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Spectromètrie de protons primaires et de protons d'origine solaire à Skogar-Islande (L ∼- 5,7)
Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, 1967, Vol. 29, pp. 419-427. Pergamon Press Ltd. Printed in Northern Ireland
Spectrom~trie de protons primaires et de protons d'origine solaire ~ Skogar-Islande ( L - 5,7) F. CAMBOU, J . C. GUYADER e t H . REME Centre d'~tude Spatiale des Rayonnements, Toulouse (Received 8 November 1966)
R~Itm6--Le spectrom~tre A protons utilis~ comprend un t&leseope constitu6 de deux oompt~urs scintillation et un compteur de Cerenkov qui permet d'~liminer les protons d'~nergie sup~rieure 1 GeV. Le spectre, mesur~ A partir de la perte d'~nergie sp~eifique des particules dans un seintillateur mince d'iodure de c~sium, est cod~ et transmis A un analyseur d'amplitude A 100 Cal~laux.
Les r~sultats pr~sent~s portent sur deux 1Aehers de ballons depuis le Sud de l'Islande (Et6 1965). Les speetres obtenus font appara~tre la contribution de protons d'origine solaire (19 A6ut) et oelle des protons primaires galaetiques (4 Septembre). Abstract--The proton spectrometer used comprises a telescope consisting of two scintillationtype counters and a Cerenkov counter, which latter allows protons of a higher energy than 1GeV to be eliminated. The spectrum, which is measured from the loss of specific energy of the particles in a thin caesium iodide scintillator, is coded and transmitted to a 100-ohazmel amplitude analyzer. The results presented relate to two releases of balloons from the South of Iceland (Summer, 1965). The spectra obtained bring out the contribution of protons of solar origin (19th August) and that of primary galactic protons (4th September). LES r ~ s u l t a t s pr~sent~s d a n s cet article o n t ~t6 o b t e n u s a u cours d ' u n e c a m p a g n e de l a n c e m e n t de ballons organis~e d u r a n t l'gt~ 1965 £ S k o g a r (Islande) en u n site d~fini p a r des coordonn~es g ~ o g r a p h i q u e s de 63, 5 ° de l a t i t u d e N o r d e t de 340, 5 ° de l o n g i t u d e E s t e t d e n t la c o o r d o n n g e de M a c I l w a i n L e s t voisine de 5,7. D e u x s p e c t r e s o n t ~t~ o b t e n u s en des p~riodes (19 Aofit e t 4 S e p t e m b r e ) o/~ l ' a c t i v i t ~ solaire ~ t a i t tr~s diff~rente p u i s q u e des ~ r u p t i o n s solaires de faibles i m p o r t a n c e s ~ t a i e n t i n t e r v e n u e s d u 13 a u 16 Aofit 1965. 1. I ) E S C R I P T I O N D U S P E C T R O M E T R E
L e s p e c t r o m S t r e e s t destin~ ~ la m e s u r e en b a l l o n des p r o t o n s e n t r e 80 M e V e t 1 GeV. C e t t e g a m m e a l ' a v a n t a g e de p e r m e t t r e l ' a p p r o c h e d ' u n c e r t a i n n o m b r e d e param~tres g~ophysiques: m o d u l a t i o n solaire d u s p e c t r e des p r o t o n s g a l a c t i q u e s s p e c t r e d ' ~ v S n e m e n t s solaires rigidit~ de c o u p u r e a u x h a u t e s l a t i t u d e s . L ' ~ p a i s s e u r a t m o s p h ~ r i q u e a u x a l t i t u d e s at~eintes p a r les b a l l o n s (4-10 g/cm~) , n e p e r m e t p a s d ' ~ t e n d r e la g a m m e de m e s u r e a u x ~nergies inf~rieures ~ 80 MeV en r a i s o n de l ' a b s o r p t i o n e t de l ' i m p o r t a n c e p r ~ p o n d ~ r a n t e des p r o t o n s secondaires. L e s p e c t r o m S t r e c o m p o r t e d e u x c o m p t e u r s ~ scintillations qui d~finissent u n t~lescopc d o n t le f a c t e u r de g~om~trie est 6 c m ~ sr. L e s p a r t i c u l e s c o n t e n u e s d a n a 419
420
F. CArBoY, J. C. GUYADERet H. REM~
le cristal de CsI de 2 mm d'dpaisseur qui dquipe le premier compteur ne sont pas enregistrdes. U n compteur de Cerenkov permet d'dliminer les particules d'dnergie supdrieure & 1 GeV. Le spectre des protons est mesurd & partir de la perte d'dnergie spdcifique des particules dans le scintillateur d'iodure de cdsium. I
d ~Inv~rscur I
56 AVP
56 AVP
58 AVP
I
I
H.T.
Porl'¢
ET
PorF¢
NON
Alime~i'at'io~Es. I .T.
I PorF¢
1
I Codeur A
,L
Fig. 1. Schema synoptique du spectrom~tre k protons. La majeure partie de la composante ~lectromagn~tique est ~liminde car l'efficacit6 d'un rayon g a m m a de 1 MeV est nulle et celle d'un rayon gamma de 2 MeV est infdrieure ~ 10 -a. Le compteur de Cerenkov (plexiglas) est placd en anticoincidence pour ~liminer les protons d'~nergie supdrieure ~ 1 GeV. Ce seuil correspond & des dnergies de 600 keV pour les ~lectrons, 150 MeV pour les m~sons y e t 1,5 GeV pour les particules alpha. Les particules alpha d'dnergie inf~rieure & 1,5 GeV produisent des impulsions d'amplitudes sup~rieures k celles des protons de la gamme ~tudide et ne sont pas comptabilis~es. Les ~]ectrons d'dnergie inf~rieure ~ 600 keV (non dliminds par anticoincidence) ont un parcours dans le cristal de CsI infdrieur £ 2 mm et ne d~clenchent pas ]e t61escope. Seuls les mgsons d'dnergie comprise entre 10 et 150 MeV pourraient fournir des impulsions comparables £ celles des protons. A l'altitude de la mesure, ]es m~sons 7r pr~dominent mais ]eur influence reste ndgligeable puisque leur faible dur~e de vie moyenne (de l'ordre de 3.10 -8 see) limite ]eur contribution ~ ceux qui sont cr~ds dans ]e voisinage immgdiat du spectrom~tre. Le circuit ~lectronique (GuYADER, 1966) est sch~matis~ sur la Fig. 1.
Spectrometric de protons primaires et de protons d'origine solaire
421
Les impulsions d'anode des PM associ~s aux scintillateurs a t t a q u e n t des discriminateurs d'amplitude ~ seuil bas dans lesquels les impulsions sont mises en forme en amplitude et en dur~e. Les impulsions ainsi calibr6es a t t a q u e n t une porte et qui ne d~livre un signal que si deux impulsions arrivent en coincidence. Ce signal de coincidence et le signal d'anode du photomultiplicateur associ~ au compteur de Cerenkov, pr~alablement mis en forme, sont transmis aux deux entr6es d'une porte Non. Celle-ci ddlivre une impulsion qui d~clenche la porte lin~aire, dans la mesure off aucune impulsion provenant de la vole Cerenkov n'est prdsente au m~me instant. Les impulsions provenant de la 13e dynode du photomultiplicateur associ4 au scintillateur CsI sont analysdes en amplitude apr~s passage dans la porte lindaire qui reste bloqu~e, saul £ l'arriv~c d'un signal provenant de la porte 'Non'. Le spectre lin~aire est ensuite cod~ sous forme binaire a v a n t d'etre transmis l'~metteur pour dviter les bruits, les distorsions et les brouillages lors de la transmission des informations par la t~l~mesure. U n ensemble de r~f~rences de tensions, de ddbits, de tempdratures en diff~rents points du dispositif, est transmis, ainsi que la mesure de l'altitude (CA~BOU, COTIN et REME, 1964), par une voie commut~e. Le spectrom~tre a dt~ dtalonn6 ~ l'aide du faisceau de l'ace61drateur Saturne du Centre d ' E t u d e s Nucl~aires de Saclay. P a r ailleurs l'appareil a dr6 test~ en vol au centre de lancement d'Aire sur l'Adour (France) (~ --~ 46°N). 2. I:~ESULTATS EXPERIMENTAUX
Au cours de la campagne d'Etd 1965 organis~e par le CNES/~ Skogar (L _~ 5,7) en Islande, le spectrom~tre k protons a ~t~ lanc~ deux lois: le 19 Aofit k 22 hr 33.40 T.U. et le 4 Septembre ~ 21 hr 04 T.U.
Spectre de protons primaires Pour le vol du 4 Septembre l'altitude de plafond correspondait £ une pression r~siduelle de 4,9 g/cm ~. Les r~sultats bruts sont p o r t , s sur la Fig. 2. A partir de la r~partition exp~rimentale des impulsions transmises par le dgtecteur, il est possible, en extrapolant les rdsultats pour une pression r~siduelle nulle et en effectuant les corrections (WILLL~SO~, BOUJOT et PICARD, 1966) pour les pertes d'~nergie lors de la traversde de la protection du d~tecteur et de la couche atmosph~rique, de tracer le spectre des protons primaires. Ce r~sultat port~ sur la Fig. 2 fournit la rdpartition des protons primaires en p~riode de minimum solaire pour L = 5,7. Ce spectre est compatible avec eeux obtenus en des lieux de latitudes comparables mais de longitudes tr~s diff(frentes (W~BB~.R et McDONALD, 1964; COURTIER et LENdEr, 1966). Quelques differences apparaissent dans la zone de haute Snergie: elles sont dues ~ l'effet Cerenkov qni introdnit une dispersion en cours d'~valuation. D'autre part, la partie tr~s basse ~nergie est due aux partieules secondaires. Ces rdsultats permettent de fixer £ 15 MeV pros la valeur de 1' ~nergie de coupure pour les protons en un point de latitude 69°2 N et de longitude 73°2 E: E c • 80 ~ 15MeV.
F. C~SBOU, J. C. GUYADERet H. REME
422
Mise en dvidence et caractdristiques de protons d'origine solaire Le vol du 19 Aofit avait pour objectif de caraet4riser une dventuelle contribution solaire. E n effet, une p~riode d'~ruptions de faible importance (du 13 au 16 Aofit) avait ~t4 signal~e par le Centre de prdvisions de l'Observatoire de Meudon et un 'commencement brusque' avait 4td observd le 16 Aofit. En raison des conditions m~t~orologiques le ]£cher n'a pas pu avoir lieu avant le 19 Aofit ~ 22 hr 33 T.U. (plafond £ 4,1 g/cm~). Les mesures au sol (riom~tres, magn4tom~tres etc.) ld ,~PECTRE ....
SPECTRE
AU
PLAFOND
APRES
CORRECTIONS
10
>
-+---~u3 v~
1'~, ~
',tl I ~
% Z O I.-
7
.¢ ";
---~.~e'--- ~, 1
.+'+
O r,
/'/'
I
Ol P~I~S "L'
0,,1
I 10 =
'~
I 5 ENERGIE
10 5 EN MEV
Fig. 2. Spectre exp~rlmental et spectre apr~s corrections obtenus le 4 Sep~embre 1965. des cliff,rents observatoires ne permettent pas de mettre en ~vidence l'arriv~e de protons solaires durant cette m~me p~riode. La Fig. 3 repr~sente la valeur de K~ et les variations du riom~tre de l'observatoire de Kiruna durant cette p~riode. P a r ailleurs, une experience coordonn~e comportant un d~tecteur standard Sparmo plafonnant ~ 9 g/cm ~ n'a pas enregistr~ d'~v~nement X simultan~ (Fig. 4). E n outre, le t a u x de particules charg~es d~termin~ par le t~lescope formg par les compteurs Geiger est rest~ constant et identique ~ ceux des autres vols de d~tecteurs standards de la campagne. E n revanche, compares/L ceux du 4 Septembre, les r~sultats exp~rimentaux font apparaltre un comptage n e t t e m e n t sup~rieur surtout basse ~nergie (Fig. 5). La difference d'altitudes et le manque d'efficacit~ du d~tecteur Standard ne p e r m e t t e n t pas de mettre en 6vidence une augmentation du nombre de protons de l'ordre de celle enregistr~e avec le spectrom~tre.
Spectrom~trie de protons primaires et de protons d'origino solalro
423
Kp
RIOMETRE KIRUNA
0
13
1~
15
16
17
19
18
20
21
AOUT '1965
22 JOUR5
Fig. 3. V a r i a t i o n s de K ~ e t d u r i o m ~ t r e de KLmma d u 1 3 - 2 2 AoCzt 1965.
COMPTEUR G.H.A PAROI5 D'ALUMINIUM. 150
¢n
u
50
i
=
OGO0
19 ~
20/8/1965
|
02.00
i
i
0/, .00
L
i
06 O0
=
i
|
0 8.00 TElqP5
TU
Fig. 4. Compt~ge enregis~r6 p a r un compbeur geigor ~ 9 g/cm = clans la nuit du 19 au 20 AoSt 1965.
424
F. CA~OU, J. C. GUYADER et H. R ~ . ~
La Fig. 6 repr6sente la courbe de mont6e pour diff6rentes gammes d'6nergie. La diff6rence fondamentale entre ces courbes est que, pour les plus basses 6nergies, on observe une augmentation du taux de comptage en approchant du plafond (6paisseur atmosph6rique inf6rieure g 10g/cm=). Le spectre exp6rimenta] a 6t6 corrig6 de la m6me maniSre que pour le vol du 4 Septembre. La Fig. 7 repr6sente les r6sultats corrig6s pour les deux vols. En faisant alors la diff6rence entre ces deux spectres, dont un a 6t6 obtenu en p6riode calme, on obtient une rdpartition --
VOL
DU 4./~/1965
....
VOL
D U 19//8/~1965
>' tU X
,~ 10 ..,°
X
-,1=Z 0
. . . . . =.4-° ..¢..
0
-. ÷...
t . . . . o
0,1 5
I 10 t
4
. . . .
I 2
I 5 ENERGIE
t"0 ~ EN
MEV
Fig. 5. Speotres au plafond pour les 2 vols de l']~t6 1965. des protons exc6dentaires en fonction de l'6nergie (Fig. 8) et de la rigidit6 (Fig. 9). L'avantage de cette difference entre les r6sultats obtenus pour des vols effectu6s ~ des dates voisines et un appareillage identique est de permettre d'61iminer la contribution des protons galactiques et des protons secondaires produits par les particules de tr~s grandes 6nergies. I)u spectre diff6rentiel ainsi obtenu (Fig. 9) on peut d6duire un spectre int6gral en rigiditd du type de ceux trouv6s pour des rayons cosmiques solaires (FR~,I~,R, et W~,BBEI~, 1963):
J(>P)
=
Joe-P/Po.
Darts ]'intervalle de rigidit4 eonsiddr6 (400-1000 MV) ]e spectre int6gral prdsente les caractdristiques suivantes: Po = 82 MV d o = 20 protons/cm ~ . sec. sr.
o)
t0
lo'
60-96
MEV
,
J,
¢
+ +
+
10~1~~ "
-+-
÷
÷
÷÷
--I-
I b3
EPAISSEUR ATMOSPHERIQUE(G//cM2)
¢
i-k-
PROTONI
Fig. 6. Courbes de mont6e ob~eneus]e 19 Aoflt 1965.
1'0
-+.200-500 NEV
~J- 9 6 - 2 0 0 MEV
.
{
+.+-' ~
~+
+-t-
'k
P ROT 0 NS/~=.S.Sr.ME V.
1
o.
+
50
V O L DU 4 / 9 / 1 9 0 5
,~, VOL ou ,9/8,a96s [
100
P R O T O N S SECONDAIRES" (EVALUATION) ~
ENERGIE EN MEV
500
J
'L
Fig. 7. Spectres aprbs corrections obLenus le 19 Ao6t et le 4 Septembre 1965.
o o,s
U3 Z O
y
u3
> uJ ~E
t(]
t~
W~
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O
P~ (D
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O
(~
426
F. C~MBOU, J . C. GUYAD~,R et H . R~.ME
10
]
10
"~ > z
> b.I
z ~d
Z
o
tO r~ 0.
Z
o rr
n
qs
1
I
100
I
I
I
300 ENERGIEEN MEV
400
I
1000 RIG'DITE (MV)
Fig. 8. Spectre des protons d'origine solaire en fonction de l'6nergie (vol du
Fig. 9. Spectre des protons d'origine
19 Aofit 1965).
19 Aofit 1965).
o~
PROTON5 DE t A VERNOV ET ALII
O~
o,i
13
14
1'5
5
solaire en fonction de la rigidit@ (vol du
MEV
1
AOUT 1965
JOUR5
Fig. 10. Flux de protons de 1-5 MeV enregistr@s par V e m o v et al. du 13 au 22 Aofit 1965.
V~,R~OV et al. (1966) ont observ@ ~ ]'aide de Zond 3 une augmentation (Fig. 10) du 16 au 18 Aofit du flux de protons d'@nergies comprises entre 1 et 5 MeV, Ils attribuent ce r~sultat ~ une @ruption solaire du 13 Aofit. Cependant l'intensit~ totale int~gr~e au-dessus de 30 MeV n'a pas augment6 durant cette p~riode. Au total les r@sultats obtenus dans ]a nuit du 19 au 20 Aofit 1965 mettent en @vidence un flux exc@dentaire de protons d'@nergies inf~rieures k 300 MeV. L'intensit@ de ce flux exclut une origine galactique. D'autre part, ]a forme du spectre
Speetrom~trie de protons primaires et de protons d'origine solaire
427
semble m o n t r e r une origine solaire; mais il est difficile d'associer ces particules une druption bien d~terminde, dt ant donnd la faible importance des ~ruption signal~es et ces mesures a y a n t eu lieu plusieurs jours apr~s. Des mesures similaires en fusee ~ l'aide de plaques ont ~t~ faites par KRISTIA~SSO~ (1965) qui t r o u v e un spectre de m~me forme avec: P0 ---- 75 MV J o = 1,1 protons/era 2 . s e c . sr. p o u r l'intervalle en rigiditY: 300-600 MV. Ces mesures ont ~t~ faites en pdriode plus calme ce qui peut expliquer la difference dans l'intensit~ int~grale. L ' a u t e u r les rapproche des mesures effectu~es p ar VOGT (1962) et M ~ . R et V o l t (1963). Ces derniers r~sultats mis en cause au point de r u e expdrimental par I ~ E R et WADDI:NGTOI~ (1965) ont perdu une partie de leur valeur ce qui n'est pas le cas des mesures de KR~STI~SSO~ (1965) effectu~es ~ l'aide de plaques. I1 semble done que lorsque des protons de basse ~nergie sont presents au voisinage de la terre, leur origine doit ~tre reli~e h une certaine activit~ solaire d o n t la forme ne p e ut encore ~tre bien pr~cisde. R e m e r c i e m e n t s - - L e s auteurs t i e n n e n t ~ remercier t o u t d ' a b o r d les professeurs BLX~O~T et MOZER pour routes les fructueuses et amicales discussions lors de la prdparation et lors du dSroulement des campagnes d'Islande ainsi que les ing4nieurs et les techniciens du CNES qui ont montd ces campagnes et fourni les moyens de ddpouillement des donndes. Ils remercient ~galement le professeur WI~CKLV,R pour les conseils qu'il nous a prodigu~s lors de ses sdjours ~ Toulouse. Ils remercient, en outre, les laboratoires qui o n t bien voulu les faire b~n~ficier de leurs donn~es: Groupe de Recherches Ionosph~riques, Observatoire de Meudon et Observatoire de Kiruna. Ce travail a dtd effectud dans le cadre de la convention CNES 65-060.
R]~F~RENCES CAM~OU 1~., COTIN F. et REME I-I.
1964
CO,TIER G. M. et Lr~r~Ey A.D. FREIER P. S. et W~LDDI~GTO~C.J. F~EIER P. S. et WEBBER W.R. GUYADER J.C. KRISTI~SSO~¢ K. METER P. et VOQTR. V~RNOV, VXK~LOV,KUZ~E~SOV,
1966 1965 1963 1966 1965 1963 1967
Annls Gdophys. 20, 346. Planet. Space Sei. 14, 503. J. Geophys. Re~. 70, 2111. J. Geophys. Res. 68, 1605. Th~se de Doeteur-Ing~nieur, Toulouse. Ark. J~ys. 29, 23. Phys. Rev. 129, 2275. COSPAR, Vienne, In press.
1962 1964 1966
Phys. Rev. 125, 366. J. Geophys. Res. 69, 3097. Rapport C.E.A., R 3042.
LOGACHEV, LYUBI~IOV, NIKOLAEV, PERESLEGII~A et CHUDAKOV VOGT R.
W~.BB~ W. R. et McDonALD F. B . W~LIAMSON C. F., BOUJOT J. P. et PICA~D J.
Spectrom~trie de protons primaires et de protons d'origine solaire ~ Skogar-Islande ( L - 5,7) F. CAMBOU, J . C. GUYADER e t H . REME Centre d'~tude Spatiale des Rayonnements, Toulouse (Received 8 November 1966)
R~Itm6--Le spectrom~tre A protons utilis~ comprend un t&leseope constitu6 de deux oompt~urs scintillation et un compteur de Cerenkov qui permet d'~liminer les protons d'~nergie sup~rieure 1 GeV. Le spectre, mesur~ A partir de la perte d'~nergie sp~eifique des particules dans un seintillateur mince d'iodure de c~sium, est cod~ et transmis A un analyseur d'amplitude A 100 Cal~laux.
Les r~sultats pr~sent~s portent sur deux 1Aehers de ballons depuis le Sud de l'Islande (Et6 1965). Les speetres obtenus font appara~tre la contribution de protons d'origine solaire (19 A6ut) et oelle des protons primaires galaetiques (4 Septembre). Abstract--The proton spectrometer used comprises a telescope consisting of two scintillationtype counters and a Cerenkov counter, which latter allows protons of a higher energy than 1GeV to be eliminated. The spectrum, which is measured from the loss of specific energy of the particles in a thin caesium iodide scintillator, is coded and transmitted to a 100-ohazmel amplitude analyzer. The results presented relate to two releases of balloons from the South of Iceland (Summer, 1965). The spectra obtained bring out the contribution of protons of solar origin (19th August) and that of primary galactic protons (4th September). LES r ~ s u l t a t s pr~sent~s d a n s cet article o n t ~t6 o b t e n u s a u cours d ' u n e c a m p a g n e de l a n c e m e n t de ballons organis~e d u r a n t l'gt~ 1965 £ S k o g a r (Islande) en u n site d~fini p a r des coordonn~es g ~ o g r a p h i q u e s de 63, 5 ° de l a t i t u d e N o r d e t de 340, 5 ° de l o n g i t u d e E s t e t d e n t la c o o r d o n n g e de M a c I l w a i n L e s t voisine de 5,7. D e u x s p e c t r e s o n t ~t~ o b t e n u s en des p~riodes (19 Aofit e t 4 S e p t e m b r e ) o/~ l ' a c t i v i t ~ solaire ~ t a i t tr~s diff~rente p u i s q u e des ~ r u p t i o n s solaires de faibles i m p o r t a n c e s ~ t a i e n t i n t e r v e n u e s d u 13 a u 16 Aofit 1965. 1. I ) E S C R I P T I O N D U S P E C T R O M E T R E
L e s p e c t r o m S t r e e s t destin~ ~ la m e s u r e en b a l l o n des p r o t o n s e n t r e 80 M e V e t 1 GeV. C e t t e g a m m e a l ' a v a n t a g e de p e r m e t t r e l ' a p p r o c h e d ' u n c e r t a i n n o m b r e d e param~tres g~ophysiques: m o d u l a t i o n solaire d u s p e c t r e des p r o t o n s g a l a c t i q u e s s p e c t r e d ' ~ v S n e m e n t s solaires rigidit~ de c o u p u r e a u x h a u t e s l a t i t u d e s . L ' ~ p a i s s e u r a t m o s p h ~ r i q u e a u x a l t i t u d e s at~eintes p a r les b a l l o n s (4-10 g/cm~) , n e p e r m e t p a s d ' ~ t e n d r e la g a m m e de m e s u r e a u x ~nergies inf~rieures ~ 80 MeV en r a i s o n de l ' a b s o r p t i o n e t de l ' i m p o r t a n c e p r ~ p o n d ~ r a n t e des p r o t o n s secondaires. L e s p e c t r o m S t r e c o m p o r t e d e u x c o m p t e u r s ~ scintillations qui d~finissent u n t~lescopc d o n t le f a c t e u r de g~om~trie est 6 c m ~ sr. L e s p a r t i c u l e s c o n t e n u e s d a n a 419
420
F. CArBoY, J. C. GUYADERet H. REM~
le cristal de CsI de 2 mm d'dpaisseur qui dquipe le premier compteur ne sont pas enregistrdes. U n compteur de Cerenkov permet d'dliminer les particules d'dnergie supdrieure & 1 GeV. Le spectre des protons est mesurd & partir de la perte d'dnergie spdcifique des particules dans le scintillateur d'iodure de cdsium. I
d ~Inv~rscur I
56 AVP
56 AVP
58 AVP
I
I
H.T.
Porl'¢
ET
PorF¢
NON
Alime~i'at'io~Es. I .T.
I PorF¢
1
I Codeur A
,L
Fig. 1. Schema synoptique du spectrom~tre k protons. La majeure partie de la composante ~lectromagn~tique est ~liminde car l'efficacit6 d'un rayon g a m m a de 1 MeV est nulle et celle d'un rayon gamma de 2 MeV est infdrieure ~ 10 -a. Le compteur de Cerenkov (plexiglas) est placd en anticoincidence pour ~liminer les protons d'~nergie supdrieure ~ 1 GeV. Ce seuil correspond & des dnergies de 600 keV pour les ~lectrons, 150 MeV pour les m~sons y e t 1,5 GeV pour les particules alpha. Les particules alpha d'dnergie inf~rieure & 1,5 GeV produisent des impulsions d'amplitudes sup~rieures k celles des protons de la gamme ~tudide et ne sont pas comptabilis~es. Les ~]ectrons d'dnergie inf~rieure ~ 600 keV (non dliminds par anticoincidence) ont un parcours dans le cristal de CsI infdrieur £ 2 mm et ne d~clenchent pas ]e t61escope. Seuls les mgsons d'dnergie comprise entre 10 et 150 MeV pourraient fournir des impulsions comparables £ celles des protons. A l'altitude de la mesure, ]es m~sons 7r pr~dominent mais ]eur influence reste ndgligeable puisque leur faible dur~e de vie moyenne (de l'ordre de 3.10 -8 see) limite ]eur contribution ~ ceux qui sont cr~ds dans ]e voisinage immgdiat du spectrom~tre. Le circuit ~lectronique (GuYADER, 1966) est sch~matis~ sur la Fig. 1.
Spectrometric de protons primaires et de protons d'origine solaire
421
Les impulsions d'anode des PM associ~s aux scintillateurs a t t a q u e n t des discriminateurs d'amplitude ~ seuil bas dans lesquels les impulsions sont mises en forme en amplitude et en dur~e. Les impulsions ainsi calibr6es a t t a q u e n t une porte et qui ne d~livre un signal que si deux impulsions arrivent en coincidence. Ce signal de coincidence et le signal d'anode du photomultiplicateur associ~ au compteur de Cerenkov, pr~alablement mis en forme, sont transmis aux deux entr6es d'une porte Non. Celle-ci ddlivre une impulsion qui d~clenche la porte lin~aire, dans la mesure off aucune impulsion provenant de la vole Cerenkov n'est prdsente au m~me instant. Les impulsions provenant de la 13e dynode du photomultiplicateur associ4 au scintillateur CsI sont analysdes en amplitude apr~s passage dans la porte lindaire qui reste bloqu~e, saul £ l'arriv~c d'un signal provenant de la porte 'Non'. Le spectre lin~aire est ensuite cod~ sous forme binaire a v a n t d'etre transmis l'~metteur pour dviter les bruits, les distorsions et les brouillages lors de la transmission des informations par la t~l~mesure. U n ensemble de r~f~rences de tensions, de ddbits, de tempdratures en diff~rents points du dispositif, est transmis, ainsi que la mesure de l'altitude (CA~BOU, COTIN et REME, 1964), par une voie commut~e. Le spectrom~tre a dt~ dtalonn6 ~ l'aide du faisceau de l'ace61drateur Saturne du Centre d ' E t u d e s Nucl~aires de Saclay. P a r ailleurs l'appareil a dr6 test~ en vol au centre de lancement d'Aire sur l'Adour (France) (~ --~ 46°N). 2. I:~ESULTATS EXPERIMENTAUX
Au cours de la campagne d'Etd 1965 organis~e par le CNES/~ Skogar (L _~ 5,7) en Islande, le spectrom~tre k protons a ~t~ lanc~ deux lois: le 19 Aofit k 22 hr 33.40 T.U. et le 4 Septembre ~ 21 hr 04 T.U.
Spectre de protons primaires Pour le vol du 4 Septembre l'altitude de plafond correspondait £ une pression r~siduelle de 4,9 g/cm ~. Les r~sultats bruts sont p o r t , s sur la Fig. 2. A partir de la r~partition exp~rimentale des impulsions transmises par le dgtecteur, il est possible, en extrapolant les rdsultats pour une pression r~siduelle nulle et en effectuant les corrections (WILLL~SO~, BOUJOT et PICARD, 1966) pour les pertes d'~nergie lors de la traversde de la protection du d~tecteur et de la couche atmosph~rique, de tracer le spectre des protons primaires. Ce r~sultat port~ sur la Fig. 2 fournit la rdpartition des protons primaires en p~riode de minimum solaire pour L = 5,7. Ce spectre est compatible avec eeux obtenus en des lieux de latitudes comparables mais de longitudes tr~s diff(frentes (W~BB~.R et McDONALD, 1964; COURTIER et LENdEr, 1966). Quelques differences apparaissent dans la zone de haute Snergie: elles sont dues ~ l'effet Cerenkov qni introdnit une dispersion en cours d'~valuation. D'autre part, la partie tr~s basse ~nergie est due aux partieules secondaires. Ces rdsultats permettent de fixer £ 15 MeV pros la valeur de 1' ~nergie de coupure pour les protons en un point de latitude 69°2 N et de longitude 73°2 E: E c • 80 ~ 15MeV.
F. C~SBOU, J. C. GUYADERet H. REME
422
Mise en dvidence et caractdristiques de protons d'origine solaire Le vol du 19 Aofit avait pour objectif de caraet4riser une dventuelle contribution solaire. E n effet, une p~riode d'~ruptions de faible importance (du 13 au 16 Aofit) avait ~t4 signal~e par le Centre de prdvisions de l'Observatoire de Meudon et un 'commencement brusque' avait 4td observd le 16 Aofit. En raison des conditions m~t~orologiques le ]£cher n'a pas pu avoir lieu avant le 19 Aofit ~ 22 hr 33 T.U. (plafond £ 4,1 g/cm~). Les mesures au sol (riom~tres, magn4tom~tres etc.) ld ,~PECTRE ....
SPECTRE
AU
PLAFOND
APRES
CORRECTIONS
10
>
-+---~u3 v~
1'~, ~
',tl I ~
% Z O I.-
7
.¢ ";
---~.~e'--- ~, 1
.+'+
O r,
/'/'
I
Ol P~I~S "L'
0,,1
I 10 =
'~
I 5 ENERGIE
10 5 EN MEV
Fig. 2. Spectre exp~rlmental et spectre apr~s corrections obtenus le 4 Sep~embre 1965. des cliff,rents observatoires ne permettent pas de mettre en ~vidence l'arriv~e de protons solaires durant cette m~me p~riode. La Fig. 3 repr~sente la valeur de K~ et les variations du riom~tre de l'observatoire de Kiruna durant cette p~riode. P a r ailleurs, une experience coordonn~e comportant un d~tecteur standard Sparmo plafonnant ~ 9 g/cm ~ n'a pas enregistr~ d'~v~nement X simultan~ (Fig. 4). E n outre, le t a u x de particules charg~es d~termin~ par le t~lescope formg par les compteurs Geiger est rest~ constant et identique ~ ceux des autres vols de d~tecteurs standards de la campagne. E n revanche, compares/L ceux du 4 Septembre, les r~sultats exp~rimentaux font apparaltre un comptage n e t t e m e n t sup~rieur surtout basse ~nergie (Fig. 5). La difference d'altitudes et le manque d'efficacit~ du d~tecteur Standard ne p e r m e t t e n t pas de mettre en 6vidence une augmentation du nombre de protons de l'ordre de celle enregistr~e avec le spectrom~tre.
Spectrom~trie de protons primaires et de protons d'origino solalro
423
Kp
RIOMETRE KIRUNA
0
13
1~
15
16
17
19
18
20
21
AOUT '1965
22 JOUR5
Fig. 3. V a r i a t i o n s de K ~ e t d u r i o m ~ t r e de KLmma d u 1 3 - 2 2 AoCzt 1965.
COMPTEUR G.H.A PAROI5 D'ALUMINIUM. 150
¢n
u
50
i
=
OGO0
19 ~
20/8/1965
|
02.00
i
i
0/, .00
L
i
06 O0
=
i
|
0 8.00 TElqP5
TU
Fig. 4. Compt~ge enregis~r6 p a r un compbeur geigor ~ 9 g/cm = clans la nuit du 19 au 20 AoSt 1965.
424
F. CA~OU, J. C. GUYADER et H. R ~ . ~
La Fig. 6 repr6sente la courbe de mont6e pour diff6rentes gammes d'6nergie. La diff6rence fondamentale entre ces courbes est que, pour les plus basses 6nergies, on observe une augmentation du taux de comptage en approchant du plafond (6paisseur atmosph6rique inf6rieure g 10g/cm=). Le spectre exp6rimenta] a 6t6 corrig6 de la m6me maniSre que pour le vol du 4 Septembre. La Fig. 7 repr6sente les r6sultats corrig6s pour les deux vols. En faisant alors la diff6rence entre ces deux spectres, dont un a 6t6 obtenu en p6riode calme, on obtient une rdpartition --
VOL
DU 4./~/1965
....
VOL
D U 19//8/~1965
>' tU X
,~ 10 ..,°
X
-,1=Z 0
. . . . . =.4-° ..¢..
0
-. ÷...
t . . . . o
0,1 5
I 10 t
4
. . . .
I 2
I 5 ENERGIE
t"0 ~ EN
MEV
Fig. 5. Speotres au plafond pour les 2 vols de l']~t6 1965. des protons exc6dentaires en fonction de l'6nergie (Fig. 8) et de la rigidit6 (Fig. 9). L'avantage de cette difference entre les r6sultats obtenus pour des vols effectu6s ~ des dates voisines et un appareillage identique est de permettre d'61iminer la contribution des protons galactiques et des protons secondaires produits par les particules de tr~s grandes 6nergies. I)u spectre diff6rentiel ainsi obtenu (Fig. 9) on peut d6duire un spectre int6gral en rigiditd du type de ceux trouv6s pour des rayons cosmiques solaires (FR~,I~,R, et W~,BBEI~, 1963):
J(>P)
=
Joe-P/Po.
Darts ]'intervalle de rigidit4 eonsiddr6 (400-1000 MV) ]e spectre int6gral prdsente les caractdristiques suivantes: Po = 82 MV d o = 20 protons/cm ~ . sec. sr.
o)
t0
lo'
60-96
MEV
,
J,
¢
+ +
+
10~1~~ "
-+-
÷
÷
÷÷
--I-
I b3
EPAISSEUR ATMOSPHERIQUE(G//cM2)
¢
i-k-
PROTONI
Fig. 6. Courbes de mont6e ob~eneus]e 19 Aoflt 1965.
1'0
-+.200-500 NEV
~J- 9 6 - 2 0 0 MEV
.
{
+.+-' ~
~+
+-t-
'k
P ROT 0 NS/~=.S.Sr.ME V.
1
o.
+
50
V O L DU 4 / 9 / 1 9 0 5
,~, VOL ou ,9/8,a96s [
100
P R O T O N S SECONDAIRES" (EVALUATION) ~
ENERGIE EN MEV
500
J
'L
Fig. 7. Spectres aprbs corrections obLenus le 19 Ao6t et le 4 Septembre 1965.
o o,s
U3 Z O
y
u3
> uJ ~E
t(]
t~
W~
}
O
P~ (D
Q
c-F
h~
(b
O
(~
426
F. C~MBOU, J . C. GUYAD~,R et H . R~.ME
10
]
10
"~ > z
> b.I
z ~d
Z
o
tO r~ 0.
Z
o rr
n
qs
1
I
100
I
I
I
300 ENERGIEEN MEV
400
I
1000 RIG'DITE (MV)
Fig. 8. Spectre des protons d'origine solaire en fonction de l'6nergie (vol du
Fig. 9. Spectre des protons d'origine
19 Aofit 1965).
19 Aofit 1965).
o~
PROTON5 DE t A VERNOV ET ALII
O~
o,i
13
14
1'5
5
solaire en fonction de la rigidit@ (vol du
MEV
1
AOUT 1965
JOUR5
Fig. 10. Flux de protons de 1-5 MeV enregistr@s par V e m o v et al. du 13 au 22 Aofit 1965.
V~,R~OV et al. (1966) ont observ@ ~ ]'aide de Zond 3 une augmentation (Fig. 10) du 16 au 18 Aofit du flux de protons d'@nergies comprises entre 1 et 5 MeV, Ils attribuent ce r~sultat ~ une @ruption solaire du 13 Aofit. Cependant l'intensit~ totale int~gr~e au-dessus de 30 MeV n'a pas augment6 durant cette p~riode. Au total les r@sultats obtenus dans ]a nuit du 19 au 20 Aofit 1965 mettent en @vidence un flux exc@dentaire de protons d'@nergies inf~rieures k 300 MeV. L'intensit@ de ce flux exclut une origine galactique. D'autre part, ]a forme du spectre
Speetrom~trie de protons primaires et de protons d'origine solaire
427
semble m o n t r e r une origine solaire; mais il est difficile d'associer ces particules une druption bien d~terminde, dt ant donnd la faible importance des ~ruption signal~es et ces mesures a y a n t eu lieu plusieurs jours apr~s. Des mesures similaires en fusee ~ l'aide de plaques ont ~t~ faites par KRISTIA~SSO~ (1965) qui t r o u v e un spectre de m~me forme avec: P0 ---- 75 MV J o = 1,1 protons/era 2 . s e c . sr. p o u r l'intervalle en rigiditY: 300-600 MV. Ces mesures ont ~t~ faites en pdriode plus calme ce qui peut expliquer la difference dans l'intensit~ int~grale. L ' a u t e u r les rapproche des mesures effectu~es p ar VOGT (1962) et M ~ . R et V o l t (1963). Ces derniers r~sultats mis en cause au point de r u e expdrimental par I ~ E R et WADDI:NGTOI~ (1965) ont perdu une partie de leur valeur ce qui n'est pas le cas des mesures de KR~STI~SSO~ (1965) effectu~es ~ l'aide de plaques. I1 semble done que lorsque des protons de basse ~nergie sont presents au voisinage de la terre, leur origine doit ~tre reli~e h une certaine activit~ solaire d o n t la forme ne p e ut encore ~tre bien pr~cisde. R e m e r c i e m e n t s - - L e s auteurs t i e n n e n t ~ remercier t o u t d ' a b o r d les professeurs BLX~O~T et MOZER pour routes les fructueuses et amicales discussions lors de la prdparation et lors du dSroulement des campagnes d'Islande ainsi que les ing4nieurs et les techniciens du CNES qui ont montd ces campagnes et fourni les moyens de ddpouillement des donndes. Ils remercient ~galement le professeur WI~CKLV,R pour les conseils qu'il nous a prodigu~s lors de ses sdjours ~ Toulouse. Ils remercient, en outre, les laboratoires qui o n t bien voulu les faire b~n~ficier de leurs donn~es: Groupe de Recherches Ionosph~riques, Observatoire de Meudon et Observatoire de Kiruna. Ce travail a dtd effectud dans le cadre de la convention CNES 65-060.
R]~F~RENCES CAM~OU 1~., COTIN F. et REME I-I.
1964
CO,TIER G. M. et Lr~r~Ey A.D. FREIER P. S. et W~LDDI~GTO~C.J. F~EIER P. S. et WEBBER W.R. GUYADER J.C. KRISTI~SSO~¢ K. METER P. et VOQTR. V~RNOV, VXK~LOV,KUZ~E~SOV,
1966 1965 1963 1966 1965 1963 1967
Annls Gdophys. 20, 346. Planet. Space Sei. 14, 503. J. Geophys. Re~. 70, 2111. J. Geophys. Res. 68, 1605. Th~se de Doeteur-Ing~nieur, Toulouse. Ark. J~ys. 29, 23. Phys. Rev. 129, 2275. COSPAR, Vienne, In press.
1962 1964 1966
Phys. Rev. 125, 366. J. Geophys. Res. 69, 3097. Rapport C.E.A., R 3042.
LOGACHEV, LYUBI~IOV, NIKOLAEV, PERESLEGII~A et CHUDAKOV VOGT R.
W~.BB~ W. R. et McDonALD F. B . W~LIAMSON C. F., BOUJOT J. P. et PICA~D J.