普喜 満生
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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 PowerPoint PPT Presentation


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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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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

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Presentation Transcript


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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


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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


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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)


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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)


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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.


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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


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○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


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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


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    2) 空間分布(1)

    ModelⅡ

    CRAP

    ModelⅠ

    CR

    モデル-II

    ModelⅢ

    CRAND

    モデル-III


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    *)宇宙線カットオフエネルギー分布/モデルII


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    *)宇宙線カットオフエネルギー分布/モデルII


    Preliminaly

    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


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    5)粒子の蓄積状況


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      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


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    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)


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    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


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