Intergalac*c magne*c fields Andrii Neronov University of - PowerPoint PPT Presentation

Intergalac*c ¡magne*c ¡fields ¡ ¡ Andrii ¡Neronov ¡ University ¡of ¡Geneva ¡ Off-­‑the-­‑Beaten-­‑Track ¡Dark ¡Ma9er ¡and ¡Astrophysical ¡Probes ¡of ¡Fundamental ¡Physics, ¡Trieste ¡April ¡13-­‑17, ¡2015 ¡

Overview ¡ ¡ Introduciton ¡/ ¡mo7va7ons ¡ Characteriza7on ¡of ¡IGMF ¡ Sources ¡of ¡IGMF ¡ Observa7onal ¡constraints ¡on ¡IGMF ¡ Summary ¡

Mo*va*on ¡ ¡

Galac*c ¡vs. ¡intergalac*c ¡magne*c ¡fields ¡ Magne7c ¡fields ¡in ¡galaxies ¡are ¡generated ¡via ¡MHD ¡ ¡M51 ¡galaxy, ¡Fletcher ¡et ¡al. ¡‘10 ¡ dynamo ¡mechanism. ¡ The ¡MHD ¡equa7ons ¡for ¡the ¡dynamo ¡ac7on ¡do ¡not ¡ explicitly ¡include ¡source ¡term: ¡ ¡ Viscosity ¡dumps ¡mo7ons ¡on ¡small ¡scales ¡ ¡ Plasma ¡mo7ons ¡develop ¡turbulence ¡ ¡ ! ! ! " ! " ! " ! ! ⎛ ⎞ ρ ∂ v ¡ ∂ t + ( v ∇ ) v ⎟ + B × ( ∇ × B ) = −∇ P + ρ g + κ ∇ 2 v ⎜ ¡ ⎝ ⎠ ¡ " ! Magne7c ¡fields ¡produce ¡ ¡ ! " ! ∂ B ¡ ) + 1 back-­‑reac7on ¡on ¡plasma ¡mo7ons ¡ ∂ t = ∇ × ( v × B σ ∇ 2 B ¡ ¡ Ohmic ¡dissipaiton ¡dupms ¡ ¡ ¡ Plasma ¡mo7ons ¡amplify ¡pre-­‑exis7ng ¡ ¡ B ¡on ¡small ¡scales ¡ weak ¡magne7c ¡fields ¡ ¡ ¡ Exponen7al ¡amplifica7on ¡of ¡magne7c ¡field ¡in ¡the ¡ presence ¡of ¡plasma ¡mo7ons ¡works ¡on ¡the ¡eddy ¡ turnover ¡7me ¡scale ¡ ¡ − 1 ⎡ ⎤ ⎡ ⎤ t ~ L L v v ! 10 8 ¡ ⎥ yr ⎢ ⎢ ⎥ ⎣ ⎦ 10 2 km/s ⎣ ⎦ 10 kpc ¡ and ¡is ¡able ¡to ¡amplify ¡galac7c ¡magne7c ¡field ¡from, ¡ e.g. ¡ 10 -20 G up ¡to ¡ 10 μ G in ¡some ¡ 35 ¡e-­‑folding ¡7me, ¡ i.e. ¡on ¡several ¡Gyr ¡7me ¡scales ¡. ¡

Galac*c ¡vs. ¡intergalac*c ¡magne*c ¡fields ¡ Magne7c ¡fields ¡in ¡galaxies ¡are ¡generated ¡via ¡MHD ¡ ¡M51 ¡galaxy, ¡Fletcher ¡et ¡al. ¡‘10 ¡ The ¡“seed” ¡field ¡for ¡the ¡Galac*c ¡ dynamo ¡mechanism. ¡ dynamos ¡should ¡have ¡pre-­‑ The ¡MHD ¡equa7ons ¡for ¡the ¡dynamo ¡ac7on ¡do ¡not ¡ existed ¡the ¡galaxies. ¡ explicitly ¡include ¡source ¡term: ¡ ¡ ¡ ¡ It ¡could ¡possibly ¡be ¡found ¡in ¡its ¡ ¡ ! ! ! " ! " ! " ! ! ⎛ ⎞ ρ ∂ v ¡ ini*al ¡form ¡in ¡the ¡intergalac*c ¡ ∂ t + ( v ∇ ) v ⎟ + B × ( ∇ × B ) = −∇ P + ρ g + κ ∇ 2 v ⎜ ¡ ⎝ ⎠ medium. ¡ ¡ " ! ! " ! ∂ B ¡ ) + 1 ∂ t = ∇ × ( v × B σ ∇ 2 B ¡ ¡ ¡ ¡ Exponen7al ¡amplifica7on ¡of ¡magne7c ¡field ¡in ¡the ¡ presence ¡of ¡plasma ¡mo7ons ¡works ¡on ¡the ¡eddy ¡ turnover ¡7me ¡scale ¡ ¡ − 1 ⎡ ⎤ ⎡ ⎤ t ~ L L v v ! 10 8 ¡ ⎥ yr ⎢ ⎢ ⎥ ⎣ ⎦ 10 2 km/s ⎣ ⎦ 10 kpc ¡ and ¡is ¡able ¡to ¡amplify ¡galac7c ¡magne7c ¡field ¡from, ¡ e.g. ¡ 10 -20 G up ¡to ¡ 10 μ G in ¡some ¡ 35 ¡e-­‑folding ¡7me, ¡ i.e. ¡on ¡several ¡Gyr ¡7me ¡scales. ¡

Magne*c ¡fields ¡in ¡the ¡Early ¡Universe? ¡ ¡ Early ¡Universe ¡was ¡also ¡filled ¡with ¡high ¡conduc7vity ¡ charged ¡plasma. ¡It ¡might ¡have ¡also ¡possessed ¡ magne7c ¡field ¡which ¡was ¡in ¡a ¡dynamical ¡co-­‑ evolu7on ¡with ¡expanding ¡maWer. ¡ ¡ Was ¡magne7c ¡field ¡generated ¡in ¡the ¡Early ¡ Universe? ¡How? ¡ If ¡yes, ¡did ¡it ¡play ¡a ¡significant ¡role ¡in ¡physical ¡ processes ¡(e.g. ¡expanding ¡plasma ¡dynamics)? ¡ Are ¡there ¡any ¡observable ¡consequences ¡of ¡the ¡ presence ¡of ¡magne7c ¡field ¡in ¡the ¡Early ¡ Universe? ¡ Are ¡they ¡related ¡to ¡the ¡observed ¡magne7c ¡ fields ¡in ¡astronomical ¡objects? ¡ Off-­‑the-­‑Beaten-­‑Track ¡Dark ¡Ma9er ¡and ¡Astrophysical ¡Probes ¡of ¡Fundamental ¡Physics, ¡Trieste ¡April ¡13-­‑17, ¡2015 ¡

Fundamental ¡physics ¡probe(s) ¡ ¡ Non-­‑negligible ¡IGMF ¡spread ¡over ¡cosmological ¡ distance ¡scales ¡could ¡be ¡considered ¡in ¡the ¡ framework ¡of ¡ ¡the ¡use ¡of ¡the ¡Universe ¡as ¡a ¡ fundamental ¡physics ¡laboratory. ¡ ¡ An ¡example ¡is ¡given ¡by ¡the ¡possible ¡effect ¡of ¡photon-­‑ axion-­‑like-­‑par7cle ¡conversion ¡and ¡its ¡observa7on ¡in ¡ the ¡spectra ¡of ¡distant ¡very-­‑high-­‑energy ¡emi_ng ¡ blazars. ¡ photon ¡ IGMF ¡ ALP ¡ photon ¡ e.g. ¡Roncadelli, ¡de ¡Angelis, ¡Bignami ¡arXiv:1503.0443 ¡

(G)astrophysical ¡probe(s) ¡ The ¡process ¡of ¡“return” ¡of ¡magne7c ¡fields ¡with ¡ baryon ¡loaded ¡plasma ¡into ¡intergalac7c ¡medium ¡is ¡a ¡ part ¡of ¡more ¡general ¡process ¡of ¡baryonic ¡feedback ¡ during ¡ ¡structure ¡forma7on. ¡ ¡ Measurement ¡of ¡IGMF ¡proper7es ¡(strength, ¡distance ¡ scales) ¡could ¡provide ¡useful ¡constraints ¡on ¡the ¡ feedback. ¡ ¡ Turbulence ¡/ ¡dynamo ¡in ¡galaxies ¡drives ¡magne7c ¡ field ¡energy ¡density ¡in ¡equipar77on ¡with ¡the ¡energy ¡ density ¡of ¡turbulent ¡mo7ons ¡ 2 eV U B ~ U turb ! m p nv 2 ¡ ⎡ ⎤ ⎡ ⎤ n v ! 0.3 ⎢ ⎥ ⎢ ⎥ ¡ 1 cm − 3 ⎣ ⎦ ⎣ ⎦ cm 3 2 10 km/s ¡ Supernova ¡(AGN) ¡driven ¡turbulence ¡also ¡results ¡in ¡ produc7on ¡of ¡galac7c ¡winds ¡which ¡return ¡baryons ¡ into ¡the ¡intergalac7c ¡medium. ¡ ¡ ¡ Tracing ¡the ¡IGMF ¡spread ¡by ¡galac7c ¡winds ¡provides ¡a ¡ possibility ¡to ¡trace ¡the ¡baryonic ¡feedback ¡on ¡ structure ¡forma7on. ¡ ¡

IGMF ¡characteris*cs ¡ ¡

IGMF ¡characteris*cs ¡ ¡ Log(strength) ¡ Ini7al ¡genera7on ¡process ¡generates ¡magne7c ¡ field ¡on ¡a ¡characteris7c ¡length ¡scale ¡ … ¡or ¡on ¡a ¡range ¡of ¡length ¡scales ¡ up ¡to ¡a ¡maximal ¡“integral” ¡scale ¡ … ¡the ¡field ¡averaged ¡over ¡larger ¡ scales ¡typically ¡decreases ¡ … ¡down ¡to ¡a ¡minimal ¡ “damping” ¡scale ¡ The ¡magne7c ¡field ¡at ¡any ¡moment ¡of ¡7me ¡is ¡ characterized ¡its ¡power ¡spectrum ¡ P B ( k ) . ¡It ¡is ¡typically ¡a ¡ broken ¡/ ¡cutoff ¡powerlaw ¡with ¡features ¡at ¡characteris7c ¡ integral ¡/ ¡damping ¡wavenumber ¡/ ¡distance ¡scales. ¡The ¡ overall ¡field ¡energy ¡density ¡is ¡expressed ¡through ¡the ¡ power ¡spectrum: ¡ ¡ ¡ 1 dk ∫ ρ B = Log(Length ¡scale) ¡ k k 3 P B ( k ) ¡ 2 π 2

IGMF ¡characteris*cs ¡ ¡ Log(strength) ¡ The ¡most ¡basic ¡measurable ¡parameters ¡of ¡IGMF ¡are ¡its ¡ strength ¡and ¡correla7on ¡length. ¡ ¡ ¡ These ¡parameters ¡are ¡also ¡the ¡most ¡easily ¡es7mated ¡ Log(Length ¡scale) ¡ parameters ¡of ¡theore7cal ¡models ¡of ¡IGMF. ¡ ¡

IGMF ¡characteris*cs ¡ ¡ Log(strength) ¡ Log(Comoving ¡strength) ¡ 7me ¡ In ¡general, ¡both ¡the ¡strength ¡and ¡correla7on ¡length ¡ evolve ¡with ¡7me. ¡ ¡ ¡ The ¡simplest ¡type ¡of ¡evolu7on ¡is ¡the ¡“dilu7on” ¡of ¡IGMF ¡ strength ¡by ¡the ¡cosmological ¡expansion: ¡ ¡ ¡ ρ B ∝ B 2 ∝ a − 4 ; B = B comoving ¡ a 2 ¡ Log(Comoving ¡length) ¡ Log(Length ¡scale) ¡