宇宙微波背景辐射偏振

宇宙微波背景辐射（CMB）存在微弱的偏振，其偏振模式探测了早期宇宙、再电离时期，并可能探测到原初引力波。

Definition

CMB偏振是指宇宙微波背景辐射光子在局部温度四极矩存在下最后一次与电子散射时，所产生的微小线性偏振，通常分为具有不同物理起源的E模式和B模式。

Scope

本主题涵盖了宇宙微波背景辐射偏振的起源，即各向异性辐射场的汤姆逊散射，偏振模式分解为无旋E模式和类旋B模式，每种模式所携带的宇宙学信息，以及寻找原初B模式作为暴胀引力波特征的探索。

Core questions

• 宇宙微波背景辐射是如何产生偏振的？
• E模式和B模式偏振之间有什么区别？
• 为什么原初B模式被认为是暴胀的特征？

Key concepts

• 线性偏振
• E模式
• B模式
• 汤姆逊散射
• 原初引力波
• 再电离峰
• 透镜B模式

Key theories

汤姆逊散射偏振

偏振的产生是因为具有局部四极各向异性的辐射的汤姆逊散射会产生净线性偏振，因此宇宙微波背景辐射带有一个与其温度模式相关的偏振分量。

E和B模式分解

偏振场分解为由密度扰动产生的无旋E模式，以及类旋B模式；在大尺度上，B模式只能来源于原初引力波或引力透镜效应，为暴胀提供了一个清晰的检验。

Mechanisms

当宇宙微波背景辐射光子最后一次散射时，每个电子所见的辐射中的四极各向异性产生了微小的线性偏振；密度扰动只产生E模式，而暴胀产生的张量扰动可以产生B模式，引力透镜效应在小尺度上将一些E模式转换为B模式。

Clinical relevance

偏振增强并扩展了宇宙微波背景辐射中的宇宙学信息：E模式证实了声学物理并限制了再电离，透镜B模式探测了结构增长和中微子质量，而原初B模式的探测将为暴胀提供直接证据并测量其能量尺度。

History

E/B模式分解于1997年提出，作为分离原初引力波特征的一种方法；E模式偏振于2002年首次由DASI探测到，普朗克卫星对其进行了精确测量，BICEP和西蒙斯天文台等实验继续寻找原初B模式。

Debates

原初B模式探测

对原初B模式的可靠探测将证实暴胀，但来自银河尘埃的前景污染曾导致虚假警报，因此将真正的宇宙学信号与前景分离仍然是一个核心挑战。

Key figures

• Marc Kamionkowski
• Arthur Kosowsky
• Albert Stebbins
• Uros Seljak
• Matias Zaldarriaga

Seminal works

• kamionkowski1997

Frequently asked questions

为什么宇宙微波背景辐射会发生偏振？

当光子散射那些周围辐射存在方向性四极变化的电子时，就会产生偏振；这发生在最后散射时期，留下了一个与温度各向异性相关的微弱偏振信号。

探测到B模式能证明暴胀发生过吗？

一个经证实的原始B模式信号将是暴胀的非常强有力的证据，因为暴胀引力波是其在大尺度上最自然的来源；然而，银河尘埃可以模拟该信号，因此任何主张都需要仔细分离前景。