[論文レビュー] Magnetic fields in cosmology

A. D. Dolgov|arXiv (Cornell University)|Jun 23, 2003

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、宇宙における大規模磁場の起源を調査し、水素再結合の直前、密に結合した電子・光子プラズマにおける非等方的放射圧によって初期磁場が生成され得ると提案する。このメカニズムは、kpcスケールで約10^{-6} μGの磁場を生成し、再結合およびダイナモ過程による増幅が可能である。これは、星からの物質噴出モデルが直面する極端なエネルギー制約を回避する、妥当な初期宇宙における起源を提示する。

ABSTRACT

Different mechanisms which may possibly explain existence of magnetic fields on astronomically large scales are described. A recently suggested model of magnetic fields generation slightly before hydrogen recombination is discussed in more detail.

研究の動機と目的

• 銀河および銀河間空間における大規模磁場がどのように起源したかという未解決の問題に取り組む。
• 極めて大きなエネルギー予算を要する星からの物質噴出に基づく天体物理学的メカニズムの妥当性を評価する。
• 後のダイナモ増幅に依存しない初期宇宙における初期磁場生成メカニズムを探索する。
• 水素再結合直前の段階で生成された磁場が、観測された磁場強度およびコherenecの長さを説明できるかどうかを評価する。

提案手法

• フリードマン＝ロバートソン＝ウォーカー時空における電磁力学の共形不変性を分析し、インフレーション期に光子が生成されないことを示す。
• 再結合前の時代における非等方的放射圧が、電荷キャリアの分離を通じて磁場を生成するメカニズムを提案する。
• 光子支配のプラズマ中における電子の運動方程式を用いて、誘導電流およびそれに伴う磁場強度を導出する。
• 場の振幅を推定するために、関係式 $ B/T^2 \sim T^3 $ を適用し、磁場強度と熱的歴史を結びつける。
• 線状再結合がコherenec長に与える影響を評価し、ブラウン運動のスケーリング $ (l_{in}/l_{fin})^{3/2} $ を用いて磁場の抑制を推定する。
• 観測的制約（10 Mpcスケールでの銀河間磁場の上限および再電離期の磁場生成モデル）と結果を比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された強度およびコherenec長を持つ磁場が、水素再結合の直前、初期宇宙で自然に生成可能か？
• RQ2 再結合前のプラズマ内で、未知の物理を仮定せず、十分に強い初期磁場を生成できる物理的メカニズムは何か？
• RQ3 線状再結合の下で、生成された磁場のコherenec長はどのように変化するか？また、銀河スケールでの磁場強度はどの程度か？
• RQ4 このメカニズムは、標準的宇宙論の枠組み内で、同時に銀河磁場および銀河間磁場を説明できるか？
• RQ5 磁場生成時の温度および密度の揺らぎに、磁場強度はどのように依存するか？

主な発見

• 水素再結合直前の段階で、kpcスケールで約 $ 8 \times 10^{-6} \, \mu\text{G} $ の磁場が生成可能であり、観測された銀河磁場と整合的である。
• このメカニズムは $ B \sim T^3 $ を満たし、$ T $ は温度を表す。コherenec長は $ l_B \sim 100/r \, \text{kpc} $ であり、$ r \sim 100 $ のとき $ l_B \sim 1 \, \text{kpc} $ となる。
• 再結合による磁場増幅は $ (l_B/l_{\text{gal}})^{3/2} $ の因子で抑制されるが、本論文では初期の磁場強度およびコherenec性がこれを相殺することが判明した。
• 追加の増幅がなければ、10 Mpcスケールでの銀河間磁場は $ 10^{-8} \, \mu\text{G} $ 程度になると予測され、これは現在の観測限界を下回る。
• 電子と光子の強い結合のおかげで、流体の速度および電流が約10^3倍増幅されるため、従来のモデルよりも効率的である。
• 星からの物質噴出や再結合後のダイナモ機構とは異なり、極端なエネルギー予算や未知の物理を必要としないため、代替的かつ現実的な選択肢を提供する。