[論文レビュー] The Cosmic Microwave Background and Its Polarization

A. de Oliveira‐Costa|arXiv (Cornell University)|Jun 16, 2004

Cosmology and Gravitation Theories被引用数 3

ひとこと要約

この論文は、宇宙背景放射（CMB）偏光の物理学的および観測的状況をレビューし、インフレーション期の重力波と再電離期を調べる役割に焦点を当てる。Thomson散乱がEモードおよびBモード偏光を生成する仕組みを詳細に説明し、これらを宇宙論的パラメータと結びつけ、大規模なCMB偏光測定を制限する主な要因である銀河系の前景（特にシンクロtron放射およびダスト放射）を評価する。

ABSTRACT

The DASI discovery of CMB polarization, confirmed by WMAP, has opened a new chapter in cosmology. Most of the useful information about inflationary gravitational waves and reionization is on large angular scales where Galactic foreground contamination is the worst. The goal of the present review is to provide the state-of-the-art of the CMB polarization from a practical point of view, connecting real-world data to physical models. We present the physics of this polarized phenomena and illustrate how it depends of various cosmological parameters for standard adiabatic models. We also present all observational constraints to date and discuss how much we have learned about polarized foregrounds so far from the CMB studies. Finally, we comment on future prospects for the measurement of CMB polarization.

研究の動機と目的

• 観測データと物理的宇宙論モデルを結びつける包括的で実用的なCMB偏光レビューを提供すること。
• 標準のアディアバティックモデルにおけるCMB偏光パワー スペクトル（TT、TE、EE、BB、TB、EB）が宇宙論的パラメータにどのように依存するかを分析すること。
• 特にシンクロtron放射およびダスト放射を含む銀河系の前景がCMB偏光測定に与える影響を評価すること。
• DASIおよびWMAPからの現在の観測的制約がCMB偏光パワー スペクトルに与える影響を評価すること。
• 原始的Bモードおよび重力波のCMB偏光を用いた検出に向けた今後の課題と展望を提示すること。

提案手法

• CMB温度（T）および偏光（E、B）マップの球面調和分解を用い、6つの角スペクトル（TT、TE、EE、TB、EB、BB）を定義する。
• E/Bモード分解を用いて、スカラー（Eモードのみ）とテンソル（EおよびBモード）およびレンズ効果に起因するBモード寄与を分離する。
• 対数スケーリングの問題を回避するため、相関係数 $ r_{\ell} = C^{TE}_{\ell}/\sqrt{C^{T}_{\ell} C^{E}_{\ell}} $ を用いてTEクロススペクトルの挙動を分析する。
• 銀河系の前景汚染を、周波数依存のシンクロtron（408–820 MHzでE ≈ B、低周波数ではFaraday回転効果あり）およびダスト放射（振動および回転成分）のモデルを用いて分析する。
• DASIおよびWMAPからの観測的制約をレビューし、特にWMAPのEモードマップが22–90 GHzにおけるシンクロtron偏光の定量的評価に寄与したことを示す。
• 今後の実験（例：Archeops、B2K）が353 GHzで偏光ダスト放射を検出する可能性と、スピンするダスト放射（Foreground-X）の特徴を明らかにすることの可能性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 CMB偏光は再結合期および再電離期におけるThomson散乱によってどのように生成され、その振幅とスケール依存性はどのような要因によって決まるか？
• RQ2 CMB偏光パワー スペクトル（TT、TE、EE、BB、TB、EB）は、光学的厚さ、再電離赤方偏移、原始的重力波といった宇宙論的パラメータにどのように依存するか？
• RQ3 特にシンクロtron放射およびダスト放射を含む銀河系の前景が、大規模なCMB偏光測定にどの程度汚染を及ぼし、周波数およびスケール依存性はどのように変化するか？
• RQ4 DASIおよびWMAPからのCMB偏光の現在の観測的状況は何か？ これらの測定はどのように宇宙論モデルを制約するか？
• RQ5 CMB偏光による原始的Bモードの検出に向けた将来の見通しと課題は何か？ さらに、機器の向上および前景モデルの改善にはどのような点が求められるか？

主な発見

• CMB偏光は、局所的な放射の四極モーメントが存在するThomson散乱によって生成され、主に再結合期（z ≈ 1100）および再電離期（z ≈ 17）に発生し、通常は温度非一様性の1%〜10%のレベルである。
• Eモードはスカラー揺らぎによって生成され、小スケールから中スケールで支配的である。Bモードはテンソルモード（原始的重力波）およびレンズ効果に起因し、スカラーモデルでは1次に $ C^{B}_{\ell} = 0 $ である。
• TEクロススペクトル $ C^{TE}_{\ell} $ は約半数の $ \ell $ モードで負であり、次元なしの相関係数 $ r_{\ell} $ は $ -1 \leq r_{\ell} \leq 1 $ の範囲にあり、より直感的な診断指標を提供する。
• 銀河系のシンクロtron放射は408–820 MHzでE ≈ Bであるが、低周波数（$ \nu \lesssim 10 $ GHz）ではFaraday回転がEモードとBモードを混合させ、特に大スケールで顕著である。
• 高周波数（≥100 GHz）では振動的ダストが支配的であるが、低周波数（15–60 GHz）では回転的ダスト成分（Foreground-X）が寄与する可能性があり、その偏光レベルは発生メカニズムに依存して不確実である。
• Archeopsは353 GHzで4–5%の偏光ダスト放射を検出しており、偏光の向きは主に銀河平面に垂直であった。これは、銀河間空間に強い粒子整列メカニズムが存在することを示唆している。