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Jan.12.2006
Nagoya_STE
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：
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
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
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
 数値実験・モデル計算
2
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)
F ( E ) １ /C  E
a

E ,
ただし，　C  b / a  Em
b
ba
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)
G( E )  {t /(τ )}F ( E ),
ただし，   1 E / mc2 1/ 1  2
(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：

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
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
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



モデル：III（中性子崩壊）
磁場：Dipole/IGRF/Geopack
電場無し
計算法：RK４
Dipole
粒子：陽子p
偏心双極子
粒子数：1000個
IGRF
最小時間刻み：1μ秒
最大時間：６秒/600秒
国際標準
エネルギー：１GeV
GEOPACK
計算範囲：R～10R
Tsyganenko
CPU：Pentium.M-1.2GHｚ
計算時間
（６秒まで
１千個）
計算時間
（600秒
10万個）
42秒
～13
時間
410秒
～7分
～５
日
～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）





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
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）


アルベド中性子崩壊モデル、反中性子崩壊モデル、
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
ModelⅡ
モデル-II
CRAP
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
10
＊）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：
もっと速いコンピュータがほしい
 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）
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