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.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
