Ingat bagaimana anda dapat mengambil buku mengenai tiga minit pertama setelah Big Bang dan kagum dengan tahap perincian yang dapat diberikan oleh pemerhatian dan teori mengenai saat-saat awal alam semesta ini. Hari ini tumpuan lebih kepada perkara yang berlaku antara 1 × 10-36 dan 1 × 10-32 detik pertama ketika kita cuba mengahwini teori dengan pemerhatian yang lebih terperinci mengenai latar belakang gelombang mikro kosmik.
Kira-kira 380,000 tahun setelah Big Bang, alam semesta awal menjadi sejuk dan cukup menyebar sehingga cahaya bergerak tanpa halangan, yang terus dilakukannya - membawa maklumat mengenai 'permukaan hamburan terakhir'. Sebelum masa ini foton terus diserap dan dipancarkan semula (mis. Tersebar) oleh plasma padat panas di alam semesta sebelumnya - dan tidak pernah benar-benar pergi ke mana sahaja sebagai sinar cahaya.
Tetapi secara tiba-tiba, alam semesta menjadi kurang sesak apabila cukup sejuk agar elektron bergabung dengan inti untuk membentuk atom pertama. Jadi letupan cahaya pertama ini, ketika alam semesta menjadi tiba-tiba telus terhadap radiasi, mengandungi foton yang dipancarkan pada momen yang cukup unik itu - kerana keadaan yang memungkinkan letupan tenaga sejagat itu hanya berlaku sekali.
Dengan pengembangan alam semesta selama 13,6 tahun dan beberapa miliar tahun lagi, banyak foton ini mungkin menabrak sesuatu yang lalu, tetapi masih banyak yang tersisa untuk memenuhi langit dengan ledakan tenaga khas yang mungkin pernah menjadi sinar gamma yang kuat tetapi kini telah diregangkan ke dalam gelombang mikro. Walaupun begitu, ia masih mengandungi maklumat 'permukaan penyebaran terakhir' yang sama.
Pemerhatian memberitahu kita bahawa, pada tahap tertentu, latar belakang gelombang mikro kosmik sangat isotropik. Ini membawa kepada teori inflasi kosmik, di mana kita fikir terdapat pengembangan eksponen awal alam semesta mikroskopik pada sekitar 1 × 10-36 detik pertama - yang menerangkan mengapa semuanya kelihatan sama rata.
Walau bagaimanapun, melihat latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) menunjukkan sedikit kekenyangan - atau anisotropi - seperti yang ditunjukkan dalam data yang dikumpulkan oleh Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).
Sungguh, perkara yang paling luar biasa mengenai CMB adalah isotropi berskala besarnya dan mencari beberapa anisotropi bijirin halus mungkin tidak begitu mengejutkan. Walau bagaimanapun, ia adalah data dan memberikan teori bagi sesuatu untuk membina model matematik mengenai kandungan alam semesta awal.
Beberapa ahli teori membicarakan anomali momen quadrupole CMB. Idea quadrupole pada dasarnya adalah ungkapan pengagihan ketumpatan tenaga dalam isipadu sfera - yang mungkin menyebarkan cahaya ke atas atau ke belakang (atau variasi dari keempat arah 'kutub'). Tahap pesongan berubah dari permukaan hamburan terakhir kemudian mengisyaratkan anisotropi dalam isipadu sfera yang mewakili alam semesta awal.
Sebagai contoh, katakan ia dipenuhi dengan lubang hitam mini (MBH)? Scardigli et al (lihat di bawah) secara matematik menyelidiki tiga senario, di mana sebelum inflasi kosmik pada 1 × 10-36 saat: 1) alam semesta purba kecil dipenuhi dengan koleksi MBH; 2) MBH yang sama segera menguap, mewujudkan pelbagai sumber sinaran Hawking; atau 3) tidak ada MBH, sesuai dengan teori konvensional.
Semasa mereka menjalankan matematik, senario 1 paling sesuai dengan pemerhatian WMAP terhadap anisotropia quadrupole yang tidak betul. Jadi, hei - mengapa tidak? Alam semesta kecil yang penuh dengan lubang hitam mini. Ini adalah pilihan lain untuk menguji bila beberapa data CMB beresolusi lebih tinggi masuk dari Planck atau misi masa depan yang akan datang. Dan sementara itu, adalah bahan bagi seorang penulis astronomi yang terdesak untuk cerita.
Bacaan lanjut: Scardigli, F., Gruber, C. dan Chen (2010) Sisa lubang hitam di alam semesta awal.
