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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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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
  • 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*)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*)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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  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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