宇宙磁場の生成と観測

高橋慶太郎
京都大学基礎物理学研究所
２００８年７月２日＠名大１、イントロダクション

ubiquitous magnetic fields

neutronstar

1210 G
910 G

whitedwarf

610 G

activegalacticnuclei

310 G
Sun

1GEarthcluster ofgalaxies

1mG
SNR

1μG

galaxy1km

610 km1pc

1kpc

cosmological

1Mpc

size

銀河間空間（ボイド）天体に付随しない磁場はあるか？

SDSS

大きさ～10Mpc
ボイドの占有体積～40%
ボイド内密度～平均の10%

宇宙論的磁場の生成
物理による分類●量子論的
電磁場の共形不変性を破る相互作用を入れる●radiation drag
光子・陽子・電子の系で光子が電子を引きずる●Biermann battery
ポリトロープでないガスで密度と圧力の分布がずれる

時系列
インフレーション
相転移
ゆらぎによる生成（第１世代星）（原始銀河）
再イオン化
銀河や銀河団からの流れ込みモチベーション
磁場の起源
特に銀河や銀河団。弱い種磁場があればダイナモで増幅されるだろう。種磁場はどこから来た？
構造形成以前の宇宙を探る
構造形成以前のいろんな現象の名残が磁場としてボイドに現在まで残っているかもしれない。
構造形成への影響
第１世代星、原始銀河の形成に影響？
超高エネルギー宇宙線の伝搬
超高エネルギー宇宙線の軌道が曲げられてしまう。
ボイドの物理的状態ボイドの中はどうなっている？銀河・銀河団との相互作用は？

宇宙論的磁場の生成と観測
zinflation・相転移
BBN

10103

ゆらぎによる磁場生成

CMBゆらぎCMB-FR

構造形成・再イオン化
QSO-FR銀河・銀河団の活動

1

pair echo今日の話
ゆらぎによる磁場生成・初期宇宙での光子、電子、陽子、電磁場のふるまい
・２次摂動まで考える
・宇宙論的磁場の予言
・最大～10-20 Gauss程度の磁場が生成される
・通常の宇宙論的パラメータの他には余分な仮定やパラメータがない
pair echoによる磁場観測
・TeV放射をしている天体からのGeV領域の遅延放射
・10 -20 Gaussというとんでもなく弱い磁場を検出できる可能性
・だいたいボイド領域の磁場を測ることになる

VHE gamma-ray astronomy

GeV-TeV天文学は今が伸びざかり２、宇宙磁場の生成
KT, K. Ichiki, N. Sugiyama 05, 06, 07, 08

宇宙論的摂動
摂動 ＝ 一様等方からのずれ・ゆらぎ
・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

天体の形成

重力によって進化

宇宙の大構造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

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ゆらぎによる磁場生成
陽子クーロン散乱
電場光子電子トムソン散乱

３流体間の相互作用はとても強い→ 基本的に１流体、しかし微小なずれ→ 電場・電流 → 磁場

ＣＭＢと磁場の相関ゆらぎから磁場が生成↓
ＣＭＢゆらぎと磁場は相関

概念図

これまでの枠組みの拡張
磁場生成に何が必要か？
電場とその回転が必要
電場
・これまで：光子とバリオンの２流体↑観測するものは光子・陽子、電子を独立に取り扱う必要あり
回転成分
・線形近似では回転成分が存在しない
・非線形効果で生成（１次スカラー → ２次ベクトル）・これまでは線形で十分だった
２つの点でこれまでの枠組みを拡張一般化オームの法則
陽子・電子の運動方程式

クーロン散乱一般化オームの法則

光子の「風」

トムソン散乱初期宇宙の電磁場①
一般化オームの法則の発散
外力（光子の風）のある減衰振動

プラズマ振動と電気抵抗による緩和→ 外力との平衡に落ち着く

初期宇宙の電磁場②
電場 光子圧陽子

電子・オームの法則で電流項は効かない→ 電子が光子に押されるのと電場がつりあう・電流 → 変位電流を支える部分 ＋ 磁場を支える部分
・光子の風がなくなると、電場・電荷密度は消える
磁場・電流は残る

光子‐バリオンの相対運動
磁場のsource

速度差の方程式

強結合近似を用いて解く

結果

実は強結合近似の１次では外積はゼロで２次まで解く必要がある。
その結果、磁場は（その他の電磁気量も）基本的な量だけで表される。

とても美しい式（だと思う）

磁場のスペクトル
磁場の強さ（log B (G))-20-24-28

相対論的数値計算
vorticity無視
scale invariantゆらぎ-32-36-40-44
1Gpc

1Mpc

1kpc

スケール

1pc

磁場スペクトルの特徴
磁場の強さ（log B (G))-20-24-26銀河の種磁場100AUで
cutoff～ 10 -21 G-28-32
宇宙論的な磁場の予言～ 10 -30 G-36

これはすでに観測されているゆらぎからできた物なのでrobustな予言-40-44
1Gpc

1Mpc

1kpc

スケール

1pc

磁場のスペクトルまとめ
formalism
・２次摂動論・電子と陽子を別々に取り扱う→ 一般化オームの法則
メカニズム
・１次スカラー → ２次ベクトル・光子が電子を選択的に押す
結果・宇宙論的な磁場の存在を予言
・銀河の種磁場になるかも３、宇宙磁場の観測
KT, K. Ichiki, K. Murase et al. 07, 08

ボイドの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など高エネルギーバースト天体からのpair echoを使って非常に弱い磁場を測る→ B = 10 -16 ～ 10-20 G→ 現在のところ最も強力な方法

準備：extragalactic background light①EBL

ガンマ線の吸収

optical depth

宇宙論的な距離の天体からのTeV以上のガンマ線は吸収される。

MAGICによるMkn501 (z=0.03)の観測
Kneiske et al. (2004)によるEBLのモデルで補正

では吸収されたガンマ線のエネルギーはどうなるのか？

カスケードCMBEBL (eV)γ線(GeV)

ICe± 対生成γe ～ 10 6γ線(TeV)
CMB

吸収されたγ線はエネルギーの低いガンマ線に変わる＊角度は対生成・ICのたびに1/γeくらい変わる

Cheng & Cheng (1996)
Dai & Lu (2002)

pair echo

CMB
赤外線

γ線(TeV)
γ線(MeV)
GRB, AGN

e±対生成

IC

γ線(GeV)

timedelay

吸収されたγ線 → pair echo

地球delay time
1/γeくらいの角度なら戻ってこられる

λIC~ 1/ γ e

λγγ~ 1/ γ eθdelay timeは平均自由行程とどれだけ曲がって来れるかで決まる。高エネルギーほどあまり曲がらない。

pair echo with magnetic field

Plaga (1995)

CMB
赤外線

γ線(TeV)e±対生成

IC

γ線(GeV)

γ線(MeV)
磁場GRB, AGN

磁場によりさらに到着時刻が遅れる
遅延時刻を測ることで磁場を測る

地球スケール感覚赤外線 Eγ 

EIR = 0.1eV 1TeV −1CMB Eγ 

Edelay = 0.6GeV 1TeV 

2

Eγ = 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 

いろいろな数字①Eγ = 1TeV・TeVブレーザー・GRBではパラメータ次第でTeVが出るのは割と自然 Eγ 

Edelay = 0.6GeV 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。
−22E
 delay   B   − 20 ∆t B = 0.5 day  1GeV   10 G ・強い（弱い）磁場は高（低）エネルギーγ線で見る

いろいろな数字②
 nIR −3  1cm −1

λγγ = 2Mpc

・天体付近の濃い領域から出るのに十分大きい Eγ λIC = 0.4Mpc
 1TeV −1・上と合わせても基本的に反応はlocal（もちろん場合によるが、）この方法で磁場が測定できるのはボイドの可能性が高い。
→ ゆらぎによる磁場生成の検証には都合がよいターゲットGRB・AGN～ 10Mpc

地球観測量時間(sec)1010

10flux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

543

1GeV 10GeV

100GeV

エネルギー

定式化
単なるecho：等時刻面を考え、その面上のfluxを積分する
等時刻面
echo

primary

pair echo
・γ線 → 電子陽電子 → γ線
・対生成、IC、磁場で角度が変わる
・電子陽電子は連続的に光子を放出

pair echoのスペクトル高エネルギー（弱磁場）→ fluxは大きい
すぐにへたる低エネルギー（強磁場）→ fluxは小さい
持続する

GLASTによる観測可能性

MAGICによる観測可能性

pair echoの観測可能性

pair echoで探索できる磁場
磁場
Faraday rotation-9

delay time
長すぎ

CMB
-15

短すぎ
pair echo
-20
1Gpc

1Mpc

1kpc

1pc

100AU

磁場観測まとめ・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まとめ
磁場の生成と観測
生成
・宇宙初期のゆらぎから生成
・光子、陽子、電子、電磁場・２次摂動
・robustな磁場の予言（宇宙論的磁場、種磁場）
観測
・GRBやTeVブレーザーなどからのpair echo
・10-17 ～ 10-20 Gaussに感度・ボイド磁場の観測によって初期宇宙、再イオン化、銀河風などを探る