第6回

観測的宇宙論ワークショップ@弘前大学

原始磁場が引き起こす
CMB の小スケールゆらぎ
2017年10月24日
箕田鉄兵（共同研究者）
長谷川賢二・田代寛之・市來淨與・杉山直
T. Minoda et al., (2017) arXiv:1705.10054
1

第6回

観測的宇宙論ワークショップ@弘前大学

Contents
Introduction
Calculation Methods
Results/Discussion
Summary2

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観測的宇宙論ワークショップ@弘前大学

Contents
Introduction
Calculation Methods
Results/Discussion
Summary3

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観測的宇宙論ワークショップ@弘前大学

Introduction
磁場生成(初期宇宙論)

原始磁場

銀河磁場(観測)4第6回

観測的宇宙論ワークショップ@弘前大学

Introduction
磁場生成(初期宇宙論)

原始磁場
観測的検証

銀河磁場(観測)5

A&A 2016, arXiv:1502.01594“Planck data constrain
the amplitude of PMFs
to less than a few nanoGauss”

6

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Models of the PMF

determine the model
We studied
this region

7

A&A 2016, arXiv:1502.01594

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Contents
Introduction
Calculation Methods
Results/Discussion
Summary8

Calculation Methods
最終散乱面でのCMB温度揺らぎへの影響＞

Planckの制限などで考察済み

晴れ上がり以降はCMBに影響？
ガスの密度・温度・電離度の進化を変更
間接的にCMBで観測可能？
9

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FL =

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Densityevolution(r ⇥ B) ⇥ B
4⇡

原始磁場によって物質： 一様ローレンツ力：非一様密度揺らぎが生成
10(Wasserman 1978)inhomogeneity fromPMFs(CDM):(Baryon):11(Wasserman 1978)第6回

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strong B

Ambipolar diffusion
e-EmagHIweak BeHIEmag

E

EthEth +EdE|(r ⇥ B) ⇥ B|2 (1 xi )=dt16⇡ 2 ⇠⇢2bxi⇠ : drag coefficient
12(Sethi & Subramanian, 2005)

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Thermal history（ガスの温度変化）＝（宇宙膨張による断熱冷却）＋（CMBとのCompton散乱）＋（磁場による加熱：ambipolar diﬀusion）(Sethi & Subramanian, 2005)＋（密度揺らぎによるlocalな断熱膨張・圧縮）＋（free-free，衝突励起，再結合，衝突電離)(Fukugita & Kawasaki, 1994)
13

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Observation
原始磁場の存在を考慮して熱史・> OK.
密度史を同時に計算観測で検証できるか?

14> 熱的SZ効果

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Thermal SZ effect
hot gas

CMB光子

10 . z . 1100 で (1 cMpc)3 のy-mapを作成
15

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Calculation Methods1.

数値的に原始磁場を生成

2.

バリオンガスの物理量を計算

3.

tSZ power spectrumを推定

16

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Contents
Introduction
Calculation Methods
Results/Discussion
Summary
17

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Results

nH [cm-3]

z=102015105xion

B_{1Mpc}=0.5nG, n_B=0.0(上) バリオン数密度 [/cc], (下) 電離度

高密度＞低温度・低電離度
低密度＞高温度・高電離度

010.90.80.70.6
0.50.40.30.20.1018

第6回

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Results

nH [cm-3]

z=102015105xion

B_{1Mpc}=0.5nG, n_B=0.0(上) バリオン数密度 [/cc], (下) 電離度

高密度＞低温度・低電離度
低密度＞高温度・高電離度

010.90.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1019

第6回

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Results

nH [cm-3]

z=102015105xion

B_{1Mpc}=0.5nG, n_B=0.0(上) バリオン数密度 [/cc], (下) 電離度

高密度＞低温度・低電離度
低密度＞高温度・高電離度

010.90.80.70.60.5
0.40.3ボイド領域におけるSZ効果

0.2
0.1020第6回

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Final resultsl(l+1)Cl/2π [µ K2]`(` + 1)C` /2⇡ [µK2 ]10000

from Inflation

1000

B1Mpc , nB

observational data
(ACT 2013)

100

0.5nG, 00.5nG, 10.1nG, 00.1nG, 1

10
1
0.1
0.010.001

tSZ from clusters
model 1model 2model 3model 4
CMB
ACT data
EM 2012100

1000

tSZ from PMFs
(this work)
10000
100000multipole l

211x1061x107

第6回

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Final results 前景放射(予測)l(l+1)Cl/2π [µ K2]`(` + 1)C` /2⇡ [µK2 ]10000

The magnetic SZ effects
can be greater thanthe ones from clusters!!

1000
100
1010.10.010.001

model 1model 2model 3model 4CMB
ACT data
EM 2012100

1000

ACTの最小角度分解能
10000
100000multipole l

22

1x10

6

1x107

Suggestion for
Our Theory??
3.4 での初検出!!

y ⇠ 10 8(r ⇠ 34h 1 Mpc,1.5 at z ⇠ 0.5)

23

第6回

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Summary
単一べきの原始磁場による暗黒時代のガス密度・温度・電離度への影響を計算
高赤方偏移(z~200)において銀河サイズのIGMが熱的SZ効果を誘発
Planckで棄却されていないsub-nG程度の原始磁場を検証可能
T. Minoda et al., (2017) arXiv:1705.10054
24

END
Thank you for listening !
25

existence of extragalacticmagnetic fields ?

Nature, 201026

Constraint on PMFs

Durrer and Neronov
arXiv:1303.7121v1

27

cut-off of PMFs
the smallest (cut-off) scaleof PMFs is due to thephoton dissipation before
the recombination.

28

inhomogeneity fromPMFs(CDM):(Baryon):

29(Wasserman 1978)strong B

2BPmag ⇠⇠ 10 78⇡

B
1.0nG

Pth ⇠ nH kB Tgas ⇠ 10

hot ecold HI
weak BeHIEmagEmagE!21+z
1000101+z
1000!4!4[erg/cc][erg/cc]

EthEth +EdE|(r ⇥ B) ⇥ B|2 (1 xi )=dt16⇡ 2 ⇠⇢2bxi⇠ : drag coefficient
30(Sethi & Subramanian, 2005)

Thermal history

cosmicexpansion
Comptonscattering

local
expansion/compression
magnetic
heating

free-freerecombination

collisional
excitation

collisionalionization(Sethi & Subramanian, 2005)
31 + (Fukugita & Kawasaki, 1994)

recombination

photo-ionization

collisional ionization

K = Lyαの赤方偏移率
Λ = 二光子放射係数32(Sethi & Subramanian, 2005)

(c) ESA and the Planck Collaboration(c) Carlstrom et al., 2002
hotgasthermalSZ effect

The spectrumof CMB photons
is distorted byinverse-Compton scattering
33

tSZ angular power spectrum34

T_gas averaged by unit mass35

x_ion averaged by unit mass

36

Future prospects
calculate density and temperature in detail(non linear evolution)back reaction to magnetic fields=> MHD simulation (with RAMSES)
energy-conservation problem

37