Minoda190311

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ぜんぺいいちぬの
5 years ago
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1 (arxiv: , submitted to MNRAS Letters)

2 本日の内容イントロ 21-cm 線のグローバルシグナルについて原始磁場について計算手法計算結果

3 1. Introduction 本日の内容イントロ 21-cm 線のグローバルシグナルについて原始磁場について計算手法計算結果

4 1. Introduction 21-cm 線について線は中性水素原子の超微細構造に起因する電磁波中性水素原子 1s 軌道 (n=1, l=0) 超微細構造 ΔE = *+ ev, ν 1.4 GHz, λ 21 cm proton electron 21-cm 線スピン温度 T 2345 ( T 8 ) n : = 3 exp ΔE n ; k B T 2345 赤方偏移した 21-cm 線の観測 => HI の分布から宇宙論ができる (matter density field, IGM thermal history, epoch of reionization, )

5 1. Introduction 21cm 線グローバルシグナル T b (z) ' 27x HI (z) " 1 T (z) T spin (z) # bh ! 0.15 m h 2! 1/2! 1/2 1+z [mk] 10 観測量大雑把に言うと T 8 T 2345 T D のとき輝線 T 8 T 2345 T D のとき吸収線 HI の物理的な情報 ΛCDM 宇宙論による予言の例 McQuinn & O Leary, 2012 (arxiv: )

1. Introduction 21cm 線グローバルシグナル T b (z) ' 27x HI (z) " 1 T (z) T spin (z) # bh 2 0.02! 0.15 m h 2! 1/2!

6 1. Introduction 21cm 線グローバルシグナル T b (z) ' 27x HI (z) " 1 T (z) T spin (z) # bh ! 0.15 m h 2! 1/2! 1/2 1+z [mk] 10 観測量大雑把に言うと T 8 T 2345 T D のとき輝線 T 8 T 2345 T D のとき吸収線 HI の物理的な情報 ΛCDM 宇宙論による予言の例 McQuinn & O Leary, 2012 (arxiv: ) 本研究では z~17 の暗黒時代の吸収線に着目!

7 1. Introduction 暗黒時代の thermal history ΛCDM 宇宙論ならば z~17 のとき T LMB > T 8 ( 吸収線 ) T LMB 1 + z T z I for z 200

8 1. Introduction 暗黒時代の thermal history ΛCDM 宇宙論ならば z~17 のとき T LMB > T 8 ( 吸収線 ) T LMB 1 + z 21-cm 線グローバルシグナルが z~17 で吸収線として観測される Þ IGMに対するexoticな熱源を制限ダークマター対消滅 ( ) 原始ブラックホール ( ) TÞ 8 宇宙初期に生成された 1 + z I ( かもしれない ) for 原始磁場を熱源として研究 z 200

9 1. Introduction 本日の内容イントロ 21-cm 線のグローバルシグナルについて原始磁場について計算手法計算結果

初期宇宙で作られた可能性 = 原始磁場 (inflation, phase transition, topological

10 1. Introduction 原始磁場とは何か? 様々な天体に磁場が付随している (e.g., 銀河磁場マイクロガウス ) これらの磁場はいつどこでどうやってできたのか? 初期宇宙で作られた可能性 = 原始磁場 (inflation, phase transition, topological defects, Harrison mechanism, ) Q. その時間進化は? 観測的兆候は? Kandus et al. ( ); Subramanian ( )

11 1. Introduction 原始磁場の制限 ( これまで ) CMB の温度揺らぎによる制限 (Planck 2015 XIX, arxiv: ) ランダムに分布した磁場を考える電磁場のエネルギーテンソルでスカラー型ベクトル型テンソル型の揺らぎをつくる磁場の強度が大きいと観測されている CMB の温度揺らぎを超えてしまう ( 偏光や distortion もつくる ) 1Mpc で平均化した原始磁場の強度 B : M3R < 4.5 ng

12 1. Introduction 前半のまとめ [ 目的 ] 21-cm 線の観測によって原始磁場のモデルを制限 cm 線のグローバルシグナルが周波数 f UV2 = 78MHz で吸収線として観測される ( 仮定 ) 2. バリオンガスの Brownian motion で決まる温度に対して制限 T 8 < T LMB (z UV2 = 17) 3. 原始磁場の散逸を考慮してガスの温度進化を計算 4. 原始磁場のモデルパラメータを制限することができる ( 右図 ) B : M3R 4.4 ng この図に新たな線を描く!

13 2. 計算手法本日の内容イントロ 21-cm 線のグローバルシグナルについて原始磁場について計算手法計算結果

14 2. 計算手法原始磁場の空間分布 B \ = 0 B \ = B : M3R \ : M3R スケール依存性 * b c de /I for λ < λ R`a for λ λ R`a 短波長側にカットオフ 1Mpc で smoothing した磁場の強度 B : M3R, n h の組み合わせで原始磁場の統計的性質が決定 ( カットオフ長も決まる ) I λ R`a = I B R`a 4πρ LMB σ l m ; s tuv c dt a I n r 初期宇宙では光子の平均自由行程ほどのスケールで流体の粘性が磁場を減衰 *x B : M3R 1 ng Jedamzik+ 1998; Subramanian & Barrow 1998 I : b c d{ [Mpc]

15 2. 計算手法原始磁場のモデル B \ = B : M3R λ 1 Mpc * b cde I, λ R`a *x B : M3R 1 ng I : b c d{ [Mpc] n h が大きい Þ スケール依存性大カットオフ長も大 (n B = 3 is scale-free) B : M3R が大きい Þ 全体の振幅が大カットオフ長も大 B : M3R = 0.1 ng B \ λ *;.: λ *;.{ λ *:.;

16 2. 計算手法 IGM の熱源としての原始磁場 Ø 双極性散逸磁場を担う荷電粒子と中性粒子の摩擦によって生じる散逸機構加熱率はローレンツ力の大きさに比例 Q B B I Ø オーム散逸 Kolmogorov 的な乱流の小サイズの渦がオーム散逸によって熱化加熱率は磁場のエネルギー密度に比例 Q l B I

17 2. 計算手法温度電離度磁場の強度 Øガスの温度進化 dt 8 dt = ( 宇宙膨張 ) + ( コンプトン ) + ( 磁場の散逸 ) Øガスの電離度の進化 dx r dt = ( 衝突電離 ) + ( 再結合 ) + (CMBによる光電離) Ø 原始磁場のエネルギー d dt B I 8π = ( 宇宙膨張 ) ( 磁場の散逸 ) RECFAST code (astro-ph/ , astro-ph/ , )

18 3. 計算結果本日の内容イントロ 21-cm 線のグローバルシグナルについて原始磁場について計算手法計算結果

19 3. 計算結果 IGM の温度進化 dtˆ Š dt = x r 8ρ Œh σ 1 + x r 3m r c Compton 散乱による効果 + Q + Q l 1.5k h n 原始磁場による加熱 ( 双極性散逸 + オーム散逸 ) T Œh Tˆ Š 2HTˆ Š 宇宙膨張 (+ 電離度と磁場の時間進化 )

20 3. 計算結果原始磁場の新たな制限様々な磁場のモデル B b, n h に対して T 8 の時間進化を計算した 21-cm 線の吸収線条件 T K < T CMB z~17 を満たすように原始磁場の上限を与えた => B : M3R 0.1 ng これまでで最も強い制限

21 まとめ ü21cm 線の観測による原始磁場の制限を行った ü 暗黒時代の IGM の温度進化に磁場が与える影響を見積もった ü 温度電離度磁場のエネルギーを同時に矛盾なく解いた ü 赤方偏移 z~17 の吸収線 => B : M3R < 0.1 ng という制限を得た ( 特に n h < 2 に対してはこれまでで最も強い制限を得た )

22 おわり? ここからはおまけだよ

23 21cm 線の観測でわかること今年 3 月 1 日に EDGES が z~17 の 21cm 吸収線を観測したと発表 * 吸収線 ( 輝線 ) が観測されるということは? δt 1 š œ T 2345 = d( v d ) ªš :d v d, ž T LMB < T 2345 emission T LMB > T 2345 absorption (y R, y は正の係数 ) T LMB = T U2 なら吸収線も輝線も出ない吸収線 ( 輝線 ) の観測 => T LMB > T U2 T LMB < T U2 である *(Bowman et al. 2018, Nature 555, 67)

24 21cm 吸収線と宇宙論吸収線が観測された => T LMB > T U2 であるはず断熱進化なら T LMB 1 + z, T U2 1 + z I for z < 200 IGMのexoticな熱源が制限できる (PBHs, exotic DM, ) ここからは宇宙初期の磁場 ( 原始磁場 ) の制限をする u 原始磁場とは何か?Motivationは? uどこまでわかっている ( いた ) のか? u 熱源としてのふるまい?

25 Magnetic reheating PMFs dissipate due to the radiative viscosity in the early universe => increasing the energy density of CMB photons üobservational constraint on baryon-to-photon ratio ( ) η LMB = 1 3 Δ ρ D, with Δ ρ D < *I η BB± 4 ρ D ρ D Finally they put an upper limit on PMFs as log B : M3R 1 ng 11 6n h Saga et al. ( )

26 2. Calculation Methods Ambipolar Diffusion For weakly ionized plasma, charged particles feel F ¹5aº = B B x¼, and F ½ U = ξ ρ 5 ρ 4 v 5 v 4 By assuming total force to be zero, F ¹5aº + F ½ U = 0, v 4 v 5 = F ¹5aº ξρ 5 ρ 4 = F ¹5aº ξρ V I Heating rate for ambipolar diffusion is Q = F ½ U À v 4 v 5 = ξ = Â v *v œ Ã Ä dã Å 1 x r 1 x r B B I 16π I ξρ V I : drag coefficient [cm 3 /g/s] 1 x r x r x r : ionization fraction (Shu 1992, Gas Dynamics )

27 Stochastic PMF Formulation Assumptions ustatistically homogeneous and isotropic field uno helicity, no electric field from induction equation B Æ k B È k = 2π e 2 δ k k δ ÆÈ kê Æ kê È P h k We define PMF strength smoothed on λ with P h k = A h k b c as PMF power spectrum B \ I = 0 Ñ B I \ m e *ÏÐ \ Ð P h k de k 2π e ; Gaussian window function I = B : M3R normalizing amplitude λ 1 Mpc * b c de for λ < λ R`a for λ λ R`a scale dependence B : M3R, n h determine the statistical property of PMFs. cut-off length

28 温度電離度磁場の強度 ØKinetic temperature of IGM gas dt 8 dt = 2HT 8 + x r 8ρ LMB σ l 1 + x r 3m r c ØIonization fraction of IGM gas dx r dt = γ rn V x r + α r n V x r I + β r 1 x r exp 3E 4 5 4k B T LMB ØEnergy density of the PMFs d dt B I 8π = 4H B I 8π T LMB T 8 + Q + Q l 1.5k B n V 1 + K Λn V (1 x r ) 1 + K (Λ + β r ) n V (1 x r ) (Q + Q l) RECFAST code (astro-ph/ , astro-ph/ , )

観測的宇宙論WS2013.pptx

観測的宇宙論WS2013.pptx ì コンテンツイントロダクション球対称崩壊モデルビリアル平衡結果まとめイントロダクション宇宙磁場銀河や銀河団など様々なスケールで磁場が存在起源や進化について未だに謎が多い宇宙の構造形成に影響 P(k)[h -3 Mpc 3 ] 10 6 10 5 10 4 10 3 10 10 1 10 0 10-1 10-10 -3 10-4 10-4 10-3 10-10 -1 10 0 10