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 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 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

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 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

2. 計算モデル 2-1 運動の方程式 Lorentz 力 F； V＝(dx/dt, dy/dt, dz/dt) ： 速度， 　　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)

2-2 入射モデル (初期条件) 陽子 反陽子, （衝突2次起源；対発生） I） 宇宙線陽子 (磁気圏外からの一様入射) 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)

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) ２）崩壊陽子/反陽子スペクトル (モデルIII) 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.

2.4 地球磁気圏磁場 １） Dipole (双極子)モデル ２）IGRF（国際標準磁場） ３）GEOPACK（Tsyganenko） 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

○磁場モデル選択と計算時間 計算条件： 計算時間 （６秒まで １千個） （600秒 10万個） Dipole 偏心双極子 42秒 ～13 モデル：III（中性子崩壊） 磁場：Dipole/IGRF/Geopack 電場無し 計算法：RK４ 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：１GeV 計算範囲：R～10R CPU：Pentium.M-1.2GHｚ 計算時間 （６秒まで １千個） （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

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 ２）初期入射条件としてモンテカルロ法 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 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

２) 空間分布(1) ModelⅡ CRAP ModelⅠ CR モデル-II ModelⅢ CRAND モデル-III

＊）宇宙線カットオフエネルギー分布／モデルII

＊）宇宙線カットオフエネルギー分布／モデルII

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

５）粒子の蓄積状況

　　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

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）

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