[論文レビュー] Magnetic Field Spectrum at Cosmological Recombination

Kiyotomo Ichiki, Keitaro Takahashi+3 more|arXiv (Cornell University)|Jan 11, 2007

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 10

ひとこと要約

本稿は、再結合前のプラズマにおける宇宙論的密度揺らぎから初期磁場を生成するメカニズムを、宇宙論的摂動理論を用いて検討し、磁場パワー スペクトルを導出する。その結果、約100 Mpcのスケールで約10^{-15} Gの磁場が生成され、今日の観測磁場に比べて弱いものの、銀河ダイナモ増幅のための妥当な種磁場を提供することが示された。

ABSTRACT

A generation of magnetic fields from cosmological density perturbations is investigated. In the primordial plasma before cosmological recombination, all of the materials except dark matter in the universe exist in the form of photons, electrons, and protons (and a small number of light elements). Due to the different scattering nature of photons off electrons and protons, electric currents and electric fields are inevitably induced, and thus magnetic fields are generated. We present a detailed formalism of the generation of cosmological magnetic fields based on the framework of the well-established cosmological perturbation theory following our previous works. We numerically obtain the power spectrum of magnetic fields for a wide range of scales, from $k\sim 10^{-5}$ Mpc$^{-1}$ up to $k\sim 2 imes 10^{4}$ Mpc$^{-1}$ and provide its analytic interpretation. Implications of these cosmologically generated magnetic fields are discussed.

研究の動機と目的

• 再結合前のプラズマにおける宇宙論的密度揺らぎを通じた初期宇宙磁場生成の調査。
• このような磁場が、ダイナモ過程による銀河および銀河団磁場増幅のための妥当な種磁場として機能できるかの特定。
• CMB Bモード偏光およびガンマ線バーストの時間遅れを用いた、これらの初期磁場の検出可能性の評価。
• k ~ 10^{-5} Mpc^{-1} から k ~ 2×10^4 Mpc^{-1} の広範なスケールにわたる、詳細な形式的取り扱いと数値的パワー スペクトルの提供。
• これらの磁場が大規模構造および初期宇宙における磁場生成に与える影響の分析。

提案手法

• 光子、電子、陽子からなる再結合前のプラズマにおける電磁場生成をモデル化するための、宇宙論的摂動理論に基づく形式的取り扱い。
• 光子が電子と陽子に対して異なる散乱断面積を示すことに起因する電流および電場の導出。
• k ~ 10^{-5} Mpc^{-1} から k ~ 2×10^4 Mpc^{-1} の広範な波数範囲にわたる磁場パワー スペクトルの数値計算。
• 生成された磁場のスケール依存性および振幅に焦点を当てた、数値結果の解析的解釈。
• CMB偏光へのファラデー回転効果および高エネルギーガンマ線光子の時間遅れを用いた観測的シグネチャーの評価。
• ビッグバンヘリウム合成の制約およびダイナモ増幅要件と比較することで、種磁場としての妥当性の評価。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 宇宙論的密度揺らぎは、ダイナモ増幅を通じて銀河磁場を種磁場として供給するに十分な強度の磁場を生成できるか？
• RQ2 宇宙論的再結合において、さまざまなスケールで生成される磁場のパワー スペクトルはどのようなものか？
• RQ3 これらの初期磁場の振幅およびコherー二ンス長は、CMBおよびガンマ線バーストからの観測制約とどのように比較されるか？
• RQ4 これらの磁場は今日まで存続し、銀河団で観測される磁場に寄与できるか？
• RQ5 これらの初期磁場がCMB Bモード偏光または高エネルギー光子の時間遅れに及ぼす検出可能なインプリントは何か？

主な発見

• 再結合前のプラズマにおける宇宙論的密度揺らぎにより、約100 Mpcのスケールで最大約10^{-15} Gaussの磁場が生成される。
• k ~ 10^{-5} Mpc^{-1} から k ~ 2×10^4 Mpc^{-1} の広範なスケールにわたる磁場パワー スペクトルが数値的に計算され、詳細な解析的解釈が提供されている。
• 生成された磁場は、水力学的ダイナモ機構による増幅に十分な強度であり、銀河内の観測された約1 μGレベルまで増幅可能である。
• 磁場のコherー二ンス長は、銀河スケールの構造形成に関連するほど十分に大きく、ただし通常の1 kpcの逆転スケールよりは小さい。
• 今後のCMBミッション（例：プランク）の感度（約10^{-10} G）では、これらの磁場は検出不可能であり、観測可能なガンマ線バーストの時間遅れを生じさせるには少なくとも100倍の増幅が必要である。
• ボイド領域における磁場は初期磁場の痕跡を保持する可能性があるが、現在の観測制約から、検出可能な時間遅れを得るには10^{-19} Gより強い磁場が必要であり、顕著な増幅が不可欠であると示唆される。