Wie dick ist der kosmische Mikrowellenhintergrund, einschließlich des Teils, den wir im beobachtbaren Universum nicht sehen können?

Wenn ich Sie richtig verstehe, möchten Sie die Entfernung von dem Punkt wissen, von dem aus wir den CMB beobachten, bis zum Rand des beobachtbaren Universums.

Während der Inflation hat sich das beobachtbare Universum von lächerlich klein auf einen Radius von etwa zehn Metern ausgedehnt, sodass dieser Teil im Vergleich zu den heutigen Entfernungen getrost ignoriert werden kann$^1$.

Die Distanz$^2$zur "CMB-Schale"$^3$beträgt 45,4 Milliarden Lichtjahre ("Glyr"), und die Entfernung zum Rand des beobachtbaren Universums beträgt 46,3 Glyr. Daher hat die Hülle des beobachtbaren Universums, die hinter der CMB-Hülle liegt, eine Dicke von nur 0,9 Glyr.

Hier ist eine Skizze, wie ich Ihre Frage interpretiere (nicht maßstabsgetreu):

Wenn Sie möchten, kann ich Details zur Berechnung dieser Zahlen hinzufügen.

$^1$_{Die relative Expansion während der Inflation war jedoch enorm: Das Universum expandierte ungefähr um denselben Faktor wie danach, nämlich um einen Faktor von$\sim10^{26}$.}

$^2$_{Hier entspricht "Distanz" der Distanz, die Sie messen würden, wenn Sie das Universum jetzt einfrieren und anfangen würden, Meterstäbe auszulegen.}

$^3$_{Diese Hülle ist nicht unendlich dünn, sondern hat eine Dicke von etwa 60 Millionen Lichtjahren, also ignorieren wir das.}

Der sich mitbewegende Radius der Materiekugel, den wir als CMBR sehen, lässt sich aus gemessenen kosmologischen Parametern berechnen und beträgt etwa 46 Milliarden Lichtjahre.

Die mitbewegte Größe, die unser vergangener Lichtkegel bis zum Beginn der Zeit umfasst, ist nicht bekannt, aber er muss viel größer sein – mindestens Hunderte von Milliarden Lichtjahren im Durchmesser und möglicherweise erheblich größer.

Wenn Sie den sich bewegenden Radius des beobachtbaren Universums bis zum Ende der Inflation in der ΛCDM-Kosmologie zurückrechnen (oder zurück zum nicht-inflationären Urknall – der Unterschied ist vernachlässigbar), dann erhalten Sie einen Wert, der nur geringfügig größer ist als der CMBR-Radius (kleiner als eine Milliarde Lichtjahre mehr). Das ist eigentlich ein Problem, das als Horizontproblem bekannt ist .

Wie in diesem Bild aus dem Wikipedia-Artikel gezeigt, wenn die maximale Entfernung, die Licht (oder irgendetwas anderes) zwischen dem Urknall und der CMBR-Emission zurückgelegt haben kann, klein ist, dann haben die kausalen Vergangenheiten entfernter Punkte in der CMBR-Sphäre nichts gemeinsam. Es gibt also keinen Grund, warum der CMBR so einheitlich sein sollte, wie es beobachtet wird.

Um dieses Problem zu lösen, müssen sich die vergangenen Lichtkegel der entfernten Punkte erheblich überlappen. Wenn Sie sich vorstellen, dass antipodische Punkte eine 99%ige Überlappung ihrer Vergangenheit haben sollten, um die Homogenität der CMBR zu erklären (ich weiß nicht, ob das überhaupt vernünftig ist!), dann muss der sich bewegende Radius ihrer kausalen Vergangenheit vorhanden sein$\sqrt{100/2}$mal dem Radius der CMBR-Sphäre, dh ~300 Milliarden Lichtjahre in heutiger Bewegungsentfernung.

Vielleicht ist Ihnen hier ein Fehler aufgefallen: Die kausalen Vergangenheiten sind nur schöne Kreise/Sphären, wenn das Universum homogen und isotrop ist, aber wenn ja, dann gibt es nichts zu erklären. Dies betrifft auch Diagramme wie das im Wikipedia-Artikel: Die kleinen Kreise sollten nicht kreisförmig sein. Aber das Argument ist im Wesentlichen unverändert, nur unschärfer. Die wichtigste Erkenntnis ist, dass die gesamte Region, die von unserem vergangenen Lichtkegel umfasst wird, viel größer als die CMBR-Sphäre sein muss, nicht nur geringfügig größer.

Die Inflation löst dieses Problem, indem sie sehr große Lichtkegel der Vergangenheit hat. Wenn es 60 E-Falten dauert, was allgemein als das Minimum angegeben wird, um die beobachtete Homogenität zu erklären, dann ist die Laufstrecke des mitbewegten Lichts während des Aufblasens ungefähr$e^{60}\approx 10^{26}$mal größer als im strahlungsdominierten Urknallmodell. Diese enorme Explosion gilt nur für einen winzigen Bruchteil einer Sekunde der Ausdehnung im strahlungsdominierten Modell, nicht 380.000 Jahre wert, aber es reicht immer noch aus, um die Gesamtfläche, die vom vergangenen Lichtkegel bedeckt wird, erheblich zu vergrößern. Dies ist nur eine Untergrenze für die Anzahl der E-Falten; Inflation kann leicht enorm größere homogene Regionen hervorbringen. Die Größe unseres vergangenen Lichtkegels ist also wirklich unbekannt.