反陽子 - 高知大学

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Transcript 反陽子 - 高知大学

11aSA13
JPS2003宮崎
地球近傍における宇宙線陽子・
反陽子空間分布シミュレーション
普喜 満生,桑原綾子,澤田のぞみ
高知大学教育学部
Faculty of Education, Kochi University
目次

1. はじめに(動機・目的)


2. 計算方法 (モデル)

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

運動方程式
地球磁場
入射条件
3. 結果



(天然)反陽子はどこにどれだけ?
放射線帯の形成
空間分布
4. まとめ
1. はじめに(動機・目的)

1-1 反陽子と磁気圏
気球実験 (反陽子 と 陽子)
 衛星・宇宙ステーション (陽子, 電子)

 BESS,
CAPRICE, etc.
 AMS, HEAT, PAMERA…


地球の周りにはどこにどれだけ
反陽子 が存在しているのか ?
⇒コンピュータシミュレーション
2. 計算方法 (モデル)
2-1 運動方程式
Lorentz 力;
V : 速度,m: 質量 , c :光速,
B:磁場 (静的),q:電荷,
E = 0;電場なし

2-2 磁場 (静的)

例 : 双極子磁場 ….. Störmer理論
 回転(ら線)
 反復
 ドリフト

IGRF (国際標準地磁気)

球面調和関数展開, 12次
SAA 領域 (低高度、弱い) (South American Anomaly)
磁気圏内に適用

磁気圏外帯成分 (Beard-Mead)の付加


2-3 入射モデル
初期条件

I) p (磁気圏外からの自由入射陽子)
宇宙線一次陽子 CRPP

II) p + A → p + X (空気との衝突反応)
発生@20 km, アルベド陽子 CRAP

III)p + A → n + X
n → p + e- + ν (アルベド中性子からの崩壊)
τ = 900 秒, 発生<10RE,崩壊陽子 CRAND
反陽子も同様, (対創生)
 III) p + A → p + n + n- + X (対生成)
n- → p- + e+ + ν (反中性子からの崩壊)
3つのモデル
2.4 エネルギースペクトル
Fisk
Mode energy ~ 0.3 – 0.7 GeV
BESS
Mode energy ~ 2.0 GeV
continue

運動エネルギースペクトル (モデル-I&モデル-II)


F ( E ) 1/ C  E  E ,
a
b
ただし C  b / a  Em
ba
Em: 最頻エネルギー, a, b: スペクトルべき指数




Em = 0.3 GeV for 陽子 (太陽活動静穏期),
Em = 2.0 GeV for 反陽子.
指数 a = -1, b = 1.5.
モデル-III (崩壊陽子/反陽子)

G( E )  F ( E ) / mc  E
2

計算方法



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


3-次元運動方程式を時間について解く
Runge-Kutta-Gill 法
範囲: RE(=6,350km) ~ 10・RE
時間刻み: 10 μ秒(近傍) ~ 10 m秒(外部)
1粒子当り最大600秒間追跡
エネルギー範囲: 10 MeV ~ 10 GeV
出発位置および方向:ランダム(一様)
中性子崩壊:ランダム(τ=900 秒),< 10・RE
3. 結果
捕捉確率
 3つの解

Escape …. 磁気圏から
の脱出
Arrive …. 地球に到着
Trap …. 捕捉
(エネルギー依存性あり)
モデル
I
モデル
II
モデル
III
Escape
99 %
18 %
81 %
(⇒ バンアレン放射線帯)
Arrive
<1 %
82 %
18 %
3モデルからの3解の
確率(右表)
Trap
0
0
1.5%


磁気圏内でのカオス的運動

典型例 @ 1 GeV
捕捉確率
空間分布 (1)
モデル-I
モデル-II
モデル-III
陽子 100,000 例
continued
陽子 ~ 0.1 GeV, 1000 例
空間分布 (2)
・) 両極地方表面分布
@400km

陽子/モデル-I


100,000 粒子
反陽子/モデル-I
分散傾向
continued
・) 世界表面分布
ISS@400km
 陽子/モデル-III

10,000 粒子
 反陽子/モデル-III
SAA領域に集中
空間分布 (3)

高度分布 (Φ=-50,130deg)

陽子
反陽子
●
低高度→SAA
4. 結論

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

宇宙線(反)陽子は両極に到着しやすい
(リジディティ・カットオフ:宇宙線硬度限界)
崩壊陽子は Van-Allen放射線帯形成に有利
(CRAND; 宇宙線アルベド中性子崩壊)
低エネルギー(<0.1GeV)崩壊陽子ほど捕捉されやすい
高いエネルギー(~1GeV)反陽子は放射線内帯に捕捉
陽子と反陽子はSAA領域に集中しやすい
陽子の尾が東に、反陽子の尾が西に形成(逆周り)
反陽子の方が高度 2000km程度の低高度に強く集中
☆これらは定性的な結論!!
まとめ
 もっと統計量を!
 統一的モデルによる定量的考察
p-/p比,
 エネルギースペクトル,方向分布.
 生成効率・捕捉時間.
 太陽活動の影響等の変動.
 フラックス,

他の結果との比較
 理論・シミュレーション
 (来るべき)実験結果