[論文レビュー] Magnetizing the universe

Kandaswamy Subramanian|ArXiv.org|Feb 20, 2008

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 19被引用数 7

ひとこと要約

この論文は、銀河および銀河団における大規模な宇宙磁場の起源を、Biermannバッテリーによる種磁場生成とその後の乱流的または平均場的プロセスによるダイナモ増幅に焦点を当ててレビューする。結論として、ダイナモモデルは飽和および一貫性の面で課題を抱えるが、理論的に不確実性があるものの、原始的磁場は観測された磁場を種として供給し、CMBおよび初期構造形成に検出可能な痕跡を残す可能性がある。

ABSTRACT

The origin of cosmic magnetism is an issue of fundamental importance in astrophysics. We review here some of the ideas of how large scale magnetic fields in the universe, particularly in galaxies and galaxy clusters could arise. The popular paradigm involves the generation of a seed magnetic field followed by turbulent dynamo amplification of the seed field. We first outline various seed field generation mechanisms including Biermann batteries. These in general give a field much smaller than the observed field and so they require further amplification by dynamo action. The basic idea behind fluctuation dynamos, as applied to cluster magnetism and the mean-field helical dynamo as applied to disk galaxies, are outlined. Major difficulties with the dynamo paradigm are considered. It is particularly important to understand the nonlinear saturation of dynamos, and whether the fields produced are coherent enough on large-scales to explain the observed fields in galaxies and clusters. At the same time the alternative possibility of a primordial field lacks firm theoretical support but can have very interesting observational consequences.

研究の動機と目的

• 銀河および銀河団で観測される大規模磁場の起源を理解すること。これは、宇宙線輸送や電波放射といった天体物理学的プロセスにとって不可欠である。
• 弱い種磁場（Biermannバッテリーのようなメカニズムによって生成）が、銀河では約1–10 μG、銀河団では約3 μGの観測された強度にどのように増幅されるかという根本的問題に取り組むこと。
• フラクチュエーションダイナモおよび平均場ダイナモの両方のメカニズムが、銀河および銀河団スケールでの磁場の一貫性と飽和を説明できるかを評価すること。
• 原始的磁場の観測的影響を評価すること。これには、CMBへの影響および初期構造形成への影響が含まれる。
• 今後の装置、特にパラメトリック・スケール・アレイ（SKA）が、電波偏光およびファラデー回転を用いて磁場宇宙を探査する上で重要な役割を果たすことを強調すること。

提案手法

• 磁気流体力学（MHD）系における磁場の時間発展を記述する誘導方程式 ∂B/∂t = ∇×(U×B − η∇×B) を用いる。ここに、U は流体速度、η は抵抗率である。
• 磁場誘導と抵抗性拡散の相対的優位性を評価するため、磁気渦度数 Rm = UL/η を用いる。天体物理学的系では Rm ≫ 1 であり、例えば銀河では Rm ~ 10^18、銀河団では Rm ~ 10^29 である。
• 非理想MHD効果、特にBiermannバッテリー機構を介した種磁場生成を分析する。これは、弱いイオン化プラズマにおける電荷および圧力勾配から微小な初期磁場（B_seed）を生成する。
• フラクチュエーションダイナモ理論を用いて銀河団内の乱流的増幅を説明し、平均場ヘリカルダイナモ理論を用いてディスク銀河における秩序ある磁場を説明する。
• インフレーション期や相転移（例：電弱期やQCD相転移）中に原始的磁場が生成される可能性を検討する。この場合、B ∝ 1/a² の減衰を防ぐために共形不変性の破れが必要である。
• 原始的磁場の観測的シグネチャーを評価する。これには、CMBの非等方性（温度およびBモード偏光）および高赤方偏移構造形成への影響が含まれる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Biermannバッテリーのようなメカニズムによって生成された弱い種磁場が、どのように銀河および銀河団で観測される約1–10 μGの磁場に増幅されるのか。
• RQ2 乱流ダイナモの飽和はどのように決定され、観測と整合する大規模な一貫性のある磁場を生成できるのか。
• RQ3 初期宇宙の相転移またはインフレーション期に生成された原始的磁場が、CMBや初期構造形成に観測可能な効果をもたらすことができるか。
• RQ4 銀河および銀河団における観測された磁場強度と一貫性スケールは、初期磁場の振幅および相関長にどのような制約を課えるか。
• RQ5 今後の装置、例えばパラメトリック・スケール・アレイ（SKA）は、宇宙磁場の検出および特徴付けをどのように向上させるか。

主な発見

• Biermannバッテリーによって生成される種磁場は、通常は非常に弱く（例：~10^-20 G）、観測された磁場を説明するにはダイナモ作用による増幅が必要である。
• フラクチュエーションダイナモは、銀河団のような乱流環境で磁場を指数関数的に増幅できるが、非線形的飽和メカニズムはまだ十分に理解されていない。
• 平均場ヘリカルダイナモは、ディスク銀河における大規模な秩序ある磁場を生成できるが、ヘリシティの入力が必要であり、観測された一貫性スケールに達するには課題がある。
• 現在の強度が約0.1 nG程度の原始的磁場は、高赤方偏移における構造形成および再イオン化に影響を及ぼし、銀河ダイナモの種を供給する可能性がある。
• Mpcスケールで一貫性を持つ約1 nGの原始的磁場は、CMBの温度非等方性を約5 μK、Bモード偏光を約0.5 μKのレベルで生成する可能性があり、CMB観測によって検出可能である可能性がある。
• 重力的収縮過程における磁束凍結により、約0.1 nGの原始的磁場が銀河スケールで約1 μGに増幅される可能性があるが、磁場構造の維持には依然としてダイナモ作用が必要である可能性がある。