Campos Magnéticos Primordiales

Índice - Introducción - Mecanismos de generación y amplificación - Observaciones de campos magnéticos en el universo - Cotas observacionales a los campos magnéticos cosmológicos - Generación de campos magnéticos primordiales - Aplicaciones en el universo temprano

Introducción Se han observado campos magnéticos galácticos y extragalácticos No hay detecciones de campos magnéticos puramente cósmicos (que no estén asociados a estructuras ligadas gravitacionalmente o en colapso gravitacional)

Introducción La generación de los campos magnéticos observados en el Universo requiere de dos ingredientes: la generación de las semillas: astrofísica (protogaláctica) o primordial - un mecanismo de amplificación de su amplitud (campos observados) y su escala (campos primordiales)

Mecanismos de generación y amplificación Los mecanismos astrofísicos explotan la diferencia de movilidad entre electrones y iones, para la separación de cargas y efectos de dinámica de gases para generar vorticidad: situaciones en que los gradientes de velocidad y de presión no son colineales.

Mecanismos de generación y amplificación Los mecanismos de sostenimiento de los campos y amplificación de la intensidad: colapso gravitacional efecto dinamo: nuevos campos son regenerados continuamente por la acción combinada de la rotación diferencial y la turbulencia helicoidal

Widrow (2004)

Mecanismos de generación y amplificación Mecanismos de amplificación de escala: - Turbulencia MHD: fluido conductor desarrolla turbulencia magnética  equipartición de la energía cinética del flujo turbulento a energía magnética (si dispone de suficiente tiempo), a escalas de los vórtices - Reconexión de las líneas magnéticas

Mecanismos de generación y amplificación Cascada inversa: las estructuras magnéticas coalescen y emergen gradualmente estructuras de mayor escala (en simulaciones MHD: términos no lineales que generan interacciones entre modos). Requiere introducir una sustancial helicidad magnética, para lo cual no tenemos un mecanismo convincente

Observaciones de campos magnéticos en el universo Observación por emisión sincrotrónica, rotación de Faraday, efecto Zeeman galaxias espirales: campos magnéticos de hasta , con longitudes de coherencia de la dimensión del disco visible y configuraciones de menor escala, con simetrías tanto respecto al eje de rotación, como al plano ecuatorial

Observaciones de campos magnéticos en el universo Campos de algunos son comunes en las galaxias elípticas, pero con orientaciones al azar y típicamente restringidos a una escala mucho más pequeña que la galáctica; también se han observado en galaxias irregulares

Observaciones de campos magnéticos en el universo Campos de también han sido observados en el medio intracúmulo en algunos cúmulos ricos, con escalas del orden de las galaxias del cúmulo Hay evidencias de campos magnéticos en galaxias espirales de alto corrimiento al rojo ( ) y en radio galaxias a . También parecen manifestarse en sistemas Lyman , de corrimientos cosmológicos.

Cotas observacionales a los campos magnéticos cosmológicos Radiación cósmica de fondo: Campos magnéticos presentes en el desacoplamiento y homogéneos a escalas del horizonte a ese tiempo originarían una diferente tasa de expansión en diferentes direcciones

Cotas observacionales a los campos magnéticos cosmológicos Se estimó: , escalado a hoy en día, usando los resultados de COBE y suponiendo que toda la anisotropía observada es debida a efectos magnéticos Para campos de menores escalas, se encuentran cotas menos severas ( ) (límite de escalas: amortiguamiento de Silk)

Cotas observacionales a los campos magnéticos cosmológicos Distorsiones de los picos Doppler podrían ser observables por campos inhomogéneos, pues las ondas magnetosónicas afectan velocidades de bariones y fotones Mediciones de (des)polarización pueden aportar mayor información  Planck

Cotas observacionales a los campos magnéticos cosmológicos Nucleosíntesis: las reacciones nucleares cambian en presencia de campos magnéticos (aumenta la tasa de decaimiento de los neutrones, decrece su número y por lo tanto la cantidad de )

Cotas observacionales a los campos magnéticos cosmológicos La densidad en energía magnética aumenta la tasa de expansión (disminuye el tiempo del proceso y por lo tanto el tiempo disponible para el decaimiento de los neutrones, aumenta el ) Haciendo el balance se obtiene , hoy en día.

Generación de campos magnéticos primordiales Inflación: fluctuaciones cuánticas excitan los modos de todos los campos ligeros a escalas La expansión inflacionaria estira estas longitudes de onda a escalas ; fuera del horizonte, las fluctuaciones se “congelan” (expansión super adiabática) Durante la inflación el universo no es buen conductor  el flujo magnético no se conserva

Generación de campos magnéticos primordiales El problema es la preservación: después del recalentamiento, el universo es un buen conductor y el flujo magnético se conserva: Puesto que los campos magnéticos están conformemente acoplados a la gravedad:

Generación de campos magnéticos primordiales Mecanismos de rompimiento de invariancia conforme: Masa y acoplamientos: con la curvatura (en las combinaciones invariantes) ; pero esto le da masa al fotón; ;

Generación de campos magnéticos primordiales Con inflatón o dilatón ; Campo escalar cargado Anomalía QED (diagrama de triángulo con loop de electrón), pero efecto muy pequeño Condensado de campo escalar ligero 

Generación de campos magnéticos primordiales Transiciones de fase cosmológicas (EW,QCD) Reúnen las condiciones para producir las semillas de los campos y generar turbulencia Una transición de fase típicamente implica cambios fundamentales en la naturaleza de partículas y campos y la liberación de energía libre en periodos cortos de tiempo

Generación de campos magnéticos primordiales Semillas: - fluctuaciones térmicas, - separaciones locales de cargas y generación de vorticidad  corrientes locales, - gradientes del parámetro de orden, que actúan como fuente para campos de norma

Generación de campos magnéticos primordiales Transiciones de fase de primer orden: nucleación, expansión y eventual percolación de burbujas de la nueva fase en el sustrato de la vieja fase

Generación de campos magnéticos primordiales Separaciones de carga: gradientes de número bariónico en las fronteras de las fases; el valor de expectación del Higgs y por lo tanto las masas de las partículas van variando a lo largo de la pared de la burbuja. Al adquirir masa, las partículas se topan con una barrera de potencial. Frentes de choque que acompañan la expansión de las burbujas, con fuertes gradientes de presión, afectan de manera diferente los bariones que los leptones;

Generación de campos magnéticos primordiales Fuente de campos de norma: La fase del parámetro de orden (campo Higgs en EWPT) no está correlacionada entre las diferentes burbujas; a través del término , funge como un término de fuente. *La fase no es una cantidad invariante de norma, pero se puede definir una diferencia de fases que lo sea. La fase no es una cantidad invariante de norma, pero se puede definir una diferencia de fases que lo sea.

Generación de campos magnéticos primordiales Aún en transiciones de fase de segundo orden, se puede obtener un término de fuente, puesto que varía a escalas de su longitud de correlación

Generación de campos magnéticos primordiales Amplificación: En choques de las paredes de diferentes burbujas, y en menor medida, en los frentes de choque, se desarrollan condiciones de turbulencia La escala de la región de coherencia del campo puede llegar al tamaño de la burbuja ( ; con )

Generación de campos magnéticos primordiales Amplificación a escalas mayores: Reconexión de las líneas; cascada inversa

Aplicaciones en el universo temprano Los campos magnéticos pueden tener influencia en diferentes aspectos del Universo temprano, en particular en las transiciones de fase y en el proceso de bariogénesis

Aplicaciones en el universo temprano Se ha estimado que la transición de fase electrodébil es de primer orden, aunque no lo suficiente como para cumplir las condiciones necesarias para que la eventual asimetría bariónica generada a través de los procesos esfalerónicos se conserve. Un campo (hiper)magnético vuelve la transición más fuertemente de primer orden

Potencial efectivo en la EWPT, sin campo (línea roja) y con dos valores para el campo, dentro del límite de campo débil A. Sánchez, A Ayala y G.P., Phys. Rev D 75 (2007).

Aplicaciones en el universo temprano Por otro lado, el distinto acoplamiento de los modos fermiónicos izquierdos y derechos antes de la TF (a través de dos valores distintos de la hipercarga) permite generar una asimetría axial entre las dos fases, que se traducirá en una violación de CP en el sector de verdadero vacío

Aplicaciones en el universo temprano Inflación: Si los campos magnéticos son generados en la transición de fase inflacionaria, ¿cuál es el efecto que tienen sobre de ésta y el espectro de fluctuaciones?