[論文レビュー] Evolution and structure of magnetic fields in simulated galaxy clusters

Klaus Dolag, Matthias Bartelmann+1 more|ArXiv.org|Feb 14, 2002

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、SCDMおよびΛCDMモデルにおける銀河団内の磁場の進化と構造を、宇宙論的磁気流体力学シミュレーションを用いて調査した。磁場は約200h⁻¹ kpcを超える領域では団の密度プロファイルにほぼ一致し、相関長スケールと反転スケールはそれぞれ約50–100h⁻¹ kpcであり、パワー スペクトルの指数は約−2.7の急勾配のべき乗則を示す。コア部の磁場は赤方偏移の減少に伴い指数関数的に増加し、衝突イベントによって磁場が強く増幅され、nGの初期磁場を仮定した場合、観測と整合するファラデー回転の signatures を生成する。

ABSTRACT

We use cosmological magneto-hydrodynamic simulations to study the evolution of magnetic fields in galaxy clusters in two different cosmological models, a standard-CDM and a $Λ$-CDM model. We show that the magnetic field strength profiles closely follow the cluster density profiles outside a core region of radius $\sim200\kpc$. The magnetic field has a correlation length of order $50\kpc$ and reverses on scales of $\sim100\kpc$ along typical lines-of-sight. The power spectrum of the magnetic field can well be approximated by a steep power law with an exponent of $\sim-2.7$. The mean magnetic field in the cluster cores grows roughly exponentially with decreasing redshift, $B\sim10^{-2.5z} \muG$. Merger events have a pronounced effect on magnetic field evolution, which is strongly reflected in measurable quantities like the Faraday rotation. The field evolution in the two different cosmologies proceeds virtually identically. All our cluster models very well reproduce observed Faraday rotation measurements when starting with nG seed fields.

研究の動機と目的

• 銀河団内の団内磁場の起源と進化を理解すること。
• 宇宙論的背景モデル（SCDM 対 ΛCDM）が磁場の成長と構造に与える影響を特定すること。
• 団の合体が磁場の増幅とファラデー回転のような観測可能なシグネチャを生成する役割を評価すること。
• シミュレートされた磁場が観測されたファラデー回転測定値を再現できるかどうかをテストすること。
• 半径方向プロファイル、相関長、反転スケール、パワー スペクトルを用いた磁場の空間的構造を特徴づけること。

提案手法

• ガス力学にSPHを、重力にGRAPEを用いたGrape-MSPHコードを用いた宇宙論的磁気流体力学シミュレーション。
• 磁場が固定された状態にある理想MHD方程式と、完全なローレンツ力の逆作用を組み込んだモデル。
• 可変なSPHカーネル幅と制御された数値的粘性を用いた適応的空間分解能により、角運動量と衝撃波を管理。
• 初期条件は、SCDM（Ω=1, Λ=0）とΛCDM（Ω=0.3, Λ=0.7）の2つの宇宙論的モデルに対して生成。SCDMにはCOBE正規化、ΛCDMにはEkeらの正規化を適用。
• 周囲の大規模構造からの潮汐場を正確にモデル化するため、境界粒子を導入。
• Clarke ら（2001年）の観測データと比較可能な、合成されたファラデー回転測定値をシミュレーションから算出。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河団における磁場強度プロファイルは、団の密度プロファイルとどのように関係しているか？
• RQ2 コア部における磁場の相関長と反転スケールの特徴的なスケールは何か？
• RQ3 磁場パワー スペクトルの進化はどのように進行し、スケール間のエネルギー分布にどのような意味を持つのか？
• RQ4 合体イベントは磁場の増幅とファラデー回転のような観測可能なシグネチャにどのように影響するか？
• RQ5 宇宙論的モデル（SCDM 対 ΛCDM）が最終的な磁場構造と進化に与える影響はどの程度か？

主な発見

• 磁場強度プロファイルは、約200h⁻¹ kpcのコア半径を超える領域では、団の密度プロファイルにほぼ一致する。
• 磁場の相関長は約50h⁻¹ kpc、典型的な視線方向における反転スケールは約100h⁻¹ kpcである。
• 磁場パワー スペクトルは急勾配のべき乗則（指数n ≈ −2.7）に従い、コルモゴロフ乱流より急で、2次元ナビエ＝ストークス乱流と整合的である。
• コア部の平均磁場は赤方偏移の減少に伴い指数関数的に増加し、|B|(z) ≈ 10⁻².⁵ᶻ μG で近似できる。
• 合体イベントにより磁場強度とファラデー回転に顕著なピークが生じ、合体中には投影された回転測定値の領域が強化される。
• nGの初期磁場を仮定した場合、宇宙論的モデルや初期磁場配置にかかわらず、シミュレートされたファラデー回転測定値は観測データとよく一致する。