宇宙論的磁場の起源
高橋慶太郎
名古屋大学
２０１０年３月１５日
＠鹿児島大学目次
１、イントロダクション
２、密度ゆらぎによる磁場生成
３、高エネルギー天体による微弱宇宙磁場の観測

概要
・宇宙には様々なスケールの天体に磁場が存在・起源は？
・どうやって検証するのか？
・宇宙の歴史を磁場を通して探りたい１、イントロダクション

磁場の観測方法
１、Zeeman効果
磁場によって縮退していたエネルギー準位が分裂する現象
２、ファラデー回転
磁気を帯びたプラズマ中で偏光面が回転する現象
３、シンクロトロン
磁場中の荷電粒子が出す放射ファラデー回転

銀河系内のパルサーの放射から銀河系の磁場を探る(Manchester 1974)

銀河団
Kim et al., 1989

シンクロトロン・磁場中の電子が出す放射・電子密度と縮退
ｊ∝ｎeＢ
・様々な天体で観測
Coma

渦巻銀河
Beck & Hoernes, 1996

Abell1367～ １μＧ→ ガスの運動エネルギーと同じくらいubiquitous magnetic fields

neutronstar

1210 G
910 G

whitedwarf

610 G

activegalacticnuclei

310 G

Sun

1G

Earth1mG

cluster ofgalaxies

SNR

��G

galaxy cosmological

1nG

1km

610 km

1pc

1kpc

1Mpc

size

宇宙論的磁場天体に付随しない磁場はあるか？

SDSS

ボイド
大きさ～10Mpc
占有体積～40%
密度～平均の10%

磁場の役割天体の活動性：太陽、パルサー、超新星残骸
活動銀河核、ガンマ線バースト
ダイナミクス：星形成、超新星爆発
宇宙線の伝播：銀河系内への閉じ込め
超高エネルギー宇宙線＊プラズマには磁場に関連する不安定性がたくさんあり（磁気回転不安定性など）、どうも最初に多少磁場があればどんどん増幅されてダイナミクスに寄与するようになるようだ。

磁場の起源
地球磁場の起源は現代物理学の最大の謎の１つである。
銀河磁場 ～ 1μG↑
銀河ダイナモ（５０～１００億年）↑微弱だがマクロな種磁場(10-20 ～ 10 -25 Gauss)
地球磁場→ 様々な天体の磁場
宇宙全体の磁場？

宇宙初期（z > 10）における磁場生成

２、宇宙磁場の生成

宇宙の歴史インフレーション
ビッグバン
相転移 元素合成
z ～ 109

再結合
z = 1000

現在
再イオン化インフレーション
ビッグバン
相転移 元素合成
z ～ 109

ゆらぎの生成ゆらぎの線形成長

再結合
z = 1000

現在
再イオン化

第１世代星
原始銀河
z ～ 10構造形成

再イオン化による磁場生成

Langer et al., 03, 05

初期宇宙 物質は全てイオン化している
z = 1000 原子核と電子が結合して宇宙は中性化
z ～ 10
何らかの天体からの紫外線で再びイオン化
このとき磁場が生成されるかもしれない

再イオン化自体がまだあまり理解されていないので磁場の評価にも不定性があるが10 -18 Gaussくらい？
（我々も取組中）構造形成による磁場生成
Kulsrud et al. (1996)
・宇宙論的流体シミュレーション
・構造形成に伴う衝撃波におけるBiermann効果で磁場生成

大構造に付随した磁場
B ～ 10-22 Gauss密度ゆらぎによる
磁場生成①
KT, Ichiki, Sugiyama, 2005～
宇宙初期のプラズマのゆらぎから磁場が生成
・ＣＭＢと同じゆらぎから生成されるため物理的不定性がとても小さい・CMBと相関する磁場・インフレーション＋ 宇宙論的摂動論

密度ゆらぎによる
磁場生成②
トムソン散乱

バリオン

陽子
光子
→ CMB

電子
クーロン相互作用

陽子・電子はクーロン相互作用で固く結びついている。
しかし…
トムソン散乱→ 軽い電子の方がより光子の風を感じる→ 電流・電場の生成→ 磁場の生成密度ゆらぎによる
磁場生成③
comoving B（log B (G))-20-24

cutoff
at 100AU～ 10-21 G-28-32-36

horizonスケール～ 10-30 G-40-44
1Gpc

1Mpc

scale

大スケールのゆらぎはすでに観測されているので大スケール
磁場の予言はrobust。
小スケールは未だ観測されていないゆらぎの大きさに依存。
→ 磁場観測でゆらぎの測定

1kpc

1pc

宇宙磁場の生成まとめ
初期宇宙の様々なプロセスで磁場が生成
インフレーション、相転移
密度ゆらぎ（z ～ 1000）
再イオン化、構造形成（z ～ 10）
このようにして生成された磁場が銀河形成のときに取り込まれ、ダイナモで増幅されるだろう。
問題点
・磁場の見積もりはどれだけ確かか
・どうやって検証するのか
・銀河に取り込まれなかった磁場は？

ボイド磁場SDSS

ボイドには天体活動がほとんどない。
初期磁場がそのまま残っているかも。
ボイド磁場によって初期宇宙の現象を探れるかも！

ボイドは本当に「きれい」？
quasar outflow (Furlanetto & Loeb 2001)
・磁場を含んだガスをジェットで銀河間空間に放出
・活動が終ってもバブルは膨張→ 銀河間空間の内の一部は磁場に汚染される宇宙の20%程度の空間が1nG程度の磁場に汚染される（同時にmetalの汚染もあるだろう）

宇宙磁場を通して宇宙の歴史を探る
ボイドに（微弱な）磁場が存在するのは間違いない。
・宇宙初期での磁場生成・銀河からの流れ込み
これらは異なった特徴を持つはず。
・強さ・相関長・空間分布・時間進化
磁場を通して初期宇宙の現象や銀河の活動性を探ることができるかもしれない。

どうやって微弱な磁場を観測するのか？

３、宇宙磁場の観測

宇宙論的磁場の観測・制限方法
ビッグバン元素合成 (Cheng et al.)
磁場のエネルギーが宇宙膨張の速さに影響→ B0 < 1μG
宇宙背景放射の非等方性 (Yamazaki et al., Giovannini)
磁場によってゆらぎが生成される→ 将来的にB0 ～ 1nGの感度
宇宙論的ファラデー回転
わりと確立された方法
磁場の積分を測定 → 系統誤差
高エネルギー天体のpair echo
未だ用いられたことはない
ピンポイントで磁場を測定

微弱な磁場を観測する上で将来有望宇宙論的ファラデー回転
Vallee, 1990
遠方の銀河とクェーサーで宇宙磁場を探る
309個（redshiftあり、|RM| < 200 rad/m^2）

宇宙論的ファラデー回転
全天を４つの領域に分け対角領域の天体で制限する
RM(rad/m^2)200
左上右下0-20032

10redshift12

一様な磁場への制限：B < 6×10 -11 G3

ファラデー回転探索の将来
・Vallee (1990)：674個 → 309個
・Kronberg et al. (2008)：901個 → 268個
・Bernet et al. (2009)：72個（高銀緯・optical spectrum）
・LOFAR～10 7 個
・SKA
systematic effectをどうやって差し引くか？
・受光面積：1 km^2・frequency range: 0.1 – 25 GHz・f.o.v.: 50 deg^2 （月の２５０倍）
・timeline: 2014 phase 1 (～15%)2022 phase 3

こういうことをやりたい

ボイド磁場

ある１つのボイドのまわりの電波源のファラデー回転を山ほど観測→ いろんなノイズを差っ引ける？

高エネルギー天体のpair echo
ガンマ線バーストやブレーザーを使った磁場測定法（Plaga, 1994）
・pair echo
→ TeVγ線の対消滅による遅延２次γ線
・10 -15 ～ 10-20 Gaussの磁場に感度がある→ 微弱な磁場の観測に関して最も強力
・未だ実際に用いられたことはない
・定式化
KT, Ichiki, Inoue et al., 2007～

激しいγ線放射。
ブラックホールからのジェットを正面から見ている？

背景放射

EBLCIBガンマ線吸収optical depth

遠方にある天体から来るTeV以上のガンマ線は途中で吸収

Mkn501 (z=0.03, MAGIC)
観測スペクトルと再構築された本来のスペクトル吸収されたエネルギーはどうなるのか？

cascade

CMB

赤外線(eV)

inverseCompton

γ線
(TeV)

γ線
(GeV)

e± pairγe ～ 106CMB

TeVガンマ線はたくさんのGeVガンマ線になる。
＊進行方向は相互作用の度に1/γe程度変化

pair echo

Plaga 95
Cheng & Cheng 96
Dai & Lu 02
KT et al. 07, 08, 09

CMB

赤外線
pair echo
γ線
(TeV)
γ線
(MeV)
GRB, AGNe± pair

IC

γ線
(GeV)

timedelaypair echo with magnetic field
CMB
赤外線
pair echo
γ線(TeV)

e± pair

IC

γ線
(GeV)

γ線
(MeV)
磁場
GRB, AGN

磁場によって遅延時間が増加。
遅延時間に磁場の情報あり。

特徴的な数字IR Eγ 

EIR = 0.1eV 1TeV −1CMB Eγ 
Epa = 0.6GeV 1TeV 2Eγ = 1TeV

 nIR λγγ = 2Mpc
−3 
 1cm −1

 Eγ λIC = 0.4Mpc
 1TeV −1−22E
 delay   B   − 20 ∆t B = 0.5 day  1GeV   10 G 

理想的な状況（もちろん個々の場合によるが）この方法ではボイド領域の磁場を探索できる可能性が高い。
GRB・AGN～ 10Mpc
ここの磁場をピンポイントで観測観測量time(sec)
10105−2

 Epa   B   − 20 ∆t B = 0.5 day  1GeV   10 G 2

スペクトルの時間発展に磁場の情報が含まれている

410 3

1GeV 10GeV 100GeV

energyγ線天文学

GeV-TeV天文学は今が伸びざかりセットアップ
primary放射CIB model“best fit”model(“low SFR” model)
Kneiske et al. 02, 04

pair echoスペクトル高エネルギー
弱磁場→ 速く落ちる

light curve at 1 GeV & Fermi
Epa = 1 GeV

Fermi

light curve at 100 GeV & MAGIC
Epa = 100 GeV

pair echoの観測可能性

Fermi

pair echoまとめ・高エネルギー天体からのpair echoを用いた微弱な磁場の検出
・TeVγ線+ EBL → TeV電子・陽電子+ CMB → GeVγ線・対生成とICで経路が曲がる→ 最初変な方向でも地球に到達できる→ 遅延時間の発生
・10-17 ～ 10 -20 Gを検出可能
・GRBならz < 1の近いものを使う
・TeVブレーザーは近くて場所もわかっているが定常放射が邪魔磁場への制限（予想）
Faraday rotation
CMB

B

FR将来？

-9pair halo-15
pair echo

-20
1Gpc

1Mpc

1kpc

1pc

100AU

宇宙磁場グランドシナリオ
様々な磁場生成過程
・密度ゆらぎ・再イオン化
10-20±10 Gaussを予言
・構造形成
・流れ込み
磁場の行く末・濃い領域 → 銀河の種磁場？
・薄い領域 → ボイド磁場として初期情報を保つ？
→ 磁場によって宇宙初期の現象を探る
微弱磁場の観測・ファラデー回転サーチ・高エネルギー天体のpair echo
理論・観測の両面から宇宙磁場にアプローチ