地球近傍における陽子・ 反陽子の空間分布 I I JPS2004福岡 28pZG11 　地球近傍における陽子・ 　反陽子の空間分布　I I 普喜 満生　　　　　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) 3. 結果 4. まとめ （天然）反陽子はどこにどれだけ？ 運動方程式 地球磁場 入射条件 反陽子エネルギースペクトルと発生断面積 3. 結果 空間分布（緯度・経度・高度） 陽子・反陽子の到来方向分布 4. まとめ

1. はじめに（動機・目的） 1-1 反陽子の観測実験 気球実験 (反陽子 と 陽子) 衛星・宇宙ステーション (陽子, 原子核，電子) BESS, CAPRICE, etc. AMS, HEAT, PAMERA… 地球の周りにはどこにどれだけ ”天然の”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によって空間分布・エネルギー分布を求め、発生起源を探る

１） エネルギースペクトル ●陽子 ●反陽子（１万分の１以下） Fisk BESS Mode energy ～ 0.3 – 0.7 GeV ●陽子　　　　　　　　　　　　　　　　　　　●反陽子（１万分の１以下） Fisk BESS Mode energy ～ 0.3 – 0.7 GeV Mode energy ～ 2.0 GeV

２)空間分布（高度400km） 反陽子の分布？ ●陽子・電子（Mir） ●中性子（RRMD＠SS，静穏期・活動期） SAA領域および、両極地方に多い

2. 計算方法 (モデル) 2-1 運動方程式 Lorentz 力； V ： 速度， B：磁場 (静的)，⇒IGRF（磁気圏内） 　　ｍ： 質量 ， ｃ ：光速，　ｑ：電荷， 　V ： 速度， 　B：磁場 (静的)，⇒IGRF（磁気圏内） 　E = 0；⇒電場なしとする

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) II） ｐ ＋ Ａ → ｐ ＋ Ｘ (空気との衝突反応) 銀河宇宙線一次陽子 ：GCR 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, （衝突起源；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つの入射モデル GCR CRAP CRAND

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) II） ｐ ＋ Ａ → ｐ ＋ Ｘ (空気との衝突反応) 銀河宇宙線一次陽子 ：GCR 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, （衝突起源；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)

反陽子・反中性子の生成 陽子・反陽子対 中性子・反中性子対

Energy Spectra from Monte Carlo Simulation ・加速器データとシミュレーション　　　　・シミュレーション（実験室系） 200 100 50 GeV 20 10 5 Multi-Chain-model for p-A collision, each 100,000 events

continued

continue 運動エネルギーのスペクトル関数 （Model-Ⅰ＆Ⅱ） 崩壊陽子/反陽子スペクトル (Model-III) Em: 最頻エネルギー, a, b: スペクトルべき指数 指数 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. 崩壊陽子/反陽子スペクトル (Model-III) 中性子寿命τ= 900(sec),　通過時間ｔ = 0.2(sec)

計算方法 3-次元運動方程式（１）を時間について解く Runge-Kutta-Gill法　⇒Adamus-Bashforth-Moulton法 範囲： 上空：RE(=6,350km) ～ 10・RE（磁気圏内） 時間刻み： 可変，10 μ秒（近傍） ～ 10 m秒（外圏部） １粒子当り最大６００秒間追跡（静磁場） 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） （反）中性子崩壊： ランダム（τ＝900 秒），＜ 10・RE

空間分布 (1) モデル-II モデルⅡ モデル-III モデルⅠ 陽子 100,000 例 モデルⅢ

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 反陽子/モデル-III SAA領域に集中 100,000 粒子 反陽子/モデル-III SAA領域に集中

continue 到来方向分布 陽子の到来方向は 　上方北東が多い 反陽子の到来方向は 　上方南西が多い

空間分布 (3) 高度分布 (Φ=-50,130deg) ●陽子 ●反陽子 低高度→SAA

4. 結論 （定性的な結果） 宇宙線(反)陽子は両極に到着しやすい（modelⅠ） 崩壊(反)陽子は Van-Allen放射線帯形成に有利 リジディティ・カットオフ（宇宙線硬度限界）のため 崩壊(反)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：modelⅢ) 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可能 陽子と反陽子はSAA領域に集中しやすい 到来方向が陽子と反陽子で約90度ずれている。 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 （定性的な結果）

まとめと今後の課題 陽子の空間分布を定性的に再現できた 統一的モデルによる定量的考察： 他の結果との比較 ただし、もっと統計量を！ （1万粒子＠宮崎→10万粒子＠福岡）→100万 統一的モデルによる定量的考察： フラックス, p－/p比, （原子核など） エネルギースペクトル,方向分布. 生成効率，捕捉時間，洩れ出し率． 太陽活動の影響等の時間変動（短期・長期）. 他の結果との比較 理論・シミュレーション （来るべき）実験結果との比較