逆Gertsenshtein效应作为高频引力波的探针

我们应用逆Gertsenshtein效应，即磁场中引力子-光子转换，来约束高频引力波（HFGWs）。利用现有的天体物理测量，我们计算了16个不同频段上引力波能量密度$\Omega_{\rm GW}$的上限。考虑到星系团观测到的磁场强度$B\sim\mu{\rm G}$在$\mathcal{O}(10)\,{\rm kpc}$尺度上相关，我们利用阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）的温度测量，估计$\mathcal{O}(10^2)\,{\rm GHz}$频段的高频引力波约束为$\Omega_{\rm GW}\lesssim10^{16}$。类似地，通过假设均匀磁场强度$B\sim0.1\,{\rm nG}$，并用引力子诱导的光子饱和射电望远镜（如探测全球再电离信号实验（EDGES）、低频阵列（LOFAR）和默奇森宽场阵列（MWA）以及气球载第二代宇宙学、天体物理学和漫射辐射绝对辐射计（ARCADE2））报告的超出宇宙微波背景（CMB）的过剩信号，我们保守地得到$\mathcal{O}(10^2)\,{\rm MHz}$（$\mathcal{O}(10)\,{\rm GHz}$）频段的约束为$\Omega_{\rm GW}\lesssim10^{13} (10^{11})$。即将建成的平方公里阵列（SKA）可以将这些约束收紧约10个数量级，这将更接近达到临界值$\Omega_{\rm GW} = 1$或大爆炸核合成（BBN）界限$\Omega_{\rm GW}\simeq1.2\times10^{-6}$。我们指出了未来改进SKA预测的方向，并估计需要达到$\mathcal{O}(10^{0-2})\,{\rm nK}$水平的CMB测量（如原始暴胀探测器（PIXIE）和Voyage 2050）才能切实探测到高频引力波的随机背景。