Probing Infla,on with Future Galaxy Surveys Roland de Pu+er - PowerPoint PPT Presentation

Probing ¡Infla,on ¡ with ¡Future ¡Galaxy ¡Surveys ¡ Roland ¡de ¡Pu+er ¡ Caltech ¡ IPA ¡2016, ¡Orsay ¡7/9/2016 ¡

What ¡is ¡the ¡Physics ¡behind ¡Infla@on? ¡ 2. ¡radia@on ¡domina@on ¡ 4. ¡dark ¡energy ¡domina@on ¡ 1. ¡Infla@on ¡ 3. ¡ma+er ¡domina@on ¡ E ¡≈ ¡10 15 ¡GeV ¡(?) ¡ t ¡≈ ¡13.8 ¡Gyr ¡ (today) ¡ t ¡≈ ¡10 -­‑32 ¡ s ¡ t ¡≈ ¡75,000 ¡yr ¡ t ¡≈ ¡9.5 ¡Gyr ¡

Primordial ¡density ¡fluctua@ons ¡are ¡ a ¡powerful ¡probe ¡of ¡Infla@on ¡

Primordial ¡density ¡fluctua@ons ¡are ¡ a ¡powerful ¡probe ¡of ¡Infla@on ¡ Gaussian ¡fluctua@ons ¡characterized ¡by ¡ primordial ¡power ¡spectrum ¡

Primordial ¡density ¡fluctua@ons ¡are ¡ a ¡powerful ¡probe ¡of ¡Infla@on ¡ BUT: ¡small ¡devia,ons ¡from ¡ Gaussianity ¡expected ¡ ¡ Primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡gives ¡ crucial ¡informa,on ¡on ¡Infla,onary ¡ Lagrangian ! ¡ Gaussian ¡fluctua@ons ¡characterized ¡by ¡ primordial ¡power ¡spectrum ¡

Local ¡Primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡ ¡ Φ (  x ) = Φ G (  2 (  2 (  loc Φ G ( ) § Simple ¡form: ¡ ¡ x ) + f NL x ) − Φ G x ) § Dis@nguishes ¡between ¡single-­‑ ¡and ¡mul@-­‑field ¡Infla@on ¡

Local ¡non-­‑Gaussianity: ¡modula@on ¡of ¡ small-­‑scale ¡perturba@ons ¡by ¡long ¡mode: ¡ “ mode ¡coupling ” ¡ Φ S ¡ Φ S ¡ Φ L ¡

Single-­‑field ¡consistency ¡condi@on ¡predicts ¡ zero ¡mode ¡coupling ¡ Single-­‑Field ¡Infla,on ¡ Maldacena ¡2003, ¡ Creminelli ¡& ¡Zaldarriaga ¡2004 ¡ Φ S ¡ Φ S ¡ Φ L ¡ f NL = − 5 12 ( n s − 1) ≈ 0

Mul@field ¡Infla@on ¡allows ¡ large ¡mode ¡coupling ¡ Mul,-­‑Field ¡Infla,on ¡ e.g. ¡Lyth ¡et ¡al ¡2003, ¡ Zaldarriaga ¡2004 ¡ Φ S ¡ Φ S ¡ Φ L ¡ | f NL | > 0

Current ¡best ¡constraints ¡from ¡CMB ¡bispectrum ¡ Planck ¡2015, ¡paper ¡XVII ¡ Planck2015 ¡Temperature ¡+ ¡PolarizaKon ¡Bispectrum: ¡ ¡ ¡ ¡ f NL ¡= ¡0.8 ¡+/-­‑ ¡5.0 ¡(68% ¡CL) ¡ ¡ ¡

Future ¡constraint ¡at ¡ σ(f NL ) ¡~ ¡1 ¡ may ¡dis@nguish ¡ between ¡single-­‑ ¡and ¡mul@-­‑field ¡Infla@on ¡ e.g. ¡Alvarez,…, ¡de ¡PuXer, ¡et ¡al ¡(arXiv:1412.4671) ¡ Single-­‑Field ¡Infla,on: ¡ Single-­‑field ¡consistency ¡condi;on ¡ by ¡Maldacena ¡(2003): ¡ f NL = − 5 12 ( n s − 1) ≈ 0

Future ¡constraint ¡at ¡ σ(f NL ) ¡~ ¡1 ¡ may ¡dis@nguish ¡ between ¡single-­‑ ¡and ¡mul@-­‑field ¡Infla@on ¡ e.g. ¡Alvarez,…, ¡de ¡PuXer, ¡et ¡al ¡(arXiv:1412.4671) ¡ Single-­‑Field ¡Infla,on: ¡ Single-­‑field ¡consistency ¡condi;on ¡ by ¡Maldacena ¡(2003): ¡ f NL = − 5 12 ( n s − 1) ≈ 0 Mul,-­‑Field ¡Infla,on: ¡ Curvaton ¡models, ¡modulated ¡rehea;ng, ¡etc: ¡ f NL ≥ 1

CMB ¡constraint ¡can ¡only ¡improve ¡by ¡factor ¡~ ¡2 ¡ future ¡ Current ¡Planck ¡bispectrum: ¡ σ( ¡f NL ) ¡= ¡5 ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ σ( ¡f NL ) ¡ ¡~ ¡ ¡3 ¡ Baumann ¡et ¡al ¡2009 ¡

Galaxy ¡clustering ¡can ¡strongly ¡improve ¡ primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡constraints ¡ (Galaxy ¡Clustering ¡in ¡BOSS) ¡

Galaxy ¡clustering ¡can ¡strongly ¡improve ¡ primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡constraints ¡ Halo ¡bias: ¡ Halo ¡bias: ¡ δ h ≡ δ n h n h δ m ≡ δρ m ρ m δ h = b δ m (Galaxy ¡Clustering ¡in ¡BOSS) ¡

In ¡absence ¡of ¡primordial ¡non-­‑Gaussianity, ¡ large-­‑scale ¡halo ¡bias ¡is ¡scale-­‑independent ¡ Φ S ¡ Φ S ¡ Φ L ¡ ! ! δ h ( k ) = b 1 δ m ( k )

Primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡leads ¡to ¡ scale-­‑dependent ¡halo ¡bias ¡ Dalal, ¡Doré, ¡Huterer ¡& ¡Shirokov ¡2008 ¡ Φ S ¡ Φ S ¡ Φ L ¡ ! ! δ h ( k ) = b 1 δ m ( k ) + ...

Primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡leads ¡to ¡ scale-­‑dependent ¡halo ¡bias ¡ Dalal, ¡Doré, ¡Huterer ¡& ¡Shirokov ¡2008 ¡ δn h < ¡0 ¡ δn h > ¡0 ¡ Φ L ¡ ! ! ! δ h ( k ) = b 1 δ m ( k ) + c f NL Φ ( k )

Primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡leads ¡to ¡ scale-­‑dependent ¡halo ¡bias ¡ Dalal, ¡Doré, ¡Huterer ¡& ¡Shirokov ¡2008 ¡ δn h < ¡0 ¡ δn h > ¡0 ¡ Φ L ¡ ! ! ! ! δ h ( k ) = b 1 δ m ( k ) + c f NL Φ ( k ) = ( b 1 + Δ b ( k )) δ m ( k )

Primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡leads ¡to ¡ scale-­‑dependent ¡halo ¡bias ¡ Dalal, ¡Doré, ¡Huterer ¡& ¡Shirokov ¡2008 ¡ δn h < ¡0 ¡ δn h > ¡0 ¡ Φ L ¡ 2 3 Ω m H 0 Δ b ( k ) = 2 f NL ( b 1 − 1) δ c k 2 T ( k ) D ( z )

Primordial ¡non-­‑Gaussianity ¡leads ¡to ¡ scale-­‑dependent ¡halo ¡bias ¡ Dalal, ¡Doré, ¡Huterer ¡& ¡Shirokov ¡2008 ¡ δn h < ¡0 ¡ δn h > ¡0 ¡ Φ L ¡ u Unique ¡signal: ¡ Δ b ( k ) ∝ k − 2 2 3 Ω m H 0 u Requires ¡Ultra-­‑Large ¡ Δ b ( k ) = 2 f NL ( b 1 − 1) δ c k 2 T ( k ) D ( z ) Scales: ¡ Δ b ( k ~ H 0 ) ~ f NL

Current ¡strongest ¡bound ¡from ¡photometric ¡ quasars: ¡ -­‑49 ¡< ¡f NL ¡< ¡31 ¡(95 ¡% ¡CL) ¡ Leistedt ¡& ¡Peiris ¡2014, ¡ Leistedt, ¡Peiris ¡& ¡Roth ¡2014 ¡ ¡ See ¡also : ¡ Giannantonio ¡et ¡al ¡2014, ¡ Ross ¡et ¡al ¡2013 ¡ Leistedt, ¡Peiris ¡& ¡Roth ¡2014 ¡

Is ¡there ¡Scale-­‑Dependent ¡Bias ¡in ¡ Single-­‑Field ¡Infla@on? ¡ de ¡PuXer, ¡Doré ¡& ¡Green ¡2015 ¡ Dai, ¡Pajer ¡& ¡Schmidt ¡2015 ¡ Φ L ¡ Δ b ( k ) = 0 When ¡properly ¡treat ¡GR ¡“gauge ¡effects”, ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ no ¡physical ¡scale-­‑dependent ¡bias ¡remains ¡

Galaxy ¡Clustering ¡on ¡ultra-­‑large ¡scales: ¡ what ¡does ¡it ¡take ¡to ¡reach ¡ σ(f NL ) ¡~ ¡1 ? ¡ de ¡PuXer ¡& ¡Doré ¡2014 ¡ § Survey ¡volume ¡ • V ¡= ¡many ¡100’s ¡(h -­‑1 ¡ Gpc) 3 ¡ for ¡ σ(f NL )~1 ¡ § Redshig ¡accuracy ¡ • High ¡redshij ¡accuracy ¡NOT ¡needed ¡

SPHEREx: ¡ an ¡All-­‑Sky ¡Spectral ¡Survey ¡ Doré, ¡Bock,…, ¡de ¡PuXer, ¡et ¡al ¡(1412.4872) ¡ spherex.caltech.edu ¡ Bla ¡ Bla ¡ ¡

SPHEREx: ¡ an ¡All-­‑Sky ¡Spectral ¡Survey ¡ Doré, ¡Bock,…, ¡de ¡PuXer, ¡et ¡al ¡(1412.4872) ¡ spherex.caltech.edu ¡ • λ ¡= ¡0.75 ¡– ¡5 ¡μm ¡ • Resolu;on ¡R ¡= ¡41.5 ¡ • Full-­‑Sky ¡ • Pixel ¡Size ¡6.2’’ ¡ • Aperture ¡20cm ¡ • FoV ¡3.5° ¡x ¡7° ¡ Bla ¡ Bla ¡ ¡

SPHEREx ¡enables ¡low-­‑res ¡spectroscopic ¡redshigs ¡ for ¡> ¡300M ¡galaxies ¡ Pan-­‑Starrs ¡ WISE ¡

SPHEREx ¡galaxy ¡clustering ¡can ¡reach ¡σ( f NL )< ¡1 ¡

BOSS ¡-­‑> ¡eBOSS ¡-­‑> ¡DESI ¡ EUCLID ¡ www.euclid-­‑ec.org ¡ DESI ¡ Levi ¡et ¡al, ¡2013 ¡(1308.0847) ¡ ¡ SPHEREx ¡ spherex.caltech.edu ¡(1412.4872) ¡ Bla ¡ Bla ¡

Beyond ¡ local ¡non-­‑Gaussianity: ¡ types ¡characterized ¡by ¡Bispectrum ¡ ! ! ! B ( k 1 , k 2 , k 3 ) ∝ Φ ( k 1 ) Φ ( k 2 ) Φ ( k 3 ) Local: ¡ mul@field ¡ (squeezed) ¡ Equilateral: ¡ non-­‑canonical ¡ kine,c ¡terms,… ¡

Scale-­‑dependent ¡bias ¡beyond ¡local ¡ non-­‑Gaussianity ¡ Gleyzes, ¡Green, ¡Doré, ¡de ¡PuXer ¡ ¡ in ¡prep ¡ 1 k 2 T ( k ) = k − 2 + O (1) Local ¡Non-­‑Gaussianity: ¡ Δ b ( k ) ∝ 1 Equilateral ¡Non-­‑Gaussianity: ¡ T ( k ) = 1 + O ( k 2 ) Δ b ( k ) ∝ Can ¡this ¡be ¡dis@nguished ¡from ¡ ¡ non-­‑local ¡and ¡non-­‑linear ¡halo ¡bias? ¡

Scale-­‑dependent ¡bias ¡from ¡equilateral ¡ non-­‑Gaussianity ¡ Gleyzes, ¡Green, ¡Doré, ¡de ¡PuXer ¡ ¡ in ¡prep ¡ PRELIMINARY ¡

Scale-­‑dependent ¡bias ¡from ¡equilateral ¡ non-­‑Gaussianity ¡ Gleyzes, ¡Green, ¡Doré, ¡de ¡PuXer ¡ ¡ in ¡prep ¡ PRELIMINARY ¡