CMB観測の将来：初期宇宙に関する知識はどのように変化しますか？

プランク衛星は、完全な空を宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度変動を測定するための究極の実験として、長い時間のために提示し、望まれていました。

まだ答えが必要であり、プランクが明らかにするのに役立つかもしれない大きな質問の1つは、宇宙の最初のフェーズ、特にと呼ばれる期間のダイナミクスと駆動メカニズムについてinflationです。

ありがたいことに、小さなスケールでの改善の余地があります。つまり、非常に高い解像度で観測された小さな空、さらに重要なことには、CMBの偏光を測定する実験です。私は、今後数年間、主に地上と気球からの多くの分極実験が計画されていることを知っています（衛星についてはわかりません）。

確かに、これらの結果のいくつかは、可能なインフレシナリオの一部を除外しますが、どのレベルまでですか

「こうしてインフレが起こった」と言うことができるでしょうか？

これは素晴らしい質問です。宇宙のマイクロ波背景を使用して、人々がインフレを特定できるようにしたいという、本当に大きなことをいくつか知っています。

1つ目は、E-およびB-モードとして知られるものを測定することです。これは、cmb放射のモードに対するカールのない、発散のないコンポーネントです。

基本的に、原始重力波から大規模なガウスBモードを測定すると、インフレのエネルギースケールを制限するのに役立ちます。また、ほとんどのエクピロティックで純粋なカーバトン/不均一な再加熱モデルを除外することもできます（同じソース）。

人々が見ている他のことは、原始非ガウス性の考え方です。これは、cmbに存在するガウス変動に対する2次補正です（レビュー記事 ; 初期プランク結果）。（Gaussianityからの偏差）と呼ばれるパラメーターの測定は、現在および将来の研究において非常に重要な部分であり、さまざまなインフレモデルの排除にも役立ちます。このパラメーターは次のように定義されます。$f_{nl}$$f_{nl}$

この場合、CMB温度マップの多重極係数は、ように記述できます 。はガウス寄与であり、は非ガウス寄与です。$a_{lm}$

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