[論文レビュー] SPH simulations of magnetic fields in galaxy clusters

Klaus Dolag, Matthias Bartelmann+1 more|arXiv (Cornell University)|Jun 21, 1999

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 46

ひとこと要約

本研究では、GRAPEアクセラレータを搭載した宇宙論的SPHシミュレーションを用いて、銀河団における磁場増幅を調査した。初期の原始的磁場がz=15で約10⁻⁹ Gである場合、観測されたマイクロガウススケールの磁場およびファラデー回転測定値を再現可能であり、せん断流れが単純な圧縮を超えた磁場増幅において重要な役割を果たすことが判明した。

ABSTRACT

We perform cosmological, hydrodynamic simulations of magnetic fields in galaxy clusters. The computational code combines the special-purpose hardware Grape for calculating gravitational interaction, and smooth-particle hydrodynamics for the gas component. We employ the usual MHD equations for the evolution of the magnetic field in an ideally conducting plasma. As a first application, we focus on the question what kind of initial magnetic fields yield final field configurations within clusters which are compatible with Faraday-rotation measurements. Our main results can be summarised as follows: (i) Initial magnetic field strengths are amplified by approximately three orders of magnitude in cluster cores, one order of magnitude above the expectation from spherical collapse. (ii) Vastly different initial field configurations (homogeneous or chaotic) yield results that cannot significantly be distinguished. (iii) Micro-Gauss fields and Faraday-rotation observations are well reproduced in our simulations starting from initial magnetic fields of \~ 10^-9 G strength at redshift 15. Our results show that (i) shear flows in clusters are crucial for amplifying magnetic fields beyond simple compression, (ii) final field configurations in clusters are dominated by the cluster collapse rather than by the initial configuration, and (iii) initial magnetic fields of order 10^-9 G are required to match Faraday-rotation observations in real clusters.

研究の動機と目的

• 銀河団における観測されたファラデー回転測定値を再現するための初期磁場強度を特定すること。
• 初期磁場配置（均一な配置と不規則な配置）が、最終的な銀河団スケールの磁場構造に顕著な影響を及えるかどうかを調査すること。
• せん断流れおよび銀河団の収縮が、単純な圧縮を超えた磁場増幅に果たす役割を評価すること。
• シミュレートされた磁場が、ハードX線放射およびシンクロtronハローからの制約と整合するかどうかを評価すること。
• μGスケールの磁場が広く存在するにもかかわらず、なぜ僅か数個の銀河団でのみ拡散的電波ハローが観測されるのかという謎を解明すること。

提案手法

• プラズマ成分のための滑らか化粒子流体力学（SPH）を用いた宇宙論的流体ダイナミクスシミュレーション。
• 高精度なN体計算を実行するため、専用のGRAPEハードウェアを用いて重力的力の計算を実施。
• 理想MHD方程式に従い、導出方程式を含む導電性プラズマ内での磁場の時間発展を記述。
• z=15で初期磁場を設定し、強度は約10⁻⁹ Gとして、均一な配置と乱流的配置の両方を検討。
• 視線方向の電子密度および磁場成分を積分することで、仮想的なファラデー回転測定値を計算。
• 同じ相対論的電子分布を仮定したもとで、ハードX線の制約およびシンクロtron放射からの観測制約と照合。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z=15における初期磁場強度はどの程度でなければならないか、最終的な銀河団スケールの磁場がファラデー回転測定値と整合するようになるか？
• RQ2 異なる初期磁場配置（例：均一な配置と不規則な配置）が、銀河団内での最終的な磁場構造にどのような影響を及えるか？
• RQ3 せん断流れおよび銀河団の収縮が、単純な圧縮を超えて磁場を増幅するにあたり、どの程度の貢献を果たすか？
• RQ4 シミュレートされた磁場は、ハードX線放射およびシンクロtronハローからの観測制約を再現できるか？
• RQ5 μGスケールの磁場が広く存在するにもかかわらず、なぜ拡散的電波ハローが銀河団でまれにしか観測されないのか？

主な発見

• z=15における初期磁場が約10⁻⁹ Gであれば、最終的な銀河団コア部の磁場が約1 μGに達し、ファラデー回転観測と一致することが判明した。
• 銀河団コア部における磁場増幅は、およそ3桁の増幅に達しており、球対称収縮による予想される約1桁の増幅を大きく上回っている。
• せん断流れは、単純な圧縮を超えた磁場増幅に不可欠なメカニズムであると特定され、最終的な磁場強度に顕著な貢献を果たしている。
• 初期磁場配置が均一か乱流的かに関わらず、最終的な磁場構造は区別がつかないため、銀河団の収縮が初期条件よりも優勢であることが示された。
• 最終的な磁場構造は、初期磁場の幾何配置よりも主に銀河団の収縮ダイナミクスによって決定される。
• ハードX線放射からの観測制約と整合することから、シミュレーションによる磁場発展の妥当性が裏付けられた。