analisi/fisica (del gruppo di Milano)

• Tracciamento di particelle nella magnetosfera: - Il programma fa uso del campo magnetico interno ed esterno in interazione con il vento solare.

• Trasporto di RC nell’Eliosfera: - Il codice utilizza una simulazione stocastica di particelle che si propagano in un modello 2D della cavità solare.

La Magnetosfera Terrestre Dimensioni e contorni della magnetosfera sono

determinati dall’interazione tra il Campo Magnetico Terrestre e quello Solare propagato dal vento solare.

E’ stato ri-adattato il codice di tracciamento delle particelle nella magnetosfera terrestre in previsione della presa dati di ams-02 e l’utilizzo di root-tree

E’ stata completata (per atomi di He) la stima della funzione di trasferimento nella magnetosfera attraverso il backtracing di particelle simulate nella magnetosfera per i dati di AMS01

La stima è stata estesa al caso di ioni Fe e Ca (HEAO-C3) e I risultati sono stati confrontati con i dati di AMS01 (stessa polarità solare -1980)

Si e’ sviluppato un metodo per le previsioni di flussi per la fase-2 dell’esperimento: completata la stima per protoni per il 2010

Tracciamento nella Magnetosfera

La tracciatura dei RC I RC vengono tracciati nel Campo MagneticoTerrestre

(CMT). Si ottengono informazioni sull’origine dei RC tracciati e sulle caratteristiche di “trasmissione” del CMT.

Transmission Function nelle zone di AMS01 per nuclei di He:

Il numero totale di traiettorie ricostruite è di ~ 10^8.

Transmission Function nelle zone di AMS01 per nuclei di Fe:

Il numero totale di traiettorie ricostruite è di ~ 10^8.

Transmission Function nelle zone di AMS01 per nuclei di Ca:

Il numero totale di traiettorie ricostruite è di ~ 10^8.

Poichè la rigidità dipende dal rapporto A/Z la TF sara’ simile per i quattro elementi in funzione della rigidità, mentre in funzione dell’energia cinetica sarà simile per He, Ca e Fe e diversa per p

Elio: Spettro Cosmico, di primari

Stima dei flussi su ISSA

• Campo Esterno: si utilizzano i dati solari di due cicli (quindi con la stessa polarità) precenti relativi alla medesima attività (numero di macchie).

• Campo Interno: Si usa l’estrapolazione del campo interno (IGRF): valida per il periodo 2006-2010.

• Modulazione Solare: Per la stima del flusso al di fuori della magnetosfera si utilizza il nostro modello MC 1D di propagazione in eliosfera rinormalizzato ai dati sperimentali degli ultimi anni.

•TF calcolata per il volo di AMS-02: 2009•Accettanza 45°•Area geografica coperta come AMS-01•Energie >100 MeV•Utilizzo di spettro di RC a 1AU prodotto con MC di propagazione di RC in eliosfera (1D vedi avanti) in 17 bin (stat.)

•Flusso RC Primari per il 2009 (MC 1D..)

•Flusso RC Primari 10a regione

Trasporto di RC nell’Eliosfera

studio degli effetti della modulazione solare sui raggi cosmici galattici (GCR): si è utilizzato un modello stocastico di simulazione 1D (solo distanza radiale) e sviluppato un modello a 2D, ovvero introducendo la dipendenza dalla latidudine solare.

• Il modello 1D permette una stima in prima appross. su lunghe scale temporali della modulazione

• Il modello 2D dipende da curvatura e gradiente del i.m.f. (interplanetary magnetic field) , dall’angolo di tilt e dalla polarità del campo magnetico solare.

• Il modello 2D è time dependent a causa della variazione dei valori misurati della velocità del vento solare nel piano dell’eclittica (V), dell’angolo di tilt () e dell’ i.m.f.

03

)(

k

RRV neosservazioeliopausa

Propagazione Propagazione Diffusiva dei RCDiffusiva dei RC

Equazione di trasporto Equazione di trasporto di Fokker Plankdi Fokker Plank (FPE) MonodimensionaleMonodimensionale:

1D: approccio FORCE FIELD

Permette di ricavare il coeff. Relativo con medie di modulazione a lungo termine

Effetto del vento solare sulla modulazione

Effetto del coefficiente di diffusione sulla modulazione

Modulazione a varie distanze dal sole (pianeti del sistema solare)

Previsioni AMS-02

Solar tilt angle: angle between the Sun’s equatorial plane and the Heliospheric Current Sheet HCS

Modello di Eliosfera

•Ottimizzazione dei parametri di calcolo: tra questi anche i valori dei coefficienti di diffusione

• Confronto con i dati sperimentali ad 1AU e a distanze maggiori

• Numero di particelle finora simulate = 10^12 –10^13

• Controllo del corretto funzionamento del codice: studio dell’andamento della modulazione solare rispetto ai parametri fisici