Спомнете си как бихте могли веднъж да вземете книга за първите три минути след Големия взрив и да се изумите от нивото на детайлност, което наблюдението и теорията биха могли да осигурят по отношение на онези ранни моменти на Вселената. В наши дни акцентът е по-скоро върху случилото се между 1 × 10-36 и 1 × 10-32 от първата секунда, когато се опитваме да оженим теорията с по-подробни наблюдения на космическия микровълнов фон.
Около 380 000 години след Големия взрив, ранната Вселена стана хладна и разсеяна достатъчно, за да може светлината да се движи безпрепятствено, което тя продължи да прави - носейки със себе си информация за „повърхността на последното разсейване“. Преди това фотоните непрекъснато се абсорбират и излъчват (т.е. се разпръскват) от горещата плътна плазма на по-ранната Вселена - и никога не отиват никъде като светлинни лъчи.
Но съвсем внезапно Вселената стана много по-малко пренаселена, когато се охлади достатъчно, за да се комбинират електрони с ядра, за да образуват първите атоми. Така че този първи изблик на светлина, тъй като Вселената става внезапно прозрачна за излъчване, съдържа фотони, излъчвани в онзи доста единствен момент - тъй като обстоятелствата, които позволяват такъв универсален изблик на енергия, се случиха само веднъж.
С разширяването на Вселената през следващите 13.6 и малко милиарди години, много от тези фотони вероятно са се сблъскали в нещо отдавна, но все още са останали достатъчно, за да запълнят небето с подписване на енергията на подписа, което може би някога е било мощна гама лъчи но сега е опъната право в микровълновата. Независимо от това, тя все още съдържа същата информация за „повърхността на последното разсейване“.
Наблюденията ни казват, че на определено ниво космическият микровълнов фон е забележително изотропен. Това доведе до теорията за космическата инфлация, където смятаме, че е имало много ранно експоненциално разширяване на микроскопичната вселена на около 1 × 10-36 от първата секунда - което обяснява защо всичко изглежда толкова равномерно разпределено.
Въпреки това, внимателният поглед върху космическия микровълнов фон (CMB) наистина показва мъничко късче - или анизотропия - както е показано в данните, събрани от подходящо наречената Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).
Наистина, най-забележителното за CMB е неговата мащабна изотропия и намирането на някои фини зърнени анизотропии може би не е толкова изненадващо. Това обаче е информация и дава теоретици нещо, от което да се изграждат математически модели за съдържанието на ранната Вселена.
Някои теоретици говорят за квадраполни моментни аномалии на CMB. Идеята за квадрупол по същество е израз на разпределение на енергийната плътност в сферичен обем - който може да разпръсне светлина нагоре или назад (или вариации от тези четири „полярни“ посоки). Степен на променливо отклонение от повърхността на последното разсейване след това намеква за анизотропии в сферичния обем, който представлява ранната Вселена.
Например, да речем, че е запълнен с мини черни дупки (MBHs)? Scardigli et al (виж по-долу) математически проучиха три сценария, където малко преди космическата инфлация при 1 × 10-36 секунди: 1) малката първична вселена се напълни с колекция от MBH; 2) същите MBH незабавно се изпаряват, създавайки множество точкови източници на радиация на Хокинг; или 3) не е имало MBH, в съответствие с конвенционалната теория.
Когато те проведоха математиката, сценарий 1 най-добре пасва на WMAP наблюдения на аномални квадруполни анизотропии. И така, хей - защо не? Малка прото-вселена, пълна с мини черни дупки. Друга възможност е да се тества кога от Планк или други бъдещи мисии идват някои CMB данни с по-висока разделителна способност. А междувременно това е материал за писателя на астрономията, отчаян от историята.
Допълнителна информация: Scardigli, F., Gruber, C. и Chen (2010) Останки от черна дупка в ранната Вселена.
