Inflationsskala über CMB-Polarisation

Ich werde versuchen, die wichtigsten Punkte zu treffen, aber für Details müssen Sie etwas länger als diesen Beitrag lesen. Ich denke, ich würde mit den verschiedenen Tutorials auf der Website von Wayne Hu beginnen . Der Weiss-Bericht , der den Fall für die Suche darlegt$B$Modi, könnte auch ein guter Ort sein, um nachzusehen.

Das allgemeine Bild: (Vielleicht kennen Sie das bereits, in diesem Fall überspringen.)

Sowohl die Temperaturanisotropie als auch die Polarisation werden durch Inhomogenitäten in entweder der Materieverteilung oder der Raumzeitgeometrie verursacht. Diese Inhomogenitäten können in Skalar-, Vektor- und Tensorstörungen eingeteilt werden. Diese Kategorisierung bezieht sich im Wesentlichen auf die Art und Weise, wie sich die Störung unter Rotationen transformiert: Skalare sind invariant, Vektoren transformieren sich mit Spin 1, Tensoren transformieren sich mit Spin 2.

Die vorherrschende Art von Störungen sind Skalare, insbesondere "gewöhnliche" Dichtestörungen und die daraus resultierenden Gravitationspotentialstörungen. Diese tragen sowohl zur Temperaturanisotropie als auch zur Temperatur bei$E$-Typ Polarisation, aber nicht zu$B$-Typ Polarisation. Der Grund ist im Wesentlichen ein Symmetrie-Argument.$B$-Typ-Polarisation kann von Pseudoskalaren stammen, aber nicht von Skalaren - das heißt, jeder Prozess, der unter Reflexionen invariant ist, kann nicht als Quelle von dienen$B$Polarisation.

Um genau zu sein, gilt obiges für die lineare Ordnung in der Störungstheorie. Bei höherer Bestellung können Sie bekommen$B$-Typ Polarisation von skalaren Störungen. Das ist die Quelle des Gravitationslinsensignals, auf das Sie sich beziehen. Der$B$Moden, die durch Gravitationslinsen erzeugt werden, resultieren aus$E$Moden (erzeugt durch den "üblichen" Prozess), die mit anderen Inhomogenitäten entlang der Sichtlinie interagieren.

Tensor-Störungen (vielleicht genauer als Spin-2-Störungen bezeichnet) können Temperaturanisotropie verursachen und tun dies auch.$E$-Typ Polarisation und$B$-Typ Polarisation. Die Art von Tensorstörungen, die am wahrscheinlichsten in unserem Universum zu finden sind, sind solche, die aus einem Hintergrund von Gravitationswellen entstehen. Ein solcher Hintergrund muss einen geringeren Beitrag leisten als skalare Störungen – wenn er ein vergleichbar großes Signal erzeugen würde, hätten wir es schon gesehen. Das bedeutet, dass die Suche nach diesem Signal entweder in Temperaturanisotropie oder$E$-artige Polarisierung wird wahrscheinlich unmöglich sein: Es wird keine gute Möglichkeit geben, den kleinen Beitrag vom großen zu trennen. Aber da Skalare nicht produzieren$B$-Typ Polarisation, die$B$Modi sind ein "sauberer" Kanal, der bei der Suche nach diesen Gravitationswellen verwendet werden kann.

Warum verursachen Gravitationswellen B-Moden?

Die beste Ausstellung, die ich dazu gesehen habe, ist die von Wayne Hu . Die große Idee ist, dass alles, was sich wie ein Skalar transformiert, nicht mit einem Pseudoskalar koppeln kann. Da Gravitationswellen Spin-2 sind, können sie das. Eine Möglichkeit, darüber nachzudenken, ist, dass Gravitationswellen rechts- oder linkszirkular polarisiert sein können. Im Durchschnitt erwarten Sie, dass beide Polarisierungen gleich stark sind, aber an einem bestimmten Punkt können Sie zufällig sehen, dass eine die andere dominiert. Das heißt, Sie können an jeder Stelle "Händigkeit" sehen. Diese Händigkeit ist das, was Sie bekommen müssen$B$Modi. Genauer gesagt, Sie können an alles im Fourier-Raum denken und jeweils einen Fourier-Modus betrachten. Bei skalaren Störungen hat jeder Fourier-Modus eine azimutale Symmetrie um die Richtung des Wellenvektors, aber bei Tensor-Modi nicht unbedingt. Dieser zusätzliche Freiheitsgrad macht es mathematisch möglich, zu begeistern$B$Modi.

Wenn das verwirrend ist, sehen Sie sich Waynes Bilder an.

Gravitationswellen durch Inflation:

Während der Inflation wird die Energie im Universum von einem Skalarfeld dominiert, das als Inflation bekannt ist. Am Ende der Inflation zerfällt die Inflation in „normale“ Materie. Die Dichtestörungen im Universum sind auf Quantenfluktuationen der Inflation zurückzuführen, die während der Inflation festgelegt wurden.

Gleichzeitig sollte der Theorie zufolge die Raumzeitmetrik selbst Quantenfluktuationen unterliegen. Auch diese Schwankungen werden als klassische Störungen nach dem Inflationsende „eingefroren“. Sie breiten sich (zumindest teilweise) als Gravitationswellen aus. Diese Gravitationswellen sind die Quelle der$B$-Typ Polarisierung, nach der die Menschen suchen.

Es stellt sich heraus, dass beim Lösen der Gleichungen für die Quantenfluktuationen der Inflation die Amplitude von Dingen wie der Geschwindigkeit abhängt, mit der sich das Feld ändert, aber die Amplitude der metrischen Störungen (die die Gravitationswellen hervorrufen) hängt davon ab nur auf der damaligen Energieskala. Die Messung der Amplitude von Dichtestörungen sagt Ihnen also etwas Kompliziertes über die Dynamik des Inflationsfeldes, aber die Messung der Amplitude von Gravitationswellen sagt Ihnen etwas relativ Einfaches über die Energieskala der Inflation.

Die Hauptvorhersage eines bestimmten Inflationsszenarios ist eine Reihe von Winkelleistungsspektren, was im Wesentlichen die Temperaturamplituden bedeutet.$E$, Und$B$Moden als Funktion der Wellenzahl im Fourier-Raum (ein bisschen präziser Multipol der sphärischen Harmonischen). Siehe beispielsweise Abbildung 2.2 des Weiss-Berichts . Die vorhergesagte Amplitude der$B$Signal, insbesondere auf großen Winkelskalen, hängt im Wesentlichen nur von der Energieskala der Inflation ab. Auf kleinen Skalen (hohe Wellenzahlen / Multipole) die dominante Ursache für$B$Modi ist das Gravitationslinsensignal, das an sich interessant ist, aber nichts über die Inflation aussagt.

Kann$B$-Modi verwendet werden, um die Inflation zu überprüfen?

Ich sage ja dazu. Die bloße Anwesenheit von$B$Modi ist nicht unbedingt ein Beweis für Inflation: Sie können sich andere Mechanismen vorstellen, die sie hervorrufen könnten. Aber Inflationsszenarien sagen die Form der$B$Modus Leistungsspektrum. Wenn wir beobachten$B$Moden, deren Leistungsspektrum dieser Vorhersage entspricht, ist dies ein starker Beweis für die Unterstützung der Theorie.

Leider ein Fehler zu erkennen$B$Modi verfälschen die Inflation nicht. Die Amplitude des Signals hängt von der Energieskala der Inflation ab, und es ist einfach, Inflationsmodelle zu konstruieren, bei denen diese Amplitude nicht nachweisbar niedrig ist. Also Fehlerkennung$B$Modi würden einen Teil des Parameterraums für Inflationsmodelle ausschließen, aber nicht den gesamten Parameterraum.