Коротко — какие свойства CMB и спектра анизотропий считаются ключевыми доказательствами инфляционной картины и ΛCDM, какие альтернативы всё ещё совместимы с данными и какие наблюдения могли бы отличить инфляцию от этих альтернатив.

1) Ключевые характеристики CMB, подтверждающие инфляцию и ΛCDM

Почти плоская геометрия Вселенной $\Omega tot\approx 1$. Положение первого акустического пика соответствует очень малому пространственному кривизне — согласуется с длительным ускоренным расширением в ранней Вселенной.Наклон спектра скалярных возмущений n_s ≈ 0.96–0.97 $значимоменьше1$. Это «почти» масштабно-инвариантный, но слегка красный спектр, предсказанный многими моделями медленного скатывания $slow-roll$ инфляции.Коэрентность акустических колебаний: четко выраженные серия акустических пиков и впадин в TT, TE и EE спектрах с предсказуемыми относительными высотами. Такая фазовая когерентность естественна при одном источнике адiabatic начальных условий $квазигомогенныйсжатыйфлуктуационныйрежим$, и трудно получить её, например, из ансамбля случайных источников $дефекты$.Наблюдаемый TE-кроссовый спектр и знак корреляции на больших масштабах $анти-корреляциянаl100$ — свидетельство присутствия корреляций сверхгоризонтального происхождения, ожидаемых при генерации возмущений до последующего расширения горизонта $инфляция$.Аддитивность и адiabatic характер возмущений: строгие пределы на компоненту isocurvature $частныеначальныеусловия$, что согласуется с простыми однопольными инфляционными моделями.Практически Гауссовы распределения первичных флуктуаций: строгие ограничения на f_NL $параметрыбиспектра$ — малые нелинейности, ожидаемые при слабой самосвязи поля в slow-roll инфляции.Дампинговый хвост $Silkdamping$ и его согласие с теоретическим предсказанием по мелким шкалам; слабая линзовая деформация спектра, согласующаяся с ΛCDM-структурой.Отсутствие сильных топологических/векторных сигналов $например,масивныхсетейкосмическихструн$, которые давали бы отличные от ΛCDM подписи.

Эти наблюдения не только поддерживают идею генерации первичных скалярных возмущений на сверхгоризонтальных масштабах, но и позволяют точно измерять параметры ΛCDM ${\omega }_b,{\omega }_c,\theta \ast ,\tau ,A_s,n_sидр.$ и плотности Ω_m, Ω_Λ, H0 в рамках стандартной космологической модели.

2) Альтернативные модели, совместимые $полностьюиличастично$ с современными данными
Важно: многие нетривиальные альтернативы могут быть сконструированы так, чтобы воспроизвести основные CMB-статистики $n_s,акустическиепики,Gaussian-approx.$, поэтому «совместимы» не значит «эквивалентны» по всем предсказаниям. Основные альтернативы:

Экпирический/циклический сценарий $ekpyrotic/cyclic$. Генерация почти масштабно-инвариантных флуктуаций через фазу сжатия и последующий «баунс» — требуются механизмы преобразования entropy → curvature perturbations. Многие варианты дают правильный n_s, но часто предсказывают либо очень малое тензорное соотношение r, либо характерную ненулевую нелинейность $f_{N}L$ крупного масштаба.Matter-bounce $сценарии«отскока»$: в некоторых реализациях можно получить почти плоский скалярный спектр. Обычно сопряжены с отличающимися предсказаниями для тензоров и для небелого негaуссового сигнала.String-gas / «emergent» космология $сценарии,вкоторыхранняяфазанеинфляционная,нодаётблизкийкмасштабно-инвариантномуспектру$. Могут совпадать с данными на больших масштабах, но дают отличия на маленьких масштабах и в неклассических сигнатурах.Варианты с изменяющейся скоростью света $VSL$ или другими модификациями причинно­сти, которые могут обеспечить сверхгоризонтальные корреляции без инфляции.Модифицированная гравитация / holographic cosmology: отдельные постройки в рамках теоретической физики $string/holography$ предлагают альтернативные механизмы генерации флуктуаций.Топологические дефекты как доминантный источник анизотропий — в чистом виде не совместимы с CMB $недаёткоэрентныхпиков$, но смеси дефектов + инфляции допускаются и ставятся пределы на вклад дефектов.«Нестандартные» инфляционные модели $DBI,k-inflation,warminflationидр.$ — это всё ещё инфляция, но дают отличия в f_NL, в скорости звука c_s, в предсказаниях для r и подписи на малых масштабах.

3) Наиболее диагностические наблюдения $чтоипочемуизмерять$, и целевые чувствительности
Ниже — наблюдательные измерения, которые наиболее эффективно различают стандартную одно-польную slow-roll инфляцию от альтернатив.

A. Поиск и характеристика примордиальных тензоров $B-модыполяризации$

Почему важно: многие альтернативы $особенноekpyrotic$ предсказывают крайне малые амплитуды тензоров $r\ll 10^{-}3$. Однопольная slow-roll инфляция даёт определённую корреляцию между r и наклоном тензорного спектра n_t $классическое«соответствие»:r\approx -8n_t$, хотя разные модели могут нарушать простую формулу.Что измерять: параметр r на опоре к масштабам k≈0.01–0.05 Mpc^-1; тензорный наклон n_t $егознакивеличину$. Целевые пределы: чувствительность r ~ 10^-3 — критична $многиемоделипредсказываютrвдиапазоне10^{-}2–10^{-}3$; r ≳ 10^-2 уже строго поддержит широкий класс инфляционных моделей; r ≪ 10^-3 будет сильным аргументом против многих простых инфляционных моделей и в пользу альтернативных сценариев.Инструменты: CMB-поляризационные проекты следующего поколения — LiteBIRD, CMB-S4, Simons Observatory, PICO, наземные и стратосферные миссии, требующие глубокого контроля систематики и делензинга.

B. Нелинейности $bispectrum/trispectrum—f_{N}Lиформы$

Почему: однопольная slow-roll инфляция предсказывает очень малое f_NL $порядка(n_s-1)10^{-}2–10^{-}1$. Альтернативы часто дают значительно большие ненулевые f_NL и характерные формы $local,equilateral,orthogonal,атакжесериализированные/осциллирующиеформы$.Что измерять: σ$f_N{L}_{l}ocal$ ≲ 1 — критическое пороговое значение; также высокоточное измерение эквилибриированных и других форм. Измерение отличительной формы большого f_NL сразу отвергает простую slow-roll.Инструменты: улучшенные карты CMB $приближённостьдоcosmicvariance$, большие спектроскопические и фотометрические обзоры галактик $эффектscale-dependentbiasчувствителенкlocal{f}_{N}L$, 21-cm tomography $мощныйprobeдляf_{N}Lималыхмасштабов$.

C. Изокюрвация $isocurvaturemodes$

Почему: многие альтернативы и сложные инфляционные модели допускают ненулевую долю isocurvature. ΛCDM + адiabatic предпочтителен наблюдениями; обнаружение даже малой доли изокурвации будет дискриминативным.Что измерять: фракцию isocurvature на уровне процентов и ниже в разных комбинациях $CDM,baryon,neutrinodensity/velocityisocurvatures$.Инструменты: CMB поляризация + большие выборки LSS и BBN/абундансы.

D. Фаза и коэрентность акустических пиков, супергоризонтальные корреляции

Почему: инфляция предсказывает фазы синусоидальных акустических колебаний одинаковые во всех модах; некоторые альтернативы дают декогерентные , «заполненные» фазы.Что измерять: ещё более точные TE и EE спектры на масштабах l ≲ 200 — но уже сейчас данные сильны; любые обнаруженные декогерентности были бы проблемой для простых инфляционных моделей.Инструменты: высокоточное поляризационное картирование $CMB-S4/LiteBIRD$.

E. Тензорный спектр на разных частотах $multi-bandGWprobes$

Почему: некоторые альтернативы предсказывают «синий» $наклонныйвверх$ тензорный спектр, что даст сильный сигнал на высоких частотах $LISA/DECIGO/ET$, даже при очень малом r на CMB шкалах. Классическая инфляция чаще даёт красноватый или плоский спектр.Что измерять: спектр фоновых гравитационных волн в диапазоне от нГц $PTA$ до мГц $LISA/DECIGO$. Наблюдение согласованного сигнала по спектральной плотности между диапазонами поможет оценить n_t.Инструменты: pulsar timing arrays, LISA, DECIGO, будущие наземные интерферометры.

F. Исследование малых масштабов: μ- и y-спектральные искажения CMB, 21-cm

Почему: различные сценарии дают разные поведенческие характеристики мощности на мелких масштабах $например,усилениеP(k)\to больше\mu -искажение$. Это позволяет тестировать расширение спектра и наличие фич/резонансов.Что измерять: μ-искажения уровня μ ≲ 10^-8; детальная 21-cm томография на ранних стадиях $температурныеифлуктуациинаk\gtrsim 1Mp{c}^{-}1$.Инструменты: PIXIE-подобные миссии $спектральныеискажения$, HERA / SKA / будущие 21-cm проекты.

G. Нелокальные/специфические сигнатуры: осцилляции, резонансы, топологические дефекты

Почему: многие специфические альтернативные механизмы оставляют характерные «штампы» — осцилляции в спектре, сильно выраженные формы в биспектре, линейные discontinuities $strings$. Поиск этих признаков важен.Что измерять: высокочастотные остаточные осцилляции, негауссовые шаблоны, сигнатуры струны/шлейфа.Инструменты: глубокие CMB карты, методы поиска «line discontinuities», анализ высоких статистик $волновыеразложения,топологическиеметоды$.

4) Практические приоритеты и ожидаемые последствия

Если будет обнаружен значимый r $например,r\gtrsim 10^{-}2$ — сильная поддержка инфляции $особеннобольшой-fieldмоделей$; многие альтернативы окажутся чрезвычайно трудноправдоподобными.Если r будет ограничен ниже ~10^-3 и при этом обнаружится серьёзное f_NL $|f_{N}L|\gg 1$ или изокурвация — это сильно ослабит поддержку простых slow-roll моделей и укажет на альтернативные механизмы $конвертациюentropy\to curvature,bounceит.п.$.Наблюдение «синего» тензорного спектра $ростмощностиГВсчастотой$ — аргумент в пользу некоторый нетипичных сценариев, либо новых физических эффектов.21-cm и спектральные искажения могут открыть много мелких шкал — важнейший путь к отличию сценариев, которые совпадают на крупных масштабах.

5) Резюме

Основными «критериями успеха» инфляционной идеи в CMB являются: супергоризонтальные корреляции $фаза/коэрентность$, почти масштабно-инвариантный и слегка красный скалярный спектр n_s<1, высокая степень гауссовости, адiabatic начальные условия, и $потенциально$ обнаружение примордиальных тензоров.Множество альтернатив всё ещё совместимы с текущими данными, но они обычно дают отличающиеся предсказания для: амплитуды тензоров и их наклона, формы и величины nongaussianity, наличия/уровня isocurvature, поведения на мелких масштабах.Самые информативные будущие наблюдения: точные карты CMB-поляризации $B-модыиEE/TE$, чувствительные измерения non‑Gaussianity $CMBиLSS/21-cm$, измерения μ-искажений, и многодиапазонные поиски фоновых гравитационных волн. Эти данные позволят либо подтвердить инфляцию как доминирующий механизм, либо существено сократить пространство допустимых инфляционных моделей и/или выделить альтернативу.

Если хотите, могу:

привести список конкретных сигнатур $формыбиспектраиихожидаемыевеличины$ для отдельных альтернатив $ekpyrotic,bounce,string-gas$;сопоставить текущие численные ограничения $Planck,BICEP/Keckидр.$ с требованиями различных моделей;или предложить приоритеты для конкретных экспериментов $LiteBIRDvsCMB-S4vsPICO,SKA/HERA$.