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普喜 満生 高知大学 教育学部 理科専修 高知市曙町 2-5-1, Kochi 780-8520, JAPAN. Nagoya_STE. Jan.12.2006. シミュレーションによる地球近傍の 陽子・反陽子の空間分布 Ⅱ. 1.はじめに: 動機・目的 2.計算モデル 運動の方程式 入射モデル エネルギースペクトル 地球磁場 3.結果 空間分布 エネルギー分布 高度分布 4.結論と考察. 1. はじめに. 1-1 地球近傍でどこにどのくらい“天然”の 反陽子 は存在しているのか ?
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普喜 満生 高知大学 教育学部 理科専修 高知市曙町2-5-1, Kochi 780-8520, JAPAN Nagoya_STE Jan.12.2006 シミュレーションによる地球近傍の陽子・反陽子の空間分布 Ⅱ • 1.はじめに: 動機・目的 • 2.計算モデル • 運動の方程式 • 入射モデル • エネルギースペクトル • 地球磁場 • 3.結果 • 空間分布 • エネルギー分布 • 高度分布 • 4.結論と考察
1. はじめに 1-1 地球近傍でどこにどのくらい“天然”の 反陽子は存在しているのか ? • コンピュータシミュレーションで空間分布とエネルギー分布を推定 • 反陽子の(主として2次)発生の起源の探索 • 数値実験・モデル計算 放射線帯中で反陽子がどのくらい存在できるか Anti-neutron decay model
2. 計算モデル 2-1 運動の方程式 Lorentz 力F; m: 質量, c :光速,q:電荷, V=(dx/dt, dy/dt, dz/dt) :速度, B:磁場 (静的), ⇒ 地球磁気圏(R<r<10R)+Mead補正 E = 0;⇒ 電場はなしとする …(×共回転電場~100KeV<<100MeV)
2-2 入射モデル(初期条件) 陽子 • I) 宇宙線陽子 (磁気圏外からの一様入射) 銀河 (or 太陽) 宇宙線一次陽子 :CR • II) p + A → p + X(空気との原子核衝突から陽子発生) 生成@20 km, アルベド(Albedo) 陽子 :CRAP • III)p + A → n + X (空気との原子核衝突から中性子発生) n → p + e- + ν (アルベド(albedo)中性子の崩壊) τ = 900sec, 発生<10・RE, 崩壊陽子:CRAND 反陽子, (衝突2次起源;対発生) • I) 銀河宇宙線反陽子 (CRに同じ) • II) p + A → p + p+ p-+ X(反陽子の対発生) • III)p + A → p + n + n~+ X (反中性子の対発生) n~ → p- + e+ + ν (反中性子からの崩壊)
2-3エネルギースペクトル形状 1)運動エネルギースペクトル関数 (モデルⅠ&Ⅱ) Em: 最頻エネルギー, a, b: スペクトルべき指数 • set a = -1, b = 2.0. • Em = 0.3 GeV for 陽子(太陽活動静穏期), • Em = 2.0 GeV for 反陽子(2次発生). 2)崩壊陽子/反陽子スペクトル (モデルIII) (反)中性子崩壊時間τ= 900秒, 収穫時間t = 0.2秒.
2.4 地球磁気圏磁場 1) Dipole(双極子)モデル 簡単、粗い、速い *Slant Eccentric(斜め偏心) 2)IGRF(国際標準磁場) 地球近傍(RE ≦ r <5RE)、 SAAを説明できる 3)GEOPACK(Tsyganenko) 地球磁気圏全域、複雑・遅い 日・季節変化など
○磁場モデル選択と計算時間 計算条件: • モデル:III(中性子崩壊) • 磁場:Dipole/IGRF/Geopack • 電場無し • 計算法:RK4 • 粒子:陽子p • 粒子数:1000個 • 最小時間刻み:1μ秒 • 最大時間:6秒/600秒 • エネルギー:1GeV • 計算範囲:R~10R • CPU:Pentium.M-1.2GHz
2.5 計算モデルとパラメータ 1)3次元運動方程式を時間について数値的に解く • Runge-Kutta 4th method • 計算範囲:RE(=6,350km)+20km ~ 10・RE(地球磁気圏内) • 時間刻み:可変,1μ秒(h<1000km)~ 10m秒(外側) • 時間制限: 最大max.600秒(10分) • 磁気圏磁場: 静的, IGRF/E.Dipole(内側) + Mead補正 (外側) (斜め偏心双極子) 2)初期入射条件としてモンテカルロ法 • アルベド中性子崩壊モデル、反中性子崩壊モデル、 • エネルギー範囲:10 MeV ~ 10 GeV ランダム • エネルギースペクトルからサンプル • Em(陽子)=0.3GeV , Em(反陽子)=2.0GeV • 出発位置と方向: ランダム(球面上一様, 等方ベクトル) • モデルⅡ・Ⅲ(地球表面から出発) • (反)中性子崩壊: 指数ランダム(τ=900 秒),< 10・RE
2) 空間分布(1) ModelⅡ CRAP ModelⅠ CR モデル-II ModelⅢ CRAND モデル-III
*)宇宙線カットオフエネルギー分布/モデルII*)宇宙線カットオフエネルギー分布/モデルII
*)宇宙線カットオフエネルギー分布/モデルII*)宇宙線カットオフエネルギー分布/モデルII
4)エネルギースペクトル(Preliminaly) 観測:ISS高度@400km 反陽子/モデルIII 0.1~2GeVで増加 その他急激に減少 スペクトルの変形
粒子の存在確率(=蓄積量×寿命) 高層大気USAstdAirによる減衰 バンドはない
4. 結果 • 両極地域 (高緯度) • 宇宙線 (反)陽子は両極地方に到着しやすい (by モデルⅡ)・・・・CR due to Rigidity Cut-off • 反陽子は陽子より広がって分布 • 放射線帯中(RadiationBelts) • 崩壊(反)陽子がVan-Allen放射線帯を作る (CRAND; Cosmic ray Albedo neutron decay:modelⅢ) • 低エネルギー側(<0.1GeV)の崩壊陽子は広く補足される • 高エネルギー側(~1GeV)の反陽子は内帯に捕捉される • 反陽子は低高度(~2000km)から存在できる・バンドはない • ISS軌道高度(400km) • 陽子と反陽子は同様にSAA領域に集まる • 到来方向は陽子(北)と反陽子(南西)で反対方向 • SAAでは尾を陽子(東)と反陽子(西)にひく (これらは定性的な結果)
5. 考察と今後の課題 • 陽子と反陽子の空間分布の定量的な考察の必要 • 入射条件の精密化(2次粒子の出発位置・方向) • もっと統計量! ⇒ もう一桁 • 100K 粒子 → 1M…..今,20K/日(Pentium4-2GHz) • 統一的な議論: • 3モデル⇒1モデル • 流束の絶対値, p-/p比, • エネルギースペクトル, 到来方向分布. • 発生率, 捕捉時間, 拡散係数,漏れ出し率. • 時間変動(短期, 長期, ストーム). • 太陽活動, モデュレーションなど. • 他の結果との比較 • 理論・シミュレーション • (coming)実験データ(BESS_Polar, AMS, Pamela) • その他の太陽系効果・・・> 反陽子の起源 • 太陽磁場、惑星磁場(木星など) もっと速いコンピュータがほしい