Escala de inflación a través de polarización CMB

Intentaré llegar a los puntos principales, pero para obtener más detalles, debe leer algo más extenso que esta publicación. Creo que comenzaría con los diversos tutoriales en el sitio web de Wayne Hu . El informe Weiss , que expone el caso de la búsqueda de$B$modos, también podría ser un buen lugar para buscar.

La imagen general: (Es posible que ya sepa esto, en cuyo caso, salte adelante).

Tanto la anisotropía como la polarización de la temperatura provienen de falta de homogeneidad en la distribución de la materia o en la geometría del espacio-tiempo. Estas faltas de homogeneidad se pueden clasificar en perturbaciones escalares, vectoriales y tensoriales. Esta categorización se refiere esencialmente a la forma en que la perturbación se transforma bajo rotaciones: los escalares son invariantes, los vectores se transforman con giro 1, los tensores se transforman con giro 2.

El tipo dominante de perturbaciones son los escalares, especialmente las perturbaciones de densidad "ordinarias" y las perturbaciones de potencial gravitatorio que surgen de ellas. Estos contribuyen tanto a la anisotropía de temperatura como a la$E$-tipo polarización, pero no para$B$-tipo polarización. La razón es esencialmente un argumento de simetría.$B$La polarización de tipo puede provenir de pseudoescalares pero no de escalares, es decir, cualquier proceso que sea invariante bajo reflejos no puede actuar como una fuente de$B$polarización.

Para ser precisos, lo anterior es cierto para el orden lineal en la teoría de perturbaciones. En orden superior, puede obtener$B$polarización de tipo a partir de perturbaciones escalares. Esa es la fuente de la señal de lente gravitacional a la que te refieres. El$B$Los modos producidos por lentes gravitacionales resultan de$E$modos (producidos por el proceso "habitual") que interactúan con otras faltas de homogeneidad a lo largo de la línea de visión.

Las perturbaciones del tensor (quizás llamadas perturbaciones de espín-2 con mayor precisión) pueden y causan anisotropía de temperatura,$E$-tipo polarización, y$B$-tipo polarización. El tipo de perturbaciones de tensor que es más probable que se encuentren en nuestro Universo son las que surgen de un fondo de ondas gravitacionales. Tal fondo debe producir una contribución menor que las perturbaciones escalares: si produjera una señal que fuera comparablemente grande, ya la habríamos visto. Eso significa que buscar esta señal en anisotropía de temperatura o$E$-la polarización de tipo probablemente será imposible: no habrá una buena forma de separar la pequeña contribución de la grande. Pero como los escalares no producen$B$-tipo polarización, la$B$Los modos son un canal "limpio" para usar en la búsqueda de estas ondas gravitacionales.

¿Por qué las ondas gravitacionales causan modos B?

La mejor exposición que he visto de esto es la de Wayne Hu . La gran idea es que cualquier cosa que se transforme como un escalar no puede acoplarse a un pseudoescalar. Dado que las ondas gravitacionales son spin-2, pueden hacerlo. Una forma de pensar en esto es que las ondas gravitacionales pueden polarizarse circularmente a la derecha o a la izquierda. En promedio, esperas que ambas polarizaciones sean igualmente fuertes, pero en un momento dado, es posible que veas que una domina sobre la otra, solo por casualidad. Es decir, es posible que vea "partididad" en cualquier lugar dado. Esa destreza es lo que necesitas conseguir$B$modos. Para ser más precisos, puede pensar en todo en el espacio de Fourier y considerar un modo de Fourier a la vez. Para las perturbaciones escalares, cada modo de Fourier tendrá simetría azimutal sobre la dirección del vector de onda, pero no necesariamente para los modos tensoriales. Ese grado adicional de libertad hace matemáticamente posible excitar$B$modos.

Si eso es confuso, mira las fotos de Wayne.

Ondas gravitacionales de la inflación:

Durante la inflación, la energía del Universo está dominada por un campo escalar conocido como inflatón. Al final de la inflación, el inflatón se descompone en materia "ordinaria". Las perturbaciones de densidad en el Universo se deben a fluctuaciones cuánticas del inflatón establecido durante la inflación.

Al mismo tiempo, según la teoría, la propia métrica del espacio-tiempo debería estar experimentando fluctuaciones cuánticas. Estas fluctuaciones también se "congelan" como perturbaciones clásicas después del final de la inflación. Se propagan (en parte, de todos modos) como ondas gravitacionales. Estas ondas gravitacionales son la fuente de la$B$-tipo de polarización que la gente está buscando.

Resulta que, cuando resuelves las ecuaciones para las fluctuaciones cuánticas del inflatón, la amplitud depende de cosas como la velocidad a la que cambia el campo, pero la amplitud de las perturbaciones métricas (que dan lugar a las ondas gravitacionales) depende sólo en la escala de energía en ese momento. Entonces, medir la amplitud de las perturbaciones de densidad te dice algo complicado sobre la dinámica del campo inflatónico, pero medir la amplitud de las ondas gravitacionales te dice algo relativamente simple sobre la escala de energía de la inflación.

La predicción principal de cualquier escenario de inflación específico es un conjunto de espectros de potencia angular, que esencialmente significa las amplitudes de temperatura,$E$, y$B$modos en función del número de onda en el espacio de Fourier (multipolo de armónicos esféricos, para ser un poco más precisos). Véase, por ejemplo, la Figura 2.2 del informe Weiss . La amplitud prevista de la$B$La señal, especialmente en escalas angulares grandes, depende esencialmente solo de la escala de energía de la inflación. En escalas pequeñas (números de onda altos / multipolos), la causa dominante de$B$modos es la señal de lente gravitacional, que es interesante en sí misma pero que no te dice nada sobre la inflación.

Poder$B$-modos ser utilizados para verificar la inflación?

Diré que sí en esto. La mera presencia de$B$modos no es necesariamente una prueba de inflación: puedes imaginar otros mecanismos que podrían producirlos. Pero los escenarios inflacionarios predicen la forma del$B$espectro de potencia modal. si observamos$B$modos cuyo espectro de potencia coincide con esta predicción, esa es una fuerte evidencia en apoyo de la teoría.

Desafortunadamente, una falla en detectar$B$modos no falsea la inflación. La amplitud de la señal depende de la escala de energía de la inflación, y es fácil construir modelos inflacionarios en los que esa amplitud es indetectablemente baja. Así que un fracaso para detectar$B$los modos descartarían parte del espacio de parámetros para los modelos inflacionarios, pero no descartaría todo el espacio de parámetros.