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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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 ? - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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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
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
Jan.12.2006Nagoya_STE
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”の地球近傍でどこにどのくらい“天然”の反陽子反陽子は存在しているのか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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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 .
ab
ba
mEabC
EECEF
/
, / )(
ただし,
1
22 1/1 /1
),()}/({ )(
mcE
EFtEGただし,
τ
2-3 エネルギースペクトル形状
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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)2) IGRFIGRF (国際標準磁場)(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: RK 4 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:1 GeV 計算範囲: R ~ 10R CPU : Pentium.M-1.2GH z
計算時間(6秒まで1千個)
計算時間( 600 秒10 万個)
Dipole
偏心双極子42 秒 ~ 13
時間IGRF
国際標準410 秒~ 7 分
~5日
GEOPACK
Tsyganenko
~ 2700秒
~1時間
~1ヶ月
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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)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)ModelⅠ
CRモデル -II
モデル -III
ModelⅡ
CRAP
ModelⅢ
CRAND
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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
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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 USAstd Air 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 : model )Ⅲ 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