[論文レビュー] Cosmic Magnetic Fields: from Stars and Galaxies to the Primordial Universe

E. M. de Gouveia Dal Pino|arXiv (Cornell University)|Mar 19, 2010

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

この論文は、星や銀河から原始宇宙に至るスケールにおける宇宙磁場の役割をレビューし、星形成、プラズマ力学、宇宙構造形成におけるその重要な影響を強調している。MHDおよびKMHDシミュレーションを用いて、衝突なきプラズマにおける火傷の不安定性（fire-hose instabilities）といった運動論的効果が、特に銀河間媒体において磁場のしわだちと増幅を顕著に強化することを示している。

ABSTRACT

Most of the baryonic matter in the Universe is permeated by magnetic fields which affect many, if not most, of astrophysical phenomena both, in compact sources and in diffuse gas. Recent years have been marked by a worldwide surge of interest in the astrophysical magnetic fields, their origin, and their influence on the formation and evolution of astrophysical objects (stars, galaxies, cooling flows). This growing interest is in part due to the fact that it has become possible to trace magnetic fields in molecular clouds, over vast extensions of the Milky Way and to study extragalactic magnetic fields, including fields in clusters of galaxies. With the combination of various techniques, such as Zeeman and Faraday rotation measurements with synchrotron and aligned grain polarimetry, it is now possible to undertake quantitative observational studies of magnetic fields, the results of which can be compared with high resolution dynamo and MHD turbulence simulations. This brings the field to a new stage. In this paper, I will briefly review the importance of the cosmic magnetic fields both from a theoretical and from an observational perspective, focusing on their role in stellar and compact objects, in the interstellar medium and star formation regions, and in galaxies, clusters of galaxies, and the primordial Universe.

研究の動機と目的

• 宇宙磁場の理論的・観測的理解を、さまざまな天体物理学的スケールにわたって統合すること。
• 原始宇宙における原始磁場の未解決の起源と進化を明らかにすること。
• 星形成、ジェット安定性、銀河間媒体の力学における磁場の役割を評価すること。
• 衝突的MHDと運動論的MHD（KMHD）シミュレーションを比較し、衝突なきプラズマにおける磁場増幅をモデル化する方法を検討すること。
• 特に今後のSKAのような新規機器を想定した、分野の前進に向けた主な観測的・シミュレーション的課題を特定すること。

提案手法

• 導電性プラズマにおける磁場の進化を記述するため、磁場誘導方程式 ∂B/∂t = ∇×(u×B) + η_Ohm∇²B を用いる。
• ガドノフに基づく数値コードを用いた高解像度3次元MHDおよびKMHDシミュレーションを実施し、乱流による磁場増幅を研究する。
• 非ヘリカルで強制された乱流シミュレーションを、衝突効果あり・なしで比較し、異方的圧力および火傷の不安定性の役割に注目する。
• ゼーマン分裂、ファラデー回転、シンクロtron偏光、ほこり粒子の配列といった観測技術を統合し、磁場構造を推定する。
• 圧力異方性、熱拡散などの運動論的効果が、磁場の形状およびエネルギー分布に与える影響を評価する。
• Santos-Limaら（2010b）の数値ベンチマークを基に、MHDとKMHDの両レジームにおける磁場の折りたたみ方とエネルギー増加の差を対比する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 火傷の不安定性といった運動論的効果が、衝突なきプラズマにおける磁場増幅および形状にどのように影響を与えるか？
• RQ2 KMHDシミュレーションは、衝突的MHDと比較して、磁場構造およびエネルギー分布の予測においてどの程度異なるか？
• RQ3 銀河間媒体および銀河間媒体における磁場の制約を最も信頼性高く得られる観測技術は何か？
• RQ4 磁場はジェットの形成と安定性、降着円盤、宇宙線にどのような役割を果たすか？
• RQ5 今後の施設、特に1平方キロメートルアレイ（Square Kilometer Array、SKA）は、宇宙磁場のマッピングをどのように変革するか？

主な発見

• 高い導電性のおかげで、ほとんどの天体物理学的プラズマにおいて磁場は保存され、拡散時間スケールは動的時間スケールよりもはるかに長い。
• KMHDシミュレーションでは、火傷の不安定性が小スケール磁場フラクチュエーションを強化し、衝突的MHDと比較してよりしわだたせた磁場構造を生じることが示された。
• 火傷の不安定性に起因する系で、磁場増幅が最も効率的に行われる。これは図5のエネルギー進化からも確認された。
• 圧力異方性および運動論的効果が、乱流媒体におけるパワースペクトルの傾きを変化させることで、磁場エネルギー増加に顕著な影響を与える。
• SKAは、のちに銀河系内で10,000個以上のパルサーを検出可能となり、銀河磁場構造の高解像度マッピングを可能にする。
• ALMA、EVLA、MeerKAT、ASKAPといった次世代機器は、銀河およびIGMにおける磁場研究のための空間分解能を10倍向上させる。