宇宙磁場研究の現状と展望

高橋慶太郎
京都大学基礎物理学研究所
２００７年９月１２日＠中間発表会

目次
１、これまでの研究
２、宇宙の電磁気的性質
３、宇宙磁場の観測
４、今後の展望１、これまでの研究
KT, K. Ichiki, H. Ohno & H. Hanayama,
PRL 95, 121301 (2005)
K. Ichiki, KT, N. Sugiyama, H. Hanayama & H. Ohno,Science 311, 827 (2006)
K. Ichiki, KT, N. Sugiyama, H. Hanayama & H. Ohno,
astro-ph/0701329
T. Kobayashi, R. Maartens, T. Shiromizu & KT,
PRD 75, 103501 (2007)

ユビキタス磁場

cluster

磁場は至る所にある
地球
太陽
銀河
銀河団・・・
磁場の起源？
宇宙論的磁場？
宇宙進化への影響？

磁場生成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

電場が必要
回転が必要

→→

光子・陽子・電子の３流体
摂動２次磁場の発展方程式
電子・陽子の運動方程式→ 一般化されたオームの法則＋アンペールの法則→ 磁場の発展方程式
光子の非等方ストレススリップ項

vorticityの差

１次×１次の部分は簡単に評価できる

磁場のスペクトル

Ichiki, KT et al., 2007

磁場の強さ（log B (G))-20銀河の種磁場？

-24

100AUでcutoff～ 10 -21 G

-28
-32
-36
-40

宇宙論的な
磁場の予言
～ 10 -30 G

１次のスカラーから生成されるので不定性なし

-44
1Gpc

1Mpc

1kpc

スケール

1pc

磁場の生成・進化・観測
z～10 9陽電子消滅

z～1000
再結合

z～10
天体形成
再結合での磁場の振る舞い

磁場生成
電磁気的性質銀河磁場の起源？

観測
宇宙論的ＭＲＩ？

磁場によるゆらぎの探索

ボイドでの磁場の進化

２、宇宙の電磁気的性質
KT, K. Ichiki & N. Sugiyama, in preparation

宇宙の電磁気的性質
これまでの研究は磁場にだけ注目してきた・その他の電磁気的量はどうなっている？
・電流はある？ない？
・電気抵抗は大きい？小さい？
・再結合を考えるには全てをconsistentに扱わなければならない
全ての方程式を解く
・陽子電子の方程式から一般化オームの法則
・マックスウェル方程式と連立・光子による外力の発展を解く

運動方程式
光子・陽子・電子の運動方程式

トムソン散乱クーロン散乱無視：一般相対論的効果、宇宙膨張
光子の非等方ストレス運動方程式の書き換え
陽子と電子：重心運動と相対運動に分離

宇宙論的摂動で展開

運動方程式改電流の運動方程式 → 一般化されたオームの法則

光子、光子‐バリオン相対運動の方程式（摂動２次まで → ローレンツ項、ホール項は消える）

マックスウェル＋オームを解く
マックウェル方程式

一般化されたオームの法則

外力（光子の風）

宇宙論的摂動で逐次解いていく

解き方のポイント
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

解
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→ 電気抵抗は大きくて小さい
・電流 → 変位電流を支える部分 ＋ 磁場を支える部分
・トムソン項がなくなると、電場・電荷密度は消える
磁場・電流は残るおまけ：さらに解く

外力の発展を解くと電磁気的量が基本的な量だけで表される
ポイント：
tight coupling近似（説明しない）３、宇宙磁場の観測
K. Ichiki, S. Inoue & KT, in preparation
KT, K. Ichiki, K. Murase & S. Nagataki, in preparation

宇宙磁場の観測
初期宇宙で生成された磁場を観測したい
・理論の検証・磁場で初期宇宙を探る
問題
・生成されたときの情報は残っているか？
→ ボイドの磁場をねらう・そんな弱い磁場を観測できるか？
→ Plagaの方法を用いる

Plagaの方法概念図
CMB

赤外線±γ線(TeV)

e
対生成

ICγ線
(MeV)

GRB, AGN

磁場γ線(GeV)

timedelay
地球
↓
磁場に依存

ターゲット
GRB・ブレーザー～ 50Mpc

 nIR λγγ = 6Mpc
−3 
 1cm −1

 Eγ λIC = 1Mpc
 1TeV −1

地球

AGNの方がやりやすい？

練習問題
Sazonov & Sunyaev, 2002
GRBのＸ線afterglowがdustで１回だけ散乱されたらどんなものが見えるか？
等時刻面
delayedprompt等時刻面を考え、その面の各点でのfluxに散乱断面積をかけて面上で積分すればよい

今回の問題
GeVγ線～ 1 Mpc～ 6 Mpc

TeVγ線

電子・陽電子逆コンプトンしつつ、弱磁場で多数の小角度散乱→ random walk
→ 速度が落ちて滑らかに１回散乱される、と近似
散乱角度は分散がのガウシアン

effective等時刻面

もともとの等時刻面(楕円)effectiveな等時刻面～ 6 Mpc～ 1 Mpcというふうに改良する

delayed photonのflux
ＧＲＢ本来のスペクトル観測される
promptのスペクトル

delayed photon

delayed photonのflux
赤外線によって削られた分delayed photonになる。

低エネルギーの電子は大きく曲げられるので長持ちする

ピークエネルギーは時間と共に小さくなる

delayed fluxの磁場依存性

磁場強磁場が強いと高エネルギーの電子もよく曲がって持続する。

観測可能性GLASTとチェレンコフ
望遠鏡の感度z=1
z=0.1 (注意)light curve
磁場強E=100GeV

light curveの説明

磁場の強さで電子の数は変わらない→ いつ来るかだけが変わる

あまり早い時刻だとafterglowと区別がつかなくなるチェレンコフ望遠鏡の感度z=1z=0.1 (注意)

E=100GeVGLASTの感度

z=1z=0.1 (注意)

E=10GeVnon-detectionによる制限
磁場

Faraday rotation

-9CMB
Plaga

delay time
長すぎ

短すぎ

-16-20
1Gpc

1Mpc

1kpc

1pc

100AU

最終目標：インフレーションモデルへの制限P(k)8

磁場 (106-20G)

4
20-2
1Gpc

1Mpc

1kpc

1pc

1AU

1km

1cm

４、今後の展望

宇宙磁場研究計画
生成
基本的な定式化→ １００％
スペクトルの数値的評価 → ７０％
物理的な解釈→ ８０％
進化
宇宙論的ＭＲＩ
ボイドにおける磁場→ １０％→ ０％

観測
理論的な枠組み観測に向けての戦略
実際の観測

→ ５０％
→ ２０％
→ ０％

進化宇宙論的ＭＲＩ
宇宙論的摂動２次＋光子・バリオンのずれ→ vorticity生成
磁場生成：光子・バリオンのvorticityの差
ＭＲＩ：vorticityそのもの→ 磁場生成の後（統計的に）ＭＲＩで増幅？
ボイドにおける磁場
天体活動はないが宇宙線が飛び交っている→ Alfven波が立つ→ 磁場のスペクトルに影響？

観測
長い長い道のり１、理論的枠組みの完成
２、とにかくdelayed photonを観測（系内の天体が使える？）
３、ブレーザーを使う
４、ＧＲＢを使う
５、ボイド磁場の探索
６、ゆらぎ起源の磁場探索

おわり