非对易时空中的宇宙微波背景极化

非对易几何中的宇宙学扰动与短程物理

Cosmological perturbations and short distance physics from Noncommutative Geometry

我们研究了短距离物理对暴胀时期微扰演化的可能影响。本文引入了非对易几何提出的暴胀子场的一个合适的非定域作用量，并在Friedmann-Robertson-Walker背景下采用广义星积得到了它。特别是，我们研究如何存在的长度尺度的时空变得非对易影响高斯性和各向同性性质的波动，以及相应的影响宇宙微波背景频谱。

宇宙微波背景极化、法拉第旋转和随机重力波背景

Cosmic microwave background polarization, Faraday rotation and stochastic gravity-waves backgrounds

电磁真空涨落经介子耦合的时空演化放大后，可以产生一个磁场，该磁场在退耦时的视界范围内是相干的，并且强到足以旋转CMBR的偏振面。超弦启发的宇宙学模型的可能相关性进行了讨论。将特别注意法拉第旋转信号和随机引力波背景之间的联系。

方向依赖的CMB功率谱和非对易几何的统计各向异性

Direction-Dependent CMB Power Spectrum and Statistical Anisotropy from Noncommutative Geometry

现代宇宙学已经成为超越粒子物理学标准模型的理论的试验场。本文研究了非对易时空中暴胀子标量场的量子涨落，并在宇宙微波背景（CMB）辐射中寻找非对易修正。大尺度结构分布的不均匀性和CMB辐射的各向异性可以携带早期宇宙的非对易性的痕迹。我们表明，它的功率谱变得依赖于方向时，时空是非对易的。(The在物质的大尺度结构的分布中也可以通过实验观察到由于非对易性引起的效应。此外，我们已经证明，对于我们的非对易时空，决定温度涨落的概率分布不是高斯分布。

宇宙微波背景偏振的21厘米去透镜和暴胀的最小可探测能量标度

Cosmic 21-cm Delensing of Microwave Background Polarization and the Minimum Detectable Energy Scale of Inflation

宇宙微波背景（CMB）极化各向异性的旋度（B）模是对暴胀引力波（IGW）原初背景的独特探索。不幸的是，引力波在复合时产生的B模偏振各向异性与CMB光子在宇宙中传播时产生的梯度模（E模）和B模偏振各向异性的混合所产生的偏振各向异性相混淆，并受到引力透镜的影响。我们在这里描述了一种方法，用于delensing CMB偏振各向异性使用的观测各向异性的宇宙21厘米辐射发射或吸收的中性氢原子在红移10至200。虽然在高分辨率下探测宇宙21厘米各向异性具有挑战性，但结合相对低分辨率（但高灵敏度）的CMB极化实验的研究可以探测远低于10^{16} GeV的大统一理论（GUT）尺度的暴胀能量尺度-能量尺度低于10^{15} GeV的约束模型（仅从CMB观测得出的可探测极限）。通过这种方法，可探测到的暴胀能量尺度的最终理论极限可能低至3 \times 10^{14} GeV。

如何去旋转宇宙微波背景偏振

How to De-Rotate the Cosmic Microwave Background Polarization

如果宇宙微波背景（CMB）的线偏振在其从最后散射表面传播时以与频率无关的方式旋转，则它可能引入B模式偏振。在这里，我表明，测量高阶TE，EE，EB和TB的相关性引起的这种旋转可以用来重建旋转角度作为天空中的位置的函数。这种技术可以用来区分原始的B模式从那些由旋转引起的。旋转的效应可以从几何学上与宇宙切变的类似效应区分开来。

宇宙微波背景辐射中的紫外修正光子和各向异性

Ultraviolet modified photons and anisotropies in the cosmic microwave background radiation

我们讨论了一个最小的正则修改电动力学，以考虑紫外洛伦兹破坏效应。这种修改产生了双折射，从不同的方向旋转偏振平面。这种效应可能在宇宙微波背景辐射的各向异性偏振中被探测到。

Primordial Circular Polarization in the Cosmic Microwave Background

Circular ("V-mode") polarization is expected to be vanishing in the CMB, since it is not produced in Thomson scattering. However, considering that the conventional CMB anisotropies are generated via an early universe mechanism such as inflation or a bouncing scenario, it is possible that circular polarization could be primordially produced and survive to the surface of last scattering. We study this in detail, and find a large class of inflationary models that produce a nearly scale invariant spectrum of scalar V-mode anisotropies. We study the inflationary production and subsequent evolution …

宇宙微波背景的圆偏振现象由引力透镜中的光学马格努斯效应引起

Circular polarization of the cosmic microwave background induced by the optical Magnus effect on gravitational lensing

本文研究了引力透镜中光学马格努斯效应如何导致宇宙微波背景的圆偏振现象，提出了一种新的产生CMB圆偏振的基本机制。

微波背景各向异性和极化对宇宙学的约束

Cosmological constraints from Microwave Background Anisotropy and Polarization

最近对宇宙微波背景各向异性的高质量测量为宇宙学家提供了以前所未有的精度研究宇宙大尺度性质的可能性。在这里，我回顾了目前的观察和理论模型的限制。

宇宙微波背景偏振观测量的分类

Classifying Polarization Observables of the Cosmic Microwave Background

我们重新讨论了宇宙微波背景偏振观测量的分类。存在对$3 \times 3$密度矩阵的统一方法，通过该方法，强度、线偏振和圆偏振被同等对待。球面上旋转群的表示包含某些以前没有考虑过的左右对称性。左右对称性修正了不变量的构造和基于对称性的某些预言。在偏振数据中存在两个逐模旋转不变量。独立的模型的宇宙学扰动，我们强调的方法来构建不变的分布，以测试预测的各向同性，轴向或奇偶对称性，并产生协变和不变的统计顺序的顺序。

微波天空的偏振和各向异性

Polarization and Anisotropy of the Microwave Sky

我们研究了结构形成的标准绝热情景下的极化-极化和极化-温度相关性。温度各向异性，由于引力势阱和振荡的光子重子电子流体表面上的最后散射的每个相关的极化图案。而极化的“相关部分”有一个r.m.s.虽然只有总信号的三分之一，但它仍然可以通过在天空中绘制大面积地图来测量。我们计算预期的信噪比的各种措施的偏振在一个假设的映射实验，如那些现在正在计划。

椭球宇宙诱导大尺度CMB极化

Ellipsoidal Universe Induces Large Scale CMB Polarization

我们计算了由宇宙空间几何的各向异性引起的宇宙微波背景的大尺度极化。假设偏心率约$0.64 10^{-2}$去耦，我们发现$ΔT_{pol}/ T_0 \simeq 0.53 10^{-6}$非常接近威尔金森微波各向异性探测器检测到的偏振的平均水平。

宇宙微波背景的赝标扰动和偏振

Pseudoscalar perturbations and polarization of the cosmic microwave background

我们表明，新的粒子物理模型包含无质量赝标量场超弱耦合到光子可以非常有效地探测与CMB偏振各向异性。在暴胀过程中产生的随机赝标涨落提供了一种机制，用于在光子从最后散射表面传播期间将E模式偏振转换为B模式。这个转换过程的效率由无量纲比H/（2πf_a）控制，其中H是暴胀时的哈勃尺度，f_a^{-1}是光子与赝标耦合的强度。目前对B模的观测限制使这个比值小于0.07，在许多暴胀模型中，这意味着对超过10^{14} GeV的f_a值的灵敏度超过了其他测试的灵敏度。

宇宙微波背景温度和偏振的偶极调制

Dipole Modulation of Cosmic Microwave Background Temperature and Polarization

提出了一个宇宙微波背景辐射（CMBR）极化场的偶极调制模型。我们表明，该模型导致l和l+1多极子之间的相关性，正是在温度的情况下。我们得到的TE，EE和BB相关的情况下的结果。一个各向异性或不均匀的原始功率谱模型，导致这种相关性的温度场也预测类似的相关性CMBR极化。我们分析了CMBR的温度和极化数据，以提取这些相关的信号之间的l和l+1多极。我们的结果的情况下，温度使用最新的普朗克数据同意与先前的分析所获得的。详细研究偏振数据中的相关性目前是不可能的。因此，我们仅限于对此案进行初步调查。

宇宙微波背景中B模偏振对宇宙偏振旋转的新约束

New Constraints on Cosmic Polarization Rotation from B-Mode Polarization in Cosmic Microwave Background

STPpol、POLARBEAR和BICEP 2最近在几十平方度的不同天空区域测量了宇宙微波背景（CMB）B模偏振，并获得了多极范围20-3000的BB功率谱，探测了由于引力透镜和暴胀引力波引起的分量。我们共同分析这三个实验的结果，并提出修改的光谱分析，包括在模型中，除了引力透镜和暴胀引力波组件，也引起的宇宙极化旋转（CPR）的影响，如果它存在于目前的上限。虽然原则上我们的分析也会导致对CPR的新约束，但实际上这些约束只能在其波动<δα^2>上给出，因为对其平均角的约束被当前CMB偏振实验所应用的去旋转所抑制，以便应对偏振角的不充分校准。来自所有三个实验的组合数据拟合（具有29% CPR-SPTpol相关性，取决于理论模型）给出约束<δα^2>^1/2 < 27.3 mrad（1.56°），其中r = 0.194 \pm 0.033。这些结果表明，目前的数据与没有CPR检测一致，并且对CPR波动的约束约为1.5°。这种约束宇宙偏振旋转的方法是新的，是对以前使用射电星系的射电和光学/紫外偏振以及CMB E模式偏振的测试的补充，并为SPTpol，POLARBEAR和BICEP 2观测到的天空区域增加了新的约束。

宇宙微波背景极化统计

Statistics of Cosmic Microwave Background Polarization

我们提出了一种分析全天空温度和偏振图的宇宙微波背景的形式主义。温度图进行了分析，通过扩展到一组球谐函数，给出多极矩的两点关联函数。极化，这是由二阶张量描述，可以类似地处理扩展在适当的张量球谐函数。我们提供了一套完整的标量和张量度量扰动的温度和极化多极矩的表达式。四组多极矩完全描述各向同性的温度和极化的相关性;标量度量扰动一组是相同的零，给出了一个干净的矢量和张量的贡献确定的可能性。多极矩可以在理想化的实验中测量的方差进行评估，包括探测器噪声，天空覆盖范围和波束宽度的影响。最后，我们构造了与坐标无关的极化两点关联函数，用多极矩表示，并推导了小角极限。

具有宇宙微波背景极化的约束暴胀

Constraining Inflation with Cosmic Microwave Background Polarization

对宇宙微波背景（CMB）偏振的观测有可能比单独对温度波动的观测对宇宙学参数施加更严格的约束。我们讨论使用CMB偏振约束相关的参数来区分流行的宇宙膨胀模型，使用MAP和普朗克卫星任务作为例子。特别令人感兴趣的是能够检测到微小的贡献，CMB各向异性张量模式，这是从根本上限制了宇宙的变化，在温度只有观测。检测张量/标量比$r \sim 0.01$的能力将允许对感兴趣的暴胀模型进行精确测试，并且可能在普朗克卫星计划的灵敏度上适度增加，或者潜在地通过地面实验。

作为弦示踪的宇宙微波背景的B极化

B polarization of cosmic microwave background as a tracer of strings

弦模型可以在膜碰撞的背景下产生成功的暴胀场景，在许多这些模型中，宇宙弦也可能产生。在像KKLMMT这样的情况下，弦的贡献被自然地预测为远低于宇宙微波背景（CMB）温度各向异性的暴胀信号，与现有的限制一致。我们发现，对于$B$型的CMB极化，情况正好相反，主要的信号来自于宇宙弦产生的矢量模，它超过了来自暴胀和弦的重力波信号。信号可以被检测到的参数空间的范围很广：未来的偏振实验可能能够检测到字符串信号下降到字符串张力$Gμ=10^{-9}$，虽然前景和透镜可能会恶化这些限制。我们认为，最佳尺度搜索的字符串签名是在$\ell\sim 1000$，但在高光学深度的模型中，在大尺度的再电离峰的信号也是显着的。功率谱的形状允许人们区分弦的特征和来自暴胀的重力波，但只有在足够高的角分辨率实验的情况下

宇宙微波背景极化的奇异性分布

Distribution of Singularities in the Cosmic Microwave Background Polarization

宇宙微波背景辐射的极化将有一个奇异点和反奇异点的分布，在这些点上，由于拓扑的原因，极化消失了。极化奇异性的统计提供了一种不同于通常的两点关联函数的非平凡方案来分析极化图。在这里，我们描述了模拟偏振图中奇异性分布的统计特征，并做出了可以与正在进行的和即将进行的观测进行比较的预测。我们使用三种不同的表征：奇点之间的最近邻距离，临界指数ν，捕捉长度为L的闭合曲线（q \propto L^ν）内的总电荷q的标度，和角两点角关联函数的奇异点的相似和相反的电荷。在一般情况下，我们发现，奇点的分布是随机的，除了在小于约10度的尺度上，其中相同电荷的奇点排斥和相反电荷的吸引。这些结论似乎是非常强大的基础宇宙学模型的变化和非高斯性的存在，我们发现的唯一例外的情况下，统计各向同性是严重违反。这表明，在统计各向同性的假设，分布是一个强大的功能，最后的散射表面，并可能被用作一种工具，以区分光子传播过程中发生的影响，从最后的散射表面到目前的时代。