Primordial Perturbations from a Self-interacting Curvaton

Show simple item record

dc.contributor Helsingin yliopisto, matemaattis-luonnontieteellinen tiedekunta, fysiikan laitos fi
dc.contributor Helsingfors universitet, matematisk-naturvetenskapliga fakulteten, institutionen för fysik sv
dc.contributor University of Helsinki, Faculty of Science, Department of Physics en
dc.contributor Helsinki Institute of Physics en
dc.contributor.author Taanila, Olli fi
dc.date.accessioned 2010-12-01T13:14:51Z
dc.date.available 2010-12-05 fi
dc.date.available 2010-12-01T13:14:51Z
dc.date.issued 2010-12-15 fi
dc.identifier.uri URN:ISBN:978-952-10-5323-8 fi
dc.identifier.uri http://hdl.handle.net/10138/23651
dc.description.abstract Inflation is a period of accelerated expansion in the very early universe, which has the appealing aspect that it can create primordial perturbations via quantum fluctuations. These primordial perturbations have been observed in the cosmic microwave background, and these perturbations also function as the seeds of all large-scale structure in the universe. Curvaton models are simple modifications of the standard inflationary paradigm, where inflation is driven by the energy density of the inflaton, but another field, the curvaton, is responsible for producing the primordial perturbations. The curvaton decays after inflation as ended, where the isocurvature perturbations of the curvaton are converted into adiabatic perturbations. Since the curvaton must decay, it must have some interactions. Additionally realistic curvaton models typically have some self-interactions. In this work we consider self-interacting curvaton models, where the self-interaction is a monomial in the potential, suppressed by the Planck scale, and thus the self-interaction is very weak. Nevertheless, since the self-interaction makes the equations of motion non-linear, it can modify the behaviour of the model very drastically. The most intriguing aspect of this behaviour is that the final properties of the perturbations become highly dependent on the initial values. Departures of Gaussian distribution are important observables of the primordial perturbations. Due to the non-linearity of the self-interacting curvaton model and its sensitivity to initial conditions, it can produce significant non-Gaussianity of the primordial perturbations. In this work we investigate the non-Gaussianity produced by the self-interacting curvaton, and demonstrate that the non-Gaussianity parameters do not obey the analytically derived approximate relations often cited in the literature. Furthermore we also consider a self-interacting curvaton with a mass in the TeV-scale. Motivated by realistic particle physics models such as the Minimally Supersymmetric Standard Model, we demonstrate that a curvaton model within the mass range can be responsible for the observed perturbations if it can decay late enough. en
dc.description.abstract Varhainen maailmankaikkeus laajeni alussa eksponentiaalisen nopeasti. Tätä varhaista laajenemisvaihetta kutsutaan kosmologiseksi inflaatioksi. Kosmologisen inflaation tärkeimpiä ominaisuuksia on sen kyky tuottaa pieniä tiheysvaihteluja varhaisessa maailmankaikkeudessa. Näistä prosentin tuhannesosan tiheysvaihteluista on kehittynyt kaikki näkyvä rakenne maailmankaikkeudessa. Nämä tiheysvaihtelut havaitaan myös lämpötilafluktuaatioina kosmisessa mikroaaltosäteilyssä. Eräs kategoria inflaatiomalleja ovat kurvatonimallit. Näissä malleissa universumin laajeneminen johtuu inflatonikentästä, joka dominoi maailmankaikkeuden energiatiheyttä, mutta joissa toinen kenttä, kurvatoni, fluktuoi kvanttimekaanisten ilmiöden vuoksi inflaation aikana. Myöhemmin inflaation päätyttyä nämä pienet kvanttifluktuaatiot muuttuvat kosmologisiksi tiheysperturbaatioiksi, jotka myöhemmin romahtavat painovoiman vaikutuksesta maailmankaikkeuden rakenteeksi kuten galakseiksi ja galaksijoukoiksi. Tässä työssä tutkitaan sellaisia kurvatonimalleja, jotka vuorovaikuttavat itsensä kanssa. Realistisissa kurvatonimalleissa on usein itseiskytkentöjä, ja vaikka itseiskytkentä voi olla hyvin heikko, se muokkaa kurvatonin kehityshistoriaa dramaattisesti muuttamalla mallin epälineaariseksi. Tämän tuloksena tiheysfluktuaatioiden ominaisuudet ovat hyvin herkkiä alkuehdoille ja kurvatonin dynamiikka tuottaa vaikeasti ennustettavia tuloksia. Eräs kosmologisten perturbaatioiden tärkeimpiä mitattavia ominaisuuksia on niiden poikkeama gaussisesta jakaumasta. Tässä työssä on analysoitu itseiskytkettyjen kurvatonimallien tuottamaa ei-gaussisuutta ja osoitettu, että itseiskytketyt kurvatonimallit kykenevät epälineaarisen luonteensa vuoksi tuottamaan suuria poikkeamia gaussisuudesta. Työssä tutkitaan myös kurvatonimalleja joiden massa on uusien hiukkaskokeiden, kuten LHC:n, tutkimalla alueella ja osoitetaan että tämänkaltaiset mallit voivat tuottaa havaitsemamme kosmologiset perturbaatiot. fi
dc.format.mimetype application/pdf fi
dc.language.iso en fi
dc.publisher Helsingin yliopisto fi
dc.publisher Helsingfors universitet sv
dc.publisher University of Helsinki en
dc.relation.isformatof URN:ISBN:978-952-10-5324-5 fi
dc.relation.isformatof Helsinki Institute of Physics, Internal Report Series. 1455-0563 fi
dc.rights Julkaisu on tekijänoikeussäännösten alainen. Teosta voi lukea ja tulostaa henkilökohtaista käyttöä varten. Käyttö kaupallisiin tarkoituksiin on kielletty. fi
dc.rights This publication is copyrighted. You may download, display and print it for Your own personal use. Commercial use is prohibited. en
dc.rights Publikationen är skyddad av upphovsrätten. Den får läsas och skrivas ut för personligt bruk. Användning i kommersiellt syfte är förbjuden. sv
dc.subject teoreettinen fysiikka, kosmologia fi
dc.title Primordial Perturbations from a Self-interacting Curvaton en
dc.type.ontasot Väitöskirja (artikkeli) fi
dc.type.ontasot Doctoral dissertation (article-based) en
dc.type.ontasot Doktorsavhandling (sammanläggning) sv
dc.ths Enqvist, Kari fi
dc.opn Sloth, Martin fi
dc.type.dcmitype Text fi

Files in this item

Total number of downloads: Loading...

Files Size Format View
primordi.pdf 1.035Mb PDF View/Open

This item appears in the following Collection(s)

Show simple item record