Вспомните, как однажды вы могли взять книгу о первых трех минутах после Большого взрыва и поразиться тому уровню детализации, который наблюдения и теория могли предоставить в отношении тех ранних моментов Вселенной. В эти дни основное внимание уделяется тому, что произошло между 1 × 10-36 и 1 × 10-32 первой секунды, поскольку мы пытаемся объединить теорию с более подробными наблюдениями космического микроволнового фона.
Приблизительно через 380 000 лет после Большого взрыва ранняя вселенная стала прохладной и достаточно рассеянной, чтобы свет мог двигаться беспрепятственно, что он и продолжал делать, неся с собой информацию о «поверхности последнего рассеяния». До этого времени фотоны непрерывно поглощались и переизлучались (то есть рассеивались) горячей плотной плазмой ранней вселенной - и никогда по-настоящему никуда не уходили как световые лучи.
Но совершенно неожиданно Вселенная стала намного менее тесной, когда она достаточно остыла, чтобы электроны могли соединиться с ядрами, чтобы сформировать первые атомы. Таким образом, этот первый всплеск света, когда вселенная внезапно стала прозрачной для излучения, содержал фотоны, излучаемые в этот довольно необычный момент - поскольку обстоятельства, обеспечивающие такой универсальный всплеск энергии, произошли только один раз.
С расширением Вселенной в течение следующих 13,6 и миллиардов лет, многие из этих фотонов, вероятно, разбились о чем-то давно, но их осталось еще достаточно, чтобы заполнить небо сигнатурным взрывом энергии, который когда-то мог быть мощным гамма-излучением. но теперь растянулся прямо в микроволновку. Тем не менее, он все еще содержит ту же самую «поверхность последнего рассеяния» информации.
Наблюдения говорят нам, что на определенном уровне микроволновый космический фон удивительно изотропен. Это привело к теории космической инфляции, где мы думаем, что было очень раннее экспоненциальное расширение микроскопической вселенной около 1 × 10.-36 первой секунды - что объясняет, почему все выглядит так равномерно.
Тем не менее, при внимательном рассмотрении космического микроволнового фона (CMB) действительно наблюдается крошечная комковатость - или анизотропия - как продемонстрировано в данных, собранных метко названным Уилкинсонским микроволновым зондом анизотропии (WMAP).
Действительно, самая замечательная вещь в CMB - это ее крупномасштабная изотропия, и обнаружение некоторых мелкозернистых анизотропий, возможно, не так уж удивительно. Тем не менее, это данные, и это дает теоретикам нечто, из чего можно построить математические модели о содержании ранней вселенной.
Некоторые теоретики говорят об аномалиях квадрупольного момента CMB. Идея квадруполя по сути является выражением распределения плотности энергии в сферическом объеме, которое может рассеивать свет вверх-вниз или назад-вперед (или отклонения от этих четырех «полярных» направлений). Степень переменного отклонения от поверхности последнего рассеяния намекает на анизотропию в сферическом объеме, который представляет раннюю вселенную.
Например, скажем, он был заполнен мини-черными дырами (MBH)? Скардигли и др. (См. Ниже) математически исследовали три сценария, где непосредственно перед космической инфляцией 1 × 10-36 секунды: 1) крошечная первозданная вселенная была заполнена коллекцией MBH; 2) те же самые МБК немедленно испаряются, создавая несколько точечных источников излучения Хокинга; или 3) не было MBH, в соответствии с общепринятой теорией.
При выполнении математики сценарий 1 наилучшим образом согласуется с наблюдениями WMAP за аномальными квадрупольными анизотропиями. Итак, эй - а почему бы и нет? Крошечная прото-вселенная, заполненная мини-черными дырами. Это еще один вариант проверки, когда поступают какие-то данные CMB с более высоким разрешением из Планка или других будущих миссий. А тем временем, это материал для астронома, отчаянно нуждающегося в истории.
Дальнейшее чтение: Скардигли Ф., Грубер К. и Чен (2010) Остатки черной дыры в ранней вселенной.
