Spomnite se, kako ste nekoč lahko pobrali knjigo o prvih treh minutah po velikem udaru in bili presenečeni nad nivojem podrobnosti, ki bi ga lahko zagotovili opazovanje in teorija glede tistih zgodnjih trenutkov vesolja. V teh dneh je poudarek bolj na dogajanju med 1 × 10-36 in 1 × 10-32 prve sekunde, ko poskušamo poročiti teorijo z natančnejšimi opazovanji kozmičnega mikrovalovnega ozadja.
Približno 380.000 let po velikem udaru je zgodnje vesolje postalo dovolj hladno in razpršeno, da se je svetloba nemoteno premikala, kar je nadaljevala - s seboj je nosila podatke o "površini zadnjega sipanja". Pred tem so fotoni nenehno absorbirali in ponovno oddajali (t.i. razpršili) vroča gosta plazma prejšnjega vesolja - in nikoli ni šla nikamor kot svetlobni žarki.
Toda nenadoma je bilo vesolje precej manj gneče, ko se je ohladilo dovolj, da so se elektroni združili z jedri in tvorili prve atome. Torej je ta prvi pramen svetlobe, ko je vesolje postalo nenadoma prozorno za sevanje, vseboval fotone, ki se oddajajo v tistem dokaj edinstvenem trenutku - saj so se okoliščine, ki omogočajo tako univerzalni skok energije, le enkrat zgodile.
Z razširitvijo vesolja v nadaljnjih 13,6 in nekaj milijardami letih se je veliko teh fotonov verjetno zrušilo v nekaj davnih časov, vendar jih je še vedno dovolj, da napolnijo nebo s podpisom energijskega podpisa, ki bi bil nekoč lahko močan gama žarkov vendar se je zdaj raztegnila naravnost v mikrovalovno pečico. Kljub temu še vedno vsebuje isto informacijo o "površini zadnjega razpršitve".
Opazovanja nam govorijo, da je na določeni ravni kozmično mikrovalovno ozadje izjemno izotropno. To je pripeljalo do teorije o kozmični inflaciji, kjer menimo, da je prišlo do zelo zgodnje eksponentne širitve mikroskopskega vesolja na približno 1 × 10-36 prve sekunde - ki pojasnjuje, zakaj se vse zdi tako enakomerno razporejeno.
Vendar natančen pogled na kozmično mikrovalovno ozadje (CMB) vsekakor kaže na majhno rahlost - ali anizotropijo - kot kažejo podatki, ki jih je zbral natančno imenovan Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).
Res je, kar je najbolj pomembno pri CMB, je njegova izotropija velikega obsega in iskanje nekaterih anizotropij z drobnimi zrni morda ni tako presenetljivo. Vendar gre za podatke in teoretikom daje nekaj, iz česar lahko gradijo matematične modele o vsebini zgodnjega vesolja.
Nekateri teoretiki govorijo o kvadrapolnih trenutnih anomalijah CMB. Ideja kvadrupola je v bistvu izraz porazdelitve gostote energije znotraj sferičnega volumna - ki bi lahko razpršil svetlobo navzgor ali nazaj (ali različice iz teh štirih "polarnih" smeri). Stopnja spremenljivega odklona od površine zadnjega sipanja nato namiguje na anizotropije v sferičnem volumnu, ki predstavlja zgodnje vesolje.
Na primer, recimo, da je bila napolnjena z mini črnimi luknjami (MBH)? Scardigli et al (glej spodaj) so matematično raziskali tri scenarije, kjer je tik pred kozmično inflacijo znašala 1 × 10-36 sekunde: 1) drobno prvotno vesolje je bilo napolnjeno z zbirko MBH; 2) iste MBH takoj izhlapijo in ustvarijo več točkovnih virov Hawkingovega sevanja; ali 3) ni bilo MBH, v skladu s konvencionalno teorijo.
Ko so vodili matematiko, se scenarij 1 najbolje prilega WMAP-ovemu opazovanju anomalijskih kvazopolnih anizotropij. Torej, hej - zakaj pa ne? Drobno proto-vesolje, napolnjeno z mini črnimi luknjami. Druga možnost je preizkusiti, kdaj v Planck ali v prihodnje misije prihajajo nekateri podatki CMB z višjo ločljivostjo. Vmes pa je gradivo za pisatelja astronomije, ki obupa nad zgodbo.
Nadaljnje branje: Scardigli, F., Gruber, C. in Chen (2010) Ostanki črne luknje v zgodnjem vesolju.
