Poslední dobou mi například hodně baví téma kosmického mikrovlnného pozadí (CMB). Mezi kontroverzní fakta patří anizotropie kosmického mikrovlnného pozadí, která prozrazuje, že se Sluneční soustava vůči němu pohybuje rychlostí 369.82±0.11 km/s ... oh wait, jak je ale možné se pohybovat vůči něčemu, co by v některých interpretacích mělo být "otiskem" homogenního Velkého třesku, v jiných v podstatě "kosmickým horizontem", tedy hranicí, od které nejvýše stačilo světlo doletět od Velkého třesku?
Jak přesně (s jakým rozlišením) vlastně jsme schopni ale mikrovlnné pozadí mapovat? Jde o rádiové frekvence, tedy je přijímáme teleskopy. Každá parabola má tzv. "postranní laloky" a jakýkoliv zisk odpovídá nějakému úhlovému rozlišení... v konečném důsledku, rozlišení bude nejspíš souviset, že dipól v ohnisku paraboly bude mít velikost odpovídající vlnové délce, v tomhle případě asi 1.9mm a zaměřování paraboly se nakonec dosáhne pouze rozlišení odpovídající posunu dipólu o asi jednu velikost sama sebe.
Je možné vůbec pootočit radioteleskopem tak jemně, aby ve směru jeho zaostření nikdy nebyla ani jediná extrémně vzdálená redshiftnutá galaxie? Silně pochybuju.. průměrná teplota kosmického pozadí mi tedy vychází, že je teplota redshiftnutého záření poslední galaxie, která se z naše úhlu pohledu nachází před kosmickým horizontem (asi je jasná, že ta galaxie samotná o tom, že se nachází těsně před naším horizontem vůbec neví, stejně jako loď odplouvající za obzor neví, že je za naším horizontem)
Mám dostatečný statistický aparát, abych tenhle svůj statistický vhled dokázal nějak formálně překopat na teorii? Asi ne. Vím, jak bych postupoval, kdybych tu teorii formulovat chtěl? Asi ano:
1) existuje průměrná hustota galaxií ve vesmíru, minimálně v tom blízkém, která je známá
2) vzdálenost kosmického horizontu je známá, je to Hubbleova vzdálenost a obecně je interpretována dvěma způsoby
2a) buď je to vzdálenost, kterou světlo stihlo urazit od Velkého třesku - toto je nejobvyklejší popularizovaná verze, mikrovlnné pozadí jako "ozvěna" Velkého třesku, apod.
2b) nebo je to vzhledem k rozpínání vesmíru jednoduše vzdálenost, za kterou se už objekty od nás vzdalují rychleji, než světlo
Moje teorie pracuje s 2b) a Velký třesk vůbec nediskutuje (ani jestli k němu došlo, ani v jak dávné minulosti, apod.). Samozřejmě, stáří galaxií umíme měřit (podle chemického složení, apod.) Ale čím dále do minulosti se díváme, tím víc jsme schopni rozeznat stěží vodík, takže prostě množství informací, které máme o velmi vzdáleném vesmíru, je velmi malé.
Z průměrné hustoty galaxií, vzdálenosti kosmického horizontu, dané víceméně stejnou rychlostí rozpínání (ne přesně stejnou, viz ta anizotropie) by prostě vlnová délka CMB měla vyplynou. Teplota prostě odpovídá průměrné rychlosti poslední, nejrychlejší galaxie před kosmickým horizontem. Pokud bychom dokázali stavět větší a větší radioteleskopy (např. v hlubokém kosmu), tak bychom objevili větší a větší bodové anizotropie a celé přesnější pozorování by konvergovalo k nalezení bodů s teplotou blížící se absolutní nule, jenže nejspíš by hledání takového bodu trvalo v podstatě nekonečně dlouhou dobu - minimální doba, po kterou radioteleskop studuje jeden bod oblohy, logicky nesmí být kratší, než frekvence pozorovaného záření.
Celá věc mi přijde poměrně jasná, je tady i jasná predikce: radioteleskopy s větší ziskem antény budou po dostatečně dlouhé době pozorování nalézat v kosmickém pozadí stále nové anomálie se stále nižší teplotou (anomálie s vyšší teplotou nakonec budou muset být interpretovány jako nějaký bližší a tedy méně rychle se vzdalující objekt). Tyto anomálie budou odpovídat velmi vzdáleným "big void", velkým prázdnům, analogickým velkým prázdnům, která nás obklopují.
Co zbývá porovnat je ale "výkon", na kterém mikrovlnné pozadí vysílá: sedí počet všech vzdalujících se galaxií těsně před kosmickým horizontem skutečně výkonu, který bychom z takové vzdálenosti měli přijímat? Opět, závisí to na tom, kolik galaxií by statisticky mělo p je připadat na jeden "pixel" snímaného kosmického pozadí při daném rozlišení. Výkon průměrné galaxie známe, mělo by to jít počítat přes běžné mikrovlnařské typu EIRP, apod...
Rozdíl mezi 2a) a 2b) je trochu v tom, že zatímco ve 2a) by velikost pozorovatelného vesmíru měla narůstat, protože s tím, jak se vzdalujeme éře Velkého třesku, to kosmické pozadí postupně chladne, a my tedy jsme schopni "dohlédnout dál", i na vzdálenosti, kde je redshift pod hranicí hladiny šumu CMB, tak ve 2b) závisí jen na momentální rychlosti expanze vesmíru, která jediná má vliv na vzdálenost kosmického horizontu (na tom, jak dávno se odehrál Velký třesk nebo jestli se opravdu odehrál jako reálný fyzikální jev v tomto případě nezáleží).