[論文レビュー] Ellipsoidal Universe Induces Large Scale CMB Polarization

Paolo Cea|ArXiv.org|Feb 11, 2007

Cosmology and Gravitation Theories参考文献 3被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、$ e_{\text{dec}} \simeq 0.64 \times 10^{-2} $ の分離歪率を有する楕円体的空間幾何学が、異方的 Thomson 散乱を通じて大規模なCMB偏光を誘発することを提案しており、予測される偏光振幅 $ \Delta T_{\text{pol}}/T_0 \simeq 0.53 \times 10^{-6} $ は、WMAP3年平均観測値 $ 0.11 \pm 0.02 \times 10^{-6} $ とよく一致する。これは、異常な大規模CMB偏光を幾何学的要因で説明するものである。

ABSTRACT

We calculate the large scale polarization of the cosmic microwave background induced by the anisotropy of the spatial geometry of our universe. Assuming an eccentricity at decoupling of about $0.64 10^{-2}$, we find $ΔT_{pol}/ T_0 \simeq 0.53 10^{-6}$ quite close to the average level of polarization detected by the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe.

研究の動機と目的

• 高次の多重極を変更せずに、WMAPが観測した異常に低いCMB四重極モーメントと大規模偏光の過剰を説明すること。
• 特に楕円体的最後散乱面を有する異方的空間幾何学が、観測可能なCMB偏光を生成できるかどうかを調査すること。
• このような幾何学を引き起こす可能性のある、宇宙磁場やトポロジカルな欠陥の強度と方向を制限すること。
• 観測された大規模CMB偏光が、再イオン化によるものではなく幾何的起源であるかどうかを検証すること。

提案手法

• 空間幾何学を平面対称と仮定し、歪み項 $ h_{ij} = -e^2 \delta_{i3}\delta_{j3} $ を用いる。ここで $ e $ は歪率である。
• 光子分布関数 $ f(\vec{x},t) $ のBoltzmann方程式を用い、衝突項 $ C[f] $ を介してThomson散乱を組み込む。
• 異方的計量による宇宙のせん断から生じる偏光非等方性 $ \theta_p $ を導出する。これは、$ e^2(t) $ の共形時間による時間発展を用いる。
• 歪率の起源を宇宙磁場と仮定し、$ e^2(t) = 8\Omega_B^{(0)}(1 - 3a^{-1} + 2a^{-3/2}) $ を得る。ここで $ a(t_0) = 1 $ かつ $ e(t_0) = 0 $ である。
• 分離時期にわたる偏光伝達関数を統合し、$ \tau(\eta) \simeq -\tau(\eta)/\Delta\eta_d $ を用いて光学的厚さの時間変化を近似する。
• 最終的な偏光非等方性は $ \theta_p(\eta_0) \simeq \frac{3}{28} \ln(10/3) \, e^2(t_d) \frac{\Delta z_d}{1+z_d} $ と評価され、ここで $ \Delta z_d \sim 10^2 $、$ z_d \sim 10^3 $ である。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 小さな歪率を有する楕円体的最後散乱面が、高次の多重極に影響を与えずに観測されたCMB四重極モーメントの抑制を説明できるか？
• RQ2 宇宙の異方的幾何学が、WMAP3年平均データと整合するレベルの大規模CMB偏光を誘発するか？
• RQ3 分離時期に観測された歪率を生成するための宇宙磁場の強度はどの程度か？
• RQ4 楕円体的幾何学の対称性軸の方向は、独立した天体物理学的観測による大規模非等方性と整合するか？
• RQ5 観測された大規模CMB偏光の過剰は、初期再イオン化ではなく幾何的非等方性に起因するものとみなせるか？

主な発見

• 予測されるCMB偏光振幅は $ \Delta T_{\text{pol}}/T_0 \simeq 0.53 \times 10^{-6} $ であり、これはWMAP3年平均値 $ 0.11 \pm 0.02 \times 10^{-6} $ とよく一致する。
• 分離時期における歪率 $ e_{\text{dec}} \simeq 0.64 \times 10^{-2} $ は、CMB四重極モーメントの抑制を再現するが、高次の多重極には影響しない。
• 必要な宇宙磁場強度は $ B_0 \simeq 4.6 \times 10^{-9} \, \text{G} $ であり、原始核合成および大規模構造の制限と整合する。
• 対称性軸は銀河座標で $ b \simeq 50^\circ - 54^\circ $ に制限され、$ 40^\circ \lesssim l \lesssim 140^\circ $ および $ 240^\circ \lesssim l \lesssim 310^\circ $ である。これはWMAPの前景補正済みデータと一致する。
• 本モデルは、最後散乱幅と同等またはそれ以下のスケールでは偏光が急激に減少することを予測し、再イオン化に基づくモデルとは区別される。
• スローン調査における渦巻銀河の整列や、Nodland & Raftery、Hutsemekersによる宇宙的偏光回転の独立した証拠が、幾何的仮説を支持する。