Aspects of Inflationary Models at Low Energy Scales

Abstract

Cosmological inflation is the dominant paradigm in explaining the origin of structure in the universe. According to the inflationary scenario, there has been a period of nearly exponential expansion in the very early universe, long before the nucleosynthesis. Inflation is commonly considered as a consequence of some scalar field or fields whose energy density starts to dominate the universe. The inflationary expansion converts the quantum fluctuations of the fields into classical perturbations on superhorizon scales and these primordial perturbations are the seeds of the structure in the universe. Moreover, inflation also naturally explains the high degree of homogeneity and spatial flatness of the early universe. The real challenge of the inflationary cosmology lies in trying to establish a connection between the fields driving inflation and theories of particle physics.

In this thesis we concentrate on inflationary models at scales well below the Planck scale. The low scale allows us to seek for candidates for the inflationary matter within extensions of the Standard Model but typically also implies fine-tuning problems. We discuss a low scale model where inflation is driven by a flat direction of the Minimally Supersymmetric Standard Model. The relation between the potential along the flat direction and the underlying supergravity model is studied. The low inflationary scale requires an extremely flat potential but we find that in this particular model the associated fine-tuning problems can be solved in a rather natural fashion in a class of supergravity models. For this class of models, the flatness is a consequence of the structure of the supergravity model and is insensitive to the vacuum expectation values of the fields that break supersymmetry.

Another low scale model considered in the thesis is the curvaton scenario where the primordial perturbations originate from quantum fluctuations of a curvaton field, which is different from the fields driving inflation. The curvaton gives a negligible contribution to the total energy density during inflation but its perturbations become significant in the post-inflationary epoch. The separation between the fields driving inflation and the fields giving rise to primordial perturbations opens up new possibilities to lower the inflationary scale without introducing fine-tuning problems. The curvaton model typically gives rise to relatively large level of non-gaussian features in the statistics of primordial perturbations. We find that the level of non-gaussian effects is heavily dependent on the form of the curvaton potential. Future observations that provide more accurate information of the non-gaussian statistics can therefore place constraining bounds on the curvaton interactions.

Kosmologia on tieteenala, joka käsittelee maailmankaikkeutta kokonaisuutena. Maailmankaikkeuden historiaa ja kehitystä voidaan kuvata pääpiirteissään varsin menestyksekkäästi käyttämällä yleistä suhteellisuusteoriaa ja hiukkasfysiikan standardimallia, jotka molemmat ovat kokeellisesti testattuja, vakiintuneita teorioita. Suurimmatkin maanpäällisissä laboratorio-olosuhteissa saavutetut energiaskaalat jäävät kuitenkin huomattavasti pienemmiksi kuin aivan varhaisimmassa, äärimmäisen kuumassa ja tiheässä maailmankaikkeudessa vallinneet energiaskaalat. Maailmankaikkeuden historian ensimmäisiä sekunnin murto-osia ei sen vuoksi voida luotettavasti kuvata tämänhetkisten kokeellisesti varmennettujen teorioiden puitteissa. Varhaisen maailmankaikkeuden vaiheita voidaan kuitenkin tutkia epäsuorasti tarkastelemalla nykyisen maailmankaikkeuden rakennetta. Tämä tarjoaa ainutlaatuisen mahdollisuuden saada tietoa suurten energiaskaalojen fysiikasta.

Yleisesti uskotaan, että varhaisessa maailmankaikkeudessa on ollut inflaatioksi kutsuttu vaihe, jolloin maailmankaikkeus on laajentunut kiihtyvästi. Inflaatio aiheuttaa pieniä vaihteluita maailmankaikkeuden materiatiheydessä. Nämä häiriöt kasvavat sittemmin gravitaation vaikutuksesta suuremmiksi ja muodostavat lopulta kaiken nykymaailmankaikkeudessa havaittavan rakenteen. Inflaatiomekanismi on yksinkertainen ja elegantti selitys rakenteen synnylle, mutta varsinaista teoriaa inflaatiosta ei toistaiseksi ole olemassa. Useimmissa malleissa inflaatio tapahtuu energiaskaaloilla, jotka ovat huomattavasti hiukkasfysiikan standardimallin kattamia skaaloja korkeampia. Tästä syystä teoreettisesti motivoitujen inflaatiomallien rakentaminen on tyypillisesti hankalaa.

Väitöskirjatyössä tarkastellaan inflaatiomalleja matalammilla energiaskaaloilla, jolloin inflaation aikaista fysiikkaa voidaan kuvata käyttämällä standardimallin laajennuksia kuten esimerkiksi supersymmetrisiä malleja. Näitä laajennuksia voidaan osittain tutkia myös lähitulevaisuudessa käynnistyvissä hiukkaskiihdyttimissä. Matala energiaskaala aiheuttaa kuitenkin tyypillisesti myös ongelmia inflaatiomallien rakentamisessa ja vaatii parametrien hienosäätöä. Tutkimustyössä käsitellään supersymmetristen teorioiden laakeisiin suuntiin perustuvaa inflaatiomallia, jossa tarvittava hienosäätö voidaan selittää melko luonnollisella tavalla. Toisena esimerkkinä matalan skaalan malleista tarkastellaan niin kutsuttua kurvatonimallia, joka mahdollistaa tavallista matalamman inflaatioskaalan ilman hienosäätöä.