TeV天体で磁場、そして初期宇宙を探る

高橋慶太郎
京都大学基礎物理学研究所
２００７年５月２４日＠有馬温泉

概要
１、宇宙にはあらゆるスケールの磁場が存在している
２、宇宙論的磁場は初期宇宙の情報を含んでいる
３、磁場の観測によって初期宇宙を探りたい１、磁場の生成
共同研究者
・市來浄輿（RESCEU）
・杉山直（名古屋大）
・大野博司（東芝）
・花山秀和（国立天文台）

参考文献
・PRL 95 (2005) 121301
・Science 311 (2006) 827
・astro-ph/0701329

・白水徹也（東工大）
・PRD 75 (2007) 103501
・小林努（東工大）
・R. Maartens (Portsmouth)宇宙のゆらぎ
摂動 ＝ 一様等方からのずれ
・インフレーションで量子的に生成→ 密度ゆらぎ・重力波
・その後、線形に発展→ ＣＭＢ・構造形成

宇宙背景放射宇宙背景放射の温度に１０万分の１のゆらぎ

精密宇宙論の始まり
WMAP

ゆらぎの観測
ゆらぎのスペクトル
インフレーション期の物理状態を反映
観測
ＣＭＢ・銀河分布
観測のスケール
10Mpc ～ 10Gpc
インフレーションであることは言える。
しかしそれ以上は・・・

primordial power

wavelength (Mpc)

wavenumber (/Mpc)

初期宇宙の様子
登場人物
・光子・バリオン（陽子＋電子）
・ダークマター・ニュートリノ
光子とバリオンはトムソン散乱で相互作用しながら発展していく

光子

バリオン

トムソン散乱詳細に見てみると・・・
光子

バリオン

トムソン散乱は主に電子を押す→ 電子と陽子がずれる→ 電場・電流生成→ 磁場生成陽子

光子

電子
トムソン散乱クーロン散乱
電場 → 磁場磁場のスペクトル
磁場の強さ（log B (G))-20-24銀河の種磁場？
～ 10 -27G
100AUでcutoff～ 10 -21 G-28-32-36-40

宇宙論的な磁場の予言～ 10 -30 G

この磁場はモデルの不定性なしに確実に生成される！

-44
1Gpc

1Mpc

1kpc

スケール

1pc

原始ゆらぎと磁場のスペクトル
磁場の強さ（log B (G))

-20
-24
-28
-32

原始ゆらぎのスペクトルによって磁場のスペクトルも変わる。

-36-40
-44
1Gpc

1Mpc

1kpc

スケール

1pc

２、磁場の観測

共同研究者
・市來浄輿（RESCEU）
・井上進（国立天文台）
・村瀬孔大（京大）
・長瀧重博（京大）

参考文献
・ほぼ完成

・始まったばかり基本的なアイデア
１、磁場スペクトルは原始ゆらぎスペクトルに依存→ 磁場を観測すれば原始ゆらぎを観測できる
２、小スケールの観測が可能
ＣＭＢゆらぎ：小スケールでは減衰
磁場 ：散逸のスケールまでそのまま残る→ 小スケールまで観測可能
しかしどうやって観測するか？
・生成されたときの情報は残っているか？
・そんな弱い磁場を観測できるか？

問題１：情報は残っているか？
収縮・乱流に巻き込まれるとスペクトルは変化する
濃い領域（銀河・銀河団）→ ダメ
薄い領域（void）→ OK？
・宇宙の大部分を占める
銀河密度１０％以下→ 空間の４０％
・典型的には10Mpc
・密度が平均より小さい
のでeffectiveに反重力→ ゆらぎは線形のまま・紫外線に満ちている→ ガスはなかなかSDSS
collapseできない問題２：弱い磁場を観測できるか？
CMB・Faraday rotation→ 現在の制限：B < 1nG→ 望み薄Plagaの方法 (Plaga, 1994)
GRB、blazarなどからのdelayed photonを使って非常に弱い磁場を測る-15-20→ B = 10 ～ 10 G
→ 現在のところ最も強力な方法（Ichiki, Inoue & KT, in progress）

Plagaの方法概念図１
CMB

赤外線
±γ線
(TeV)

e
対生成

IC

γ線
(MeV)

GRB, AGN

磁場

γ線
(GeV)

timedelay
地球
↓
磁場に依存

ターゲットGRB・AGN～ 50Mpc

地球

AGNの方がやりやすい？

概念図２
 Eγ 
赤外線 EIR = 0.1eV 1TeV CMB Eγ 
Edelay = 1GeV 1TeV Eγ = 1TeV

 nIR λγγ = 6Mpc
−3 
 1cm −1−1

 Eγ λIC = 1Mpc
 1TeV 

2−1−2 Edelay   B 3  −18 ∆t B = 10 sec  1GeV   10 G 2

いろいろな数字１Eγ = 1TeV・blazarではすでに観測されている・GRBではパラメータ次第でGeV-TeV放射が出ているのはわりと自然 Eγ -1

EIR = 10 eV 1TeV −1

・このあたりの赤外線はCOBE (FIRAS)でわりとよく観測されている Eγ 
Edelay = 1GeV 1TeV 2・GLASTなど衛星の領域。もう少し高いと地上のチェレンコフ望遠鏡の領域。

いろいろな数字２ nIR λγγ = 6Mpc
−3 
 1cm −1・天体付近の濃い領域から出るのに十分大きい Eγ λIC = 1Mpc
 1TeV −1・上と合わせても基本的に反応はlocal−22E
 delay   B 3  −18 ∆t B = 10 sec  1GeV   10 G ・強い（弱い）磁場は高（低）エネルギーγ線で見る・高エネルギー天体固有の時間スケールより大きくなければならないスペクトルへのナイーブな制限
ns=1.02ns=1
ns=0.98
running

23time delayを
factor 2の精度で測れたとき

45678

10 10 10 10 10 10 10 10wavenumber (/Mpc)→ 後の時間に生成→終了間際↑

インフレーションのモデルに強い制限を与える

9実際の観測量
時間(sec)101010fluxの等高線
各時刻のスペクトルに磁場や背景赤外線の情報が含まれている

54

3

1GeV 10GeV

100GeVエネルギー

non-detectionによる制限
磁場

Faraday rotation

-9

CMB

delay time
長すぎ

磁場
短すぎ

-16-20
1Gpc

1Mpc

1kpc

1pc

100AU

今後の研究ステップ
１、Plagaの方法をきちんと定式化→ ほぼ完成２、現実的なセットアップでモンテカルロ→ 夏頃までには？
３、MAGICとかCANGAROOとかにお願い→ １・２を引っさげて→ まずは宇宙論を忘れて、とにかくこの方法でなんらかの制限を得る
４、GLASTにお願い→ 宇宙論的に意味のある制限が出る？

結論
１、宇宙初期で磁場が生成
２、磁場は原始ゆらぎの情報を持っている
３、高エネルギー天体で磁場を測って初期宇宙を探る

END制限できそうなインフレーションモデル
P(k)smooth hybrid new inflation
Kawasaki et al., 200786

hybrid inflation

4
20

scale invariant-205

1015202530

354045 e-folding