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
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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 Email: [email protected] 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. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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: [email protected]:
http://akebono.ei.kochi-u.ac.jp/~fuki
JPS2005_NodaMar.27.2005
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 ⇒ 反陽子反陽子 & 陽子
BESSBESS, 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”の地球近傍でどこにどのくらい“天然”の反陽子反陽子はは 存在しているのか 存在しているのか ?? 。。。目的 。。。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1. JPS2003 (宮崎)報告 I ・・・両極到来・捕捉確率・放射線帯の形
成2. JPS2004 (福岡)報告 II ・・・エネルギー分布・到来方向分布3. JPS2005 (野田)報告 III ・・・今回
1) エネルギースペクトル
Mode energy ~ 0.3 – 0.7 GeV
Mode energy ~ 2.0 GeV
Fisk BESS
●陽子 ●反陽子( < 1/10000 )
反陽子はどこから?
2 ) 放射線の空間分布 ( 高度 400km)
●陽子 & 電子( by Mir ) ●中性子( RRMD @ STS/NASDA )
反陽子はどこにある?
SAA (南アメリカ異常地帯)と両極地方に多い
Solar-min
Solar-max
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)2) IGRFIGRF (国際標準磁(国際標準磁場)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Dipole IGRFIGRF Geopack
44 sec 373 sec373 sec 3694
RKG4,1000 個 ,Model-I,Tmax=4sec,dt=1e-5,PentiumIII_1GHz,WinXP+C++
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 EmEm ((陽子陽子)=)= 0.3GeV , Em0.3GeV , Em ((反陽子反陽子)=)= 2.0GeV2.0GeV
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(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)
モデル I GCR
モデルIICRAP
モデルIIICRAND
Escape 99 % 18 % 81 %
Arrive <1 % 82 % 18 %
Trap 0 ~0 1.5%
典型例 @ Ek = 1 GeV
( エネルギー依存性あり )
2 ) 空間分布 (1)
ModelⅠ
GCR モデル -II
モデル -III
ModelⅡ
CRAP
ModelⅢ
CRAND
脱出確率・到着確率・捕捉確率
2)空間分布 (2)
・) 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
*)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
2)空間分布 (3)・) 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 IIIInput 100,000 粒子 左周り SAA 、西に尾
Same color means same particle (orbits)
50E 130W
⇒陽子
←反陽子
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
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)•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@1 week (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 PreliminaryISS 高度@ 400km
(放射線内帯)
反陽子/モデル III
•0.1 ~ 2GeV で増加
スペクトルの変形スペクトルの変形
•もっと統計量必要
両極地方@ 400km
反陽子/モデル I
スペクトルの変形は小
Input
Observed
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)