩的信号。我们假设由太阳neutronswas质子诱导的方向观察到在一个锥形的孔径角45度相对于太阳的方向。通过应用一个简单的验收计算(1/2 *球面度/ 4球面度= 1/8),背景可能会降低到1/8。因此,我们可以确定中子信号背景下水平的0.028项/秒(= 0.22/8)。换句话说,当太阳能中子强度低于0.028数/秒,太阳能中子检测将变得更加困难。

4.4。实际事件观察到3月7日,2011年

2011年3月7日,协会M3.7耀斑,可能信号太阳能中子被FIB探测器和超过54质子事件被认定为来自太阳的方向。在图9,我们现在到达的分布方向的54事件背景在同一时间。

统计学意义的事件是6.8李妈长叹方法(基于)。我们把这些质子是由太阳能中子在无伤大雅的传感器。图10显示了一个示例的实际事件涉及“太阳能”中子。太阳的方向就是左边图片左下侧(- - - - - -协调)在图10,而太阳方向图片右边的中心端(- - - - - -协调)。跟踪图10对应于44兆电子伏的质子能量。观察到的事件是在20:10:26 UT和时间离开太阳估计19:50:38 UT。

图11介绍了质子中子引起的到达时间分布。水平轴代表20分钟后:00 UT。红色曲线代表结果,与等效分析条件应用于90分钟后获得的数据。可以看到,从背景到污染可能涉及的信号时间是相对较小的。图11还涉及到重要的信息。中子来到地球附近的最终候选人比第一个晚11分钟。中子的能量是44兆电子伏,所以我们可以估计后最新的来自太阳的起飞时间是19:52:36 UT。

FIB传感器具有测量中子引起质子的能量的函数。因此中子的飞行时间可以被估计。结果如图12。在做图12,使用事件发出的向前锥的张角不到20度。图12表明,中子是太阳发出在19:41和19:54 UT。值得注意的是,最高的通道(7-20兆电子伏)RESSHI卫星观测到的一个增强在19:42-20:05 UT。峰值强度时的硬x射线观察RHESSI卫星(50 - 100 keV)耀斑是20:02 UT。

4.5。一种解释飞行时间分布的中子

图的中子引起质子12不一定反映正确的来自太阳的中子飞行时间。有可能第一个撞在19:48 UT由c诱导散射。因此,我们在/分配图13。使这个数字一个假设是由那些中子同时生产在太阳表面19:52 UT。我们可以评估他们的能量从飞行时间的气氛。可以为每个质子中子诱发FIB传感器本身使用范围的方法。有趣的是,有超过三分之二的入射中子能量转化为质子,这表明一些分手中子的中子引起的碳排放目标可能脱离外面的传感器。这个假设已经被我们的蒙特卡罗计算基于支持Geant-4计划。根据计算MC,意味着质子能量FIB传感器可以观察到写的逆平方根入射能量的中子;= 0.55 *(/ 100伏)。例如中子入射能量的100伏将观察到的质子与平均能源FIB 55兆电子伏的传感器。然而我们必须注意由于之间的事件数量的下降19:49-19:50 UT是不够的,所以这统计上尚未得到证实。

考虑到这些事实(1)图中给出的角分布9,(2)中子的生产时间分布(呈现在图12)正值耀斑开始时间的持续时间(19:43 UT)和峰值时间(20:12 UT)(测量x射线探测器),(3)最后一个事件的巧合的飞行时间与周围产生一个假设,他们19:52 UT,和(4)中可观察到没有这样的增强数据后90分钟后,是最自然的认为这事件如下:这些中子在太阳与M3.7太阳耀斑。

4.6。其他活动

三个月后,FIB中子探测器观测到另一个事件。这次爆发的强度只有所,因此远低于x级的规模。共有36个中子事件被确定。统计学意义的事件是5.8。增强观察在06:21和06:41 UT。图14显示了这些事件从太阳方向的角分布。在这个事件中,太阳的方向是国际空间站模块的对面。所以从背景中识别很容易。的歧视也证实了布拉格峰。

我们观测到的三个候选人太阳能中子事件到2012年7月底:耀斑事件9月24日,2011 (M3.0), 2011 (X1.9), 11月30日和2012年1月23日(M8.7)。只有27事件观察到9月24日,42事件相比,11月30日,2011年,共有50个中子被观察到在协会与耀斑事件1月23日,2012年。那些正在准备和结果将发表在其他地方。表2总结了这些观察结果,连同其他的观察。

5。与OtherObservations讨论和比较

太阳能中子事件观察3月7日,2011年,紧随其后的是另一个6月7日,2011年。都提供了一个新的视角关于太阳能的生产过程中子。迄今为止,中子曾被观察到在强烈的太阳耀斑和x射线的强度X10 [65年]。然而,目前的结果表明,甚至太阳能达到x6.9级太阳耀斑产生的中子。x射线强度X10和所之间的差异约40倍。目前的结果因此表明太阳能中子包括达到x6.9级太阳耀斑需要小心和完整的搜索。

这首歌探测器在俄罗斯卫星CORONUS-F实际上观察到的太阳能中子在太阳活动周期23日三次。然而,x级耀斑的太阳能中子只检测到8月25日,2001年10月28日,2003年和2003年11月4日(66年分别)。此外,中子监测器或太阳能中子望远镜观察到没有太阳能中子从2009年8月到2012年7月底,这可能表明,软x射线通量测量的是卫星不一定对应于太阳能中子从太阳的强度。尽管这一事实之间的联系和磁场结构(67年尚不清楚,它仍然是一个引人入胜的课题研究。

等中等太阳耀斑的另一个令人惊讶的事实是那些发生在3月7日(M3.7)和6月7日,2011(所),LAT费米卫星上观察到的持久的伽马射线探测器的排放。伽马射线的发射能量的100伏到1 GeV持续了超过14个小时47]。这标志着一个新发现的白鹭探测器上CGRO卫星观测到的这种持久的伽马射线排放与能源超过150伏的耀斑事件6月11日,199129日]。RHESSI卫星观测到的耀斑事件3月7日开始时间高峰时间,虽然硬x射线的时间剖面没有显露任何不寻常的特性和一个正常的形状。太阳动力学观测卫星(SDO)的望远镜观察到一个非常有趣的特性;日冕物质抛射(CME)开始走/ RHESSI耀斑前观察到的卫星。著名注入热等离子体的底部CME通过循环也是SDO望远镜观察到。中子探测到的信号SEDA-FIB之后可能会产生反u型循环的顶部周围19:58 UT [37),而长期的高能伽马射线FERMI-LAT可能产生的沉淀加速质子在太阳表面。活动持续了10个小时以上47]。

太阳耀斑事件6月7日,2011年,硬x射线数据可从Fermi-GBM和RHESSI探测器。再一次,太阳动力学天文台的望远镜采用了一种非常有趣的图片。紫外检测器(171海里)敏感观察到等离子体的大规模降水到太阳表面(53,54]。在巧合这沉淀,质子被困在上“等离子体包”可能在太阳表面沉淀。类似于“吹刷”在重新连接点发出的高能质子在等离子体包到太阳表面,那时可能产生持久的伽马射线。然而,可能产生中子FIB探测器观察到当质子加速,当磁回路连接在太阳表面,而冲动。

SDO的紫外望远镜,然而,没有观察到任何沉淀血浆的耀斑事件3月7日,2011年,而是一个清晰的日冕物质抛射(CME)的开始。CME的种子被驱逐后,所有循环在芝加哥商品交易所开始闪耀。质子可能是加速和中子通过loop-to-loop可能产生于这样一个循环互动(68年)当这些质子太阳表面。

6。总结

一种新的太阳能中子探测器于7月16日,2009年,奋进号航天飞机,在8月25日,国际空间站,开始操作2009。传感器可以确定两个中子的能量和到达方向。我们测量的一些信号太阳能协会达到x6.9级太阳耀斑,中子事件发生在3月7日和6月7日,2011年。有趣的是,即使达到x6.9级太阳耀斑,我们有更好的搜索太阳能中子通过卫星和地面探测器。

等离子体泡沫的降水,持久的发射的伽马射线,CME的种子开始在一起有趣的特性观察这些耀斑。获得的新数据无疑为我们提供了一个新的视角背后的过程生产的伽马射线和中子在太阳。

FIB探测器登上国际空间站进一步观察三个太阳能中子事件9月24日,2011 (M3.0), 2011 (X1.9), 11月30日和2012年1月23日(M8.7)。更深入的分析正在进行与其他数据。在表3相比,我们3月7日和6月7日,2011事件与太阳能中子事件6月21日,1980年。

确认

作者承认奋进号航天飞机的机组人员成功SEDA-FIB探测器安装在国际空间站实验舱暴露设施。他们也感谢实验舱的筑波操作中心的成员每天都抽出SEDA-FIB数据。作者也承认博士Satoshi Masuda名古屋大学的日地环境实验室和教授Masahiro Hoshino东京大学的宝贵的太阳耀斑的讨论3月7日和6月7日,2011年,在太阳表面质子的加速机理,分别。

引用

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