[論文レビュー] Helical Inflation and Cosmic Strings

S.-H. Henry Tye, Sam S. C. Wong|arXiv (Cornell University)|Apr 28, 2014

Cosmology and Gravitation Theories参考文献 22被引用数 18

ひとこと要約

この論文は、アキソン的ポテンシャルの周期性のおかげで、混沌的インフレーションと比較してわずかに小さいテンソル対スカラー比（r）を生成する、弦理論における二アキソン螺旋インフレーションモデルを提案する。このずれはパラメータ𝛵̂ = r + 4(ns − 1) を用いて定量化され、𝛵̂ ≈ −0.03 が可能であることが示され、アキソンインフレーションの特徴的なシグナルを提供する。また、7×10⁻⁹を超える張力を持つ宇宙ひもが生成可能であり、BモードCMB偏光に寄与し、さらなるデータ改善によって検出可能である可能性を示している。

ABSTRACT

Recent BICEP2 detection of low-multipole B-mode polarization anisotropy in the cosmic microwave background radiation supports the inflationary universe scenario and suggests a large inflaton field range. The latter feature can be achieved with axion fields in the framework of string theory. We present such a helical model which naturally becomes a model with a single cosine potential, and which in turn reduces to the (quadratic) chaotic inflation model in the super-Planckian limit. The slightly smaller tensor/scalar ratio $r$ of models of this type provides a signature of the periodic nature of an axion potential. We present a simple way to quantify this distinctive feature. As axions are intimately related to strings/vortices and strings are ubiquitous in string theory, we explore the possibility that cosmic strings may be contributing to the B-mode polarization anisotropy observed.

研究の動機と目的

• BICEP2が観測したテンソル対スカラー比が大きな値（r ≈ 0.2）を示すBモード偏光を説明できる、弦理論で実現可能なインフレーションモデルを開発すること。
• 通常の場の変動範囲Δϕ < Mpl において小さなrに帰着する弦理論的制約と、大きなr値との間にある矛盾を解消すること。
• 近似的なシフト対称性を有するアキソン的ポテンシャルが、有効インフレートン場の範囲を拡張し、周期的ポテンシャルを生成する仕組みを調査すること。
• パラメータ𝛵̂ = r + 4(ns − 1) を用いて、余弦ポテンシャルモデルが2次混沌的インフレーションからどれほどずれているかを定量化し、周期性の影響を測定すること。
• インフレーション中またはその直後に生成される宇宙ひもがBモード偏光に寄与する可能性を評価し、今後のCMBデータで検出可能かどうかを検討すること。

提案手法

• アキソン場のコンパクト性のおかげでインフレーションポテンシャルが余弦関数に簡略化される、超対称理論における二アキソン螺旋モデルを構築する。
• インフレートン場の有効ポテンシャルとダイナミクスを導出し、余弦ポテンシャルが標準的なϕ²混沌的インフレーションモデルと比較してわずかに小さいrをもたらすことを示す。
• 混沌的インフレーションからのずれを定量化するためのパラメータ𝛵̂ = r + 4(ns − 1) を定義し、ϕ²インフレーションでは𝛵̂ = 0、余弦モデルでは𝛵̂ < 0 となることを示す。
• インフレーション中の相転移の影響を分析し、rがさらに低下する傾向があることを示す。
• 再結合期またはインフレーション中に宇宙ひもを生成するモデルを構築し、脈動星タイミングアレイの制約を避けるためにGμ > 7×10⁻⁹ の範囲が有効であることを示す。
• インフレーションと宇宙ひもによるBモードパワースペクトルを比較し、さらなるデータ改善によって両者を区別できる可能性を示す。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 弦理論的動機付けを有するアキソンインフレーションモデルは、Δϕ < Mpl の制約を満たしつつも、BICEP2が観測したr ≈ 0.2を再現可能か？
• RQ2 アキソンポテンシャルの周期性がテンソル対スカラー比rに与える影響は何か？ そのずれは定量的に測定可能で、テスト可能か？
• RQ3 宇宙ひもがBモードCMB偏光に寄与する役割は何か？ その信号はインフレーション由来のテンソルモードと区別可能か？
• RQ4 インフレーション中に生成され、再結合によって希釈された場合、脈動星タイミングアレイの制約を満たす宇宙ひもは生存可能か？
• RQ5 宇宙ひも張力Gμのどの範囲が、既存の観測制約に違反せず、測定可能なBモード寄与を提供できるか？

主な発見

• 螺旋インフレーションモデルは、周期的アキソンポテンシャルのおかげで、2次混沌的インフレーションモデルと比較してわずかに小さいrをもたらす。rは最大でΔr ≈ −0.03（r ≈ 0.2の約20％）の低下が可能である。
• パラメータ𝛵̂ = r + 4(ns − 1) は混沌的インフレーションからのずれを定量化し、ϕ²インフレーションでは𝛵̂ = 0、余弦モデルでは𝛵̂ < 0 となる。これは特徴的な観測的シグナルを提供する。
• インフレーション中の相転移はrをさらに低下させる傾向があるが、その効果は小さく、モデルの予測と整合的である。
• Gμ > 7×10⁻⁹ の張力を持つ宇宙ひもは、インフレーション中に生成され、再結合によって希釈された場合、脈動星タイミングアレイの制約を回避でき、有効な候補となる。
• 宇宙ひも由来のBモードパワースペクトルは、インフレーション由来のテンソルモードとは顕著に異なるため、さらなるCMB偏光データ改善によって、宇宙ひもを検出可能か、あるいはその寄与をf10 < 0.03 まで制約可能である。
• このモデルは、局所的・グローバル的・D1ひもなど、さまざまな種類の宇宙ひも（異なる張力）を許容でき、重いひもは抑制されるが、軽いひもはインフレーション直後からスケーリング限界に素早く達する可能性がある。