シミュレーションによる地球近傍における陽子・反陽子の空間分布 III

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 Email: fuki@cc.kochi-u.ac.jp Web: http://akebono.ei.kochi-u.ac.jp/~fuki Mar.27.2005 JPS2005_Noda シミュレーションによる地球近傍における陽子・反陽子の空間分布III • １．はじめに（動機・目的） • ２．計算モデル（作業仮説） • 方程式と磁場 • 入射モデル • エネルギースペクトル • ３．結果 • 空間分布 • 到来方向分布 • エネルギー分布 • ４．結論と考察

1. はじめに 1-1 反陽子の観測実験の現状 • 気球実験 ⇒ 反陽子 &陽子 • BESS, CAPRICE, etc. • 人工衛星・宇宙船・宇宙ステーション（Mir/STS/ISS） ⇒反陽子, 陽子, 原子核，電子 • AMS, HEAT, PAMERA… • 数千個の反陽子が観測された ⇒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 ?　。。。目的 • 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（ほとんど衝突からの２次といわれる）発生の起源の探索 • JPS2003（宮崎）報告I・・・両極到来・捕捉確率・放射線帯の形成 • JPS2004（福岡）報告II・・・エネルギー分布・到来方向分布 • JPS2005（野田）報告III・・・今回

１）エネルギースペクトル ●陽子　●反陽子（< 1/10000） Fisk BESS 反陽子はどこから？ Mode energy ～0.3 – 0.7 GeV Mode energy ～ 2.0 GeV

２) 放射線の空間分布 (高度400km) 反陽子はどこにある？ ●陽子& 電子（by Mir）　　　　　　●中性子（RRMD＠STS/NASDA） Solar-min Solar-max SAA（南アメリカ異常地帯）と両極地方に多い

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（RE<r<10RE;IGRF＋Mead補正） E = 0；⇒ 電場はなしとする…（共回転電場~0.1MeV）

2-2）地球磁気圏磁場 • １）双極子モデル簡単、粗い、速い • 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（r ＜50RE ）、　　複雑・計算時間、日・季節・経年変化など

2-3 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：GCR • 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 (磁気圏外からの一様入射) • II) ｐ＋Ａ →　ｐ＋ｐ＋ｐ－＋Ｘ (空気の原子核衝突から反陽子の対発生) • III）ｐ＋Ａ →　ｐ＋ｎ＋ｎ－＋Ｘ　　　　　 (空気の原子核衝突から反中性子の対発生) ｎ－→ ｐ－＋ e＋＋ ν (反中性子からの崩壊)

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 • Adamus-Bashforth-Moulton 6th method • Runge-Kutta-Gill 4th method・・・(better) • 計算範囲：RE(=6,350km)+20km ～ 10・RE（地球磁気圏内） • 時間刻み：可変，10μ秒（<1000km）～ 10m秒（外側） • 時間制限：最大max.600秒(10分間) • 磁気圏磁場: 静的, IGRF (内側) + Beard-Mead項補正 (外側) ２）初期入射条件としてモンテカルロ法 • 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Ⅰ（地球外から入射、cosθ>0.9）、 • 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

３. 結果 典型例 @ Ek＝1 GeV (エネルギー依存性あり) (1)捕捉確率（反陽子） • ３つの解（脱出・到着・捕捉） • Escape…. 磁気圏からの脱出 • Arrive…. 地球に到着 • Trap…. 捕捉（>10分）磁気圏内でのカオス的運動　　(⇒ バンアレン放射線帯) • ３モデルからの３解の　　　確率（⇒右表）

２) 空間分布(1) ModelⅠ GCR ModelⅡ CRAP モデル-II ModelⅢ CRAND モデル-III 脱出確率・到着確率・捕捉確率

・）極地方の表面分布@400km 陽子/モデルI input 100,000 粒子オーロラ帯反陽子/モデルI input 100,000 粒子広く拡がる２）空間分布 (2)

＊）宇宙線カットオフ・Rigidity分布／モデルII＊）宇宙線カットオフ・Rigidity分布／モデルII 両極地方に穴

＊）宇宙線カットオフ・Rigidity分布／モデルII＊）宇宙線カットオフ・Rigidity分布／モデルII

・）世界表面分布 ISS高度@400km 陽子/モデルIII Input 100,000 粒子右周り SAA、東に尾反陽子/モデルIII Input 100,000 粒子左周り SAA、西に尾２）空間分布 (3) 50E 130W ⇒陽子 ←反陽子 Same color means same particle (orbits)

高度分布 断面 (Φ=-50°(SAA側) ｖｓ 130°(反対側) ) ●陽子／モデルIII●反陽子／モデルIII ２）空間分布(4) 陽子は 4000 km付近に多く、反陽子は 2000 km付近に多い低高度成分はSAA領域をつくる

２）空間分布(4) • 高度分布 • 断面 (傾斜角Θ=10°，Φ=-50°(SAA) ｖｓ 130°(反対側) ) • ●陽子／モデルIII●反陽子／モデルIII 10万粒子＠１week （もう一桁⇒ 100万粒子）陽子は 4000 km付近に多く、反陽子は 2000 km付近に多い低高度成分はSAA領域をつくる

３) 到来方向の違い ISS軌道上（@400km・Θ<52°） ●陽子／モデルIII Input 100,000 粒子上方到来: 北下方到来: 南東 ●反陽子／モデルIII Input 100,000 粒子　上方到来: 南西下方到来: 西

４）エネルギースペクトル Preliminary • ISS高度＠400km • （放射線内帯） • 反陽子／モデルIII • 0.1～2GeVで増加 • スペクトルの変形 • もっと統計量必要 Input Observed 両極地方＠400km 反陽子／モデルI スペクトルの変形は小

4. 結論 • 両極地域 (高緯度;High Latitude) • 宇宙線 (反)陽子は地磁気圏外から両極地方に到着しやすい（by モデルⅠ）・・・・GCR due to Rigidity Cut-off • 反陽子は陽子より広がって分布 • 反陽子エネルギー分布は変形されない • 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)に集まる • ISS軌道高度（Altitude400km） • 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,10K/1日(Pentium4,2GHz) • 統一的な議論： • ３モデル⇒１モデル • 流束, p－/p比, （原子核, 同位体, 反原子核？） • エネルギースペクトル, 到来方向分布. • 発生率, 捕捉時間, 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 • その他の太陽系効果・・・> 反陽子生成の起源 • 太陽磁場、惑星磁場（木星など）

シミュレーションによる地球近傍における 陽子・反陽子の空間分布 III