[論文レビュー] Magnetic fields and large-scale structure in a hot universe. II. Magnetic flux tubes and filamentary structure

E. Florido, E. Battaner|arXiv (Cornell University)|Oct 17, 1997

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 7

ひとこと要約

本稿は、放射能支配の宇宙における原始的磁場フラックスチューブが、銀河スーパクラスタで観測されたような大規模な繊維状構造の形成をどのように駆動するかを調査している。数値的および解析的手法を用いて、密度の不均一性が時間とともに安定した繊維状の構成に進化することを示しており、再結合以降に著しい減衰が生じないという点で、フラックスチューブが宇宙構造の形作りに有効なメカニズムである可能性を示唆している。

ABSTRACT

In paper I, we obtained an equation for the evolution of density inhomogeneities in a radiation dominated universe when they are affected by magnetic fields. In this second paper we apply this equation to the case in which the subjacent magnetic configuration is a flux tube. For scales of the order of 1 Mpc or less the differential equation is elliptical. To solve it, we have used the numerical method based on "Simultaneous Over Relaxation", SOR, with Chebyshev acceleration and we have treated the problem as a boundary value problem, which restricts the prediction ability of the integration. For large-scale flux tubes, much larger than 1 Mpc, the equation can be analytically integrated and no assumption about the final shape or magnitude of the inhomogeneity is required. In both cases we obtain an evolution which does not differ very much from linear in time. The inhomogeneity in the density becomes filamentary. Large scale structures ($\\ge$ 10 Mpc) are probably unaffected by damping, non-linear and amplification mechanisms after Equality, so that this model provides a tool to interpret the present observed large scale structure. Filaments are very frequently found in the large-scale structure in the Universe. It is suggested here that they could arise from primordial magnetic flux tubes, thus providing an alternative hypothesis for its interpretation; in particular we consider the case of the Coma-A1367 supercluster, where the magnetic field is known to be high.

研究の動機と目的

• 放射能支配の宇宙における原始的磁場フラックスチューブが大規模な宇宙構造に与える役割を調査すること。
• 銀河スーパクラスタの観測された繊維状の形状を説明できない線形モデルの限界を扱うこと。
• 磁場が宇宙時間スケールにわたり密度の不均一性を維持・増幅できるかどうかを特定すること。
• 小スケール（≤1 Mpc）および大スケール（>1 Mpc）の両方の構造に対して、フラックスチューブ配置下での密度摂動の進化を分析すること。
• 特にコマ・A1367スーパクラスタのような系において、磁場フラックスチューブが宇宙の繊維構造の起源としての代替的説明として妥当かどうかを評価すること。

提案手法

• 論文Iで導出された、磁場の影響下での密度不均一性の進化を記述する微分方程式を解き、特にフラックスチューブ配置を想定する。
• 小スケールフラックスチューブ（≤1 Mpc）に対して、楕円型偏微分方程式を数値的に解くために、Successive Over-Relaxation（SOR）法にチェビシェフ加速を適用する。
• 境界値問題として取り扱い、境界での磁場および密度プロファイルに制約を課す。
• 大スケールフラックスチューブ（>1 Mpc）に対しては、最終形状や不均一性の振幅を仮定しないまま、支配方程式の解析的積分を実行する。
• 結果の整合性と検証のため、A&AジャーナルのLaTeXマクロを用いる。
• 線形成長と比較して、磁場効果による偏差を密度摂動の時間的進化から評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 放射能支配の宇宙において、フラックスチューブは1 Mpc以上のスケールで繊維状の密度構造を生成・維持できるか？
• RQ2 磁場は時間の経過とともに密度不均一性の成長速度および形状にどのように影響するか？
• RQ3 等価以降に、大スケール構造（≥10 Mpc）が減衰、非線形効果、または場の増幅にどの程度影響を受けるか？
• RQ4 コマ・A1367スーパクラスタで観測された繊維状構造は、原始的磁場フラックスチューブによって説明可能か？
• RQ5 フラックスチューブ磁場配置下での密度摂動の時間的進化の性質は何か？

主な発見

• 小スケール（≤1 Mpc）では、SOR法にチェビシェフ加速を適用した数値的解法により、フラックスチューブ下での密度不均一性の進化が良好に記述できる。
• 数値的解法は境界条件によって制限され、初期条件の予測力に限界がある。
• 大スケールフラックスチューブ（>1 Mpc）では、支配方程式が解析的積分が可能であり、最終形状や大きさの仮定なしに進化を記述できる。
• 両スケールで、密度不均一性の成長は時間に対して概ね線形的であることが示され、線形進化からの著しい逸脱がないことが示された。
• 得られる密度構造は繊維状であり、大規模宇宙構造で観測された形状と一致する。
• 大スケール構造（≥10 Mpc）は、等価以降に減衰、非線形効果、または増幅機構の影響を受ける可能性が低く、現在の観測を説明するモデルの妥当性を支持する。