Пригадайте, як ви могли колись забрати книгу про перші три хвилини після Великого вибуху та вразитися рівнем деталізації, який могли б забезпечити спостереження та теорія щодо тих ранніх моментів Всесвіту. У наші дні більше уваги приділяється тому, що сталося між 1 × 10-36 і 1 × 10-32 першої секунди, коли ми намагаємося одружитися з теорією з більш детальними спостереженнями за космічним мікрохвильовим фоном.
Приблизно через 380 000 років після Великого вибуху ранній Всесвіт став прохолодним і розсіяним, щоб світло безперешкодно рухалося, що він і робив, і несе з собою інформацію про «поверхню останнього розсіювання». До цього часу фотони постійно поглиналися та повторно випромінювались (тобто розсіювались) гарячою щільною плазмою попереднього Всесвіту - і ніколи насправді нікуди не дівались, як промені світла.
Але зовсім раптом Всесвіт стала набагато менш переповненою, коли охолола достатньо, щоб електрони поєдналися з ядрами, щоб утворити перші атоми. Отже, цей перший вибух світла, коли Всесвіт стала раптово прозорою для випромінювання, містив фотони, випромінювані в той досить сингулярний момент - оскільки обставини, що дозволяють зробити такий універсальний сплеск енергії, трапилися лише один раз.
З розширенням Всесвіту протягом наступних 13,6 та трохи мільярдів років багато цих фотонів, ймовірно, врізалися в щось давно, але все ще залишається достатньо, щоб наповнити небо підривом енергії підпису, який, можливо, колись був потужним гамма-промінням але зараз він розтягнувся прямо в мікрохвильову піч. Тим не менш, вона все ще містить ту саму «поверхню останнього розпорошення» інформації.
Спостереження говорять про те, що на певному рівні космічний мікрохвильовий фон надзвичайно ізотропний. Це призвело до теорії космічної інфляції, де, на нашу думку, відбулося дуже раннє експоненціальне розширення мікроскопічного всесвіту приблизно на 1 × 10-36 першої секунди - яка пояснює, чому все виглядає так рівномірно.
Однак уважний погляд на космічний мікрохвильовий фон (CMB) дійсно показує крихітну трохи пухкості - або анізотропію - як це продемонстрували дані, зібрані влучно названим зондом Wilkinson Microwave Anisotropy (WMAP).
Дійсно, найбільш примітним у відношенні КМБ є його масштабна ізотропія та виявлення анізотропій тонкого зерна, мабуть, не так дивно. Однак це дані, і це дає теоретикам щось, з чого побудувати математичні моделі щодо вмісту раннього Всесвіту.
Деякі теоретики говорять про аномалії квадрупольного моменту CMB. Ідея квадруполя по суті є вираженням розподілу щільності енергії в сферичному об'ємі, який може розсіяти світло вгору або назад (або варіації з цих чотирьох "полярних" напрямків). Ступінь змінного відхилення від поверхні останнього розсіювання потім натякає на анізотропію в сферичному обсязі, що представляє собою ранній Всесвіт.
Наприклад, скажіть, вона була заповнена міні-чорними дірами (MBH)? Scardigli et al (див. Нижче) математично досліджували три сценарії, де безпосередньо перед космічною інфляцією 1 × 10-36 секунди: 1) крихітна первісна Всесвіт була заповнена колекцією MBH; 2) ті самі MBH негайно випаровуються, створюючи кілька точкових джерел випромінювання Хокінга; або 3) не було MBH, відповідно до загальноприйнятої теорії.
Коли вони проводили математику, сценарій 1 найкраще відповідає WMAP-спостереженням за аномальними квадрупольними анізотропіями. Отже, ей - чому б і ні? Крихітний прото-Всесвіт, заповнений міні-чорними дірами. Це ще одна можливість перевірити, коли з Планку або інших майбутніх місій надходять деякі дані CMB з більшою роздільною здатністю. А тим часом це матеріал для письменника з астрономії, який відчайдушно бажає оповідання.
Подальше читання: Scardigli, F., Gruber, C. та Chen (2010) Залишки чорної діри у ранньому Всесвіті.
