CMB 관측의 미래 : 초기 우주에 대한 지식은 어떻게 변할 것인가?

플랑크 위성이 되게하고 전체 하늘을 통해 우주 마이크로파 배경 (CMB)에서 온도 변화를 측정하기위한 궁극적 인 실험으로 오랫동안 기다려온되었습니다.

여전히 대답이 필요하고 Planck이 명확하게 설명하는 데 도움이 될 수있는 가장 큰 질문 중 하나는 우주의 첫 번째 단계, 특히라는 시대의 역학 및 추진 메커니즘에 관한 것입니다 inflation.

고맙게도 소규모로 개선 할 여지가 있습니다. 즉, 매우 높은 해상도로 관찰 된 작은 하늘 조각, 더 중요하게는 CMB의 편광을 측정하는 실험이 중요합니다. 나는 앞으로 몇 년 동안 대부분 지상과 풍선에서 나온 많은 편광 실험이 계획되어 있다는 것을 알고 있습니다 (위성에 대해서는 잘 모르겠습니다).

확실히 이러한 결과 중 일부는 가능한 인플레이션 시나리오 중 일부를 배제 할 것입니다.

"인플레이션이 이런 식으로 일어났다"고 말할 수 있을까요?

이것은 좋은 질문입니다. 나는 사람들이 우주 전자 레인지 배경을 사용하여 축소 할 수 있기를 원한다는 인플레이션에 대한 두 가지 큰 사실을 알고 있습니다.

첫 번째는 E- 및 B- 모드로 알려진 것을 말하며 cmb 방사선 모드에 대한 말림 및 발산이없는 구성 요소입니다.

기본적 으로 원시 중력파로부터 대규모 가우시안 B 모드를 측정 하면 인플레이션의 에너지 규모를 제한하는 데 도움이됩니다. 또한 대부분의 ekpyrotic 및 pure curvaton / inhomogeneous reheating 모델 (동일한 소스) 을 배제 할 수 있습니다 .

사람들이보고있는 다른 것은 cmb에 존재하는 가우시안 변동에 대한 2 차 수정 인 원시 비 가우시안에 대한 아이디어입니다 ( 리뷰 기사 ; 초기 플랑크 결과 ). (가우시안 편차) 이라는 매개 변수를 측정하는 것은 현재와 미래의 연구에서 상당히 중요한 부분이며 다양한 인플레이션 모델을 배제하는 데 도움이 될 것입니다. 이 매개 변수는 다음과 같이 정의됩니다.$f_{nl}$$f_{nl}$

이 경우 CMB 온도 맵 의 다중 극 계수 는 로 쓸 수 있습니다. 여기서 는 가우스 기여이며 는 비 가우시안 기여입니다.$a_{lm}$

$$a_{lm} = a_{lm}^{(G)} + f_{nl} a_{lm}^{(NG)}$$ $a_{lm}^{(G)}$$a_{lm}^{(NG)}$