We investigate the possibility of measuring the primordial gravitational wave (GW) signal across 23 decades in frequencies, using the cosmic microwave background (CMB), pulsar timing arrays (PTA), and direct detection with laser and atomic interferometers. For the CMB and PTA experiments we consider the LiteBIRD mission and the Square Kilometer Array (SKA), respectively. For the interferometers we consider space mission proposals including the Laser Interferometer Space Antenna (LISA), the Big Bang Observer (BBO), the Deci-hertz Interferometer Gravitational wave Observatory (DECIGO), the $\mu$Ares experiment, the Decihertz Observatory (DO), and the Atomic Experiment for Dark Matter and Gravity Exploration in Space (AEDGE), as well as the ground-based Einstein Telescope (ET) and Cosmic Explorer (CE) proposals. We implement the mathematics needed to compute sensitivities for both CMB and interferometers, and derive the response functions for the latter from the first principles. We also evaluate the effect of the astrophysical foreground contamination in each experiment. We present binned sensitivity curves and error bars on the energy density parameter, $\Omega_{GW}h^2$, as a function of frequency for two representative classes of models for the stochastic background of primordial GW: the quantum vacuum fluctuation in the metric from single-field slow-roll inflation, and the source-induced tensor perturbation from the spectator axion-SU(2) inflation models. We find excellent prospects for joint measurements of the GW spectrum by CMB and space-borne direct detection mission proposals.

中文翻译：

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用 CMB、PTA 和激光干涉仪测量原始引力波的光谱

我们研究了使用宇宙微波背景 (CMB)、脉冲星定时阵列 (PTA) 以及激光和原子干涉仪直接检测来测量 23 个频率范围内的原始引力波 (GW) 信号的可能性。对于 CMB 和 PTA 实验，我们分别考虑了 LiteBIRD 任务和平方公里阵列 (SKA)。对于干涉仪，我们考虑空间任务建议，包括激光干涉仪空间天线 (LISA)、大爆炸观测器 (BBO)、分赫干涉引力波天文台 (DECIGO)、$\mu$Ares 实验、Decihertz Observatory ( DO)、太空暗物质和引力探索原子实验 (AEDGE)，以及地面爱因斯坦望远镜 (ET) 和宇宙探索者 (CE) 提案。我们实现了计算 CMB 和干涉仪灵敏度所需的数学，并根据第一原理推导出后者的响应函数。我们还评估了每个实验中天体物理前景污染的影响。我们提出了能量密度参数 $\Omega_{GW}h^2$ 上的分箱灵敏度曲线和误差条，作为原始 GW 随机背景的两类代表性模型的频率函数：来自单场慢滚膨胀的度量，以及来自旁观者 axion-SU(2) 膨胀模型的源引起的张量扰动。我们发现了通过 CMB 和星载直接探测任务建议联合测量 GW 频谱的良好前景。并从第一原理导出后者的响应函数。我们还评估了每个实验中天体物理前景污染的影响。我们提出了能量密度参数 $\Omega_{GW}h^2$ 上的分箱灵敏度曲线和误差条，作为原始 GW 随机背景的两类代表性模型的频率函数：来自单场慢滚膨胀的度量，以及来自旁观者 axion-SU(2) 膨胀模型的源引起的张量扰动。我们发现了通过 CMB 和星载直接探测任务建议联合测量 GW 频谱的良好前景。并从第一原理导出后者的响应函数。我们还评估了每个实验中天体物理前景污染的影响。我们提出了能量密度参数 $\Omega_{GW}h^2$ 上的分箱灵敏度曲线和误差条，作为原始 GW 随机背景的两类代表性模型的频率函数：来自单场慢滚膨胀的度量，以及来自旁观者 axion-SU(2) 膨胀模型的源引起的张量扰动。我们发现了通过 CMB 和星载直接探测任务建议联合测量 GW 频谱的良好前景。我们提出了能量密度参数 $\Omega_{GW}h^2$ 上的分箱灵敏度曲线和误差条，作为原始 GW 随机背景的两类代表性模型的频率函数：来自单场慢滚膨胀的度量，以及来自旁观者 axion-SU(2) 膨胀模型的源引起的张量扰动。我们发现了通过 CMB 和星载直接探测任务建议联合测量 GW 频谱的良好前景。我们提出了能量密度参数 $\Omega_{GW}h^2$ 上的分箱灵敏度曲线和误差条，作为原始 GW 随机背景的两类代表性模型的频率函数：来自单场慢滚膨胀的度量，以及来自旁观者 axion-SU(2) 膨胀模型的源引起的张量扰动。我们发现了通过 CMB 和星载直接探测任务建议联合测量 GW 频谱的良好前景。以及来自旁观者轴子-SU(2) 膨胀模型的源诱导张量扰动。我们发现了通过 CMB 和星载直接探测任务建议联合测量 GW 频谱的良好前景。以及来自旁观者轴子-SU(2) 膨胀模型的源诱导张量扰动。我们发现了通过 CMB 和星载直接探测任务建议联合测量 GW 频谱的良好前景。