¿Qué grosor tiene el fondo cósmico de microondas, incluida la parte que no podemos ver dentro del universo observable?

Si te entiendo bien, quieres saber la distancia desde el punto desde el que observamos el CMB, hasta el borde del Universo observable.

Durante la inflación, el Universo observable se expandió de un radio ridículamente pequeño a unos diez metros, por lo que esa parte puede ignorarse con seguridad en comparación con las distancias actuales.$^1$.

La distancia$^2$a la "cáscara CMB"$^3$es de 45,4 mil millones de años luz ("Glyr"), y la distancia al borde del Universo observable es de 46,3 Glyr. Por lo tanto, la capa del Universo observable que se encuentra más allá de la capa CMB tiene un espesor de solo 0,9 Glyr.

Aquí hay un boceto de cómo interpreto su pregunta (no a escala):

Si lo desea, puedo agregar detalles sobre cómo calcular estos números.

$^1$_{Sin embargo, la expansión relativa durante la inflación fue enorme: el universo se expandió aproximadamente por el mismo factor que se ha expandido después, a saber, un factor de$\sim10^{26}$.}

$^2$_{Aquí, "distancia" corresponde a la distancia de comovimiento , que es lo que mediría si congelara el Universo en este momento y comenzara a colocar varas métricas.}

$^3$_{Este caparazón no es infinitamente delgado, pero tiene un grosor de unos 60 millones de años luz, así que ignoremos eso.}

El radio de movimiento de la esfera de materia que vemos como CMBR se puede calcular a partir de parámetros cosmológicos medidos y es de alrededor de 46 mil millones de años luz.

Se desconoce el tamaño comóvil que abarca nuestro cono de luz pasado hasta el principio de los tiempos, pero tiene que ser mucho mayor, al menos cientos de miles de millones de años luz de diámetro, y potencialmente mucho más grande.

Si calcula el radio de movimiento comóvil del universo observable hasta el final de la inflación en la cosmología ΛCDM (o hasta el big bang no inflacionario; la diferencia es insignificante), obtendrá un valor ligeramente mayor que el radio CMBR (menos mil millones de años luz más). Eso es en realidad un problema, conocido como el problema del horizonte .

Como se muestra en esta imagen del artículo de Wikipedia, si la distancia máxima que la luz (o cualquier otra cosa) puede haber viajado entre el big bang y la emisión CMBR es pequeña, entonces los pasados ​​causales de puntos distantes en la esfera CMBR no tienen nada en común, por lo tanto, no hay razón por la que el CMBR deba ser tan uniforme como se observa.

Para resolver este problema, necesita que los conos de luz pasados ​​de los puntos distantes se superpongan sustancialmente. Si imagina que los puntos antípodas deberían tener un 99% de superposición de sus pasados ​​para explicar la homogeneidad de la CMBR (¡no sé si eso es del todo razonable!), entonces el radio comóvil de sus pasados ​​causales debe estar alrededor$\sqrt{100/2}$veces el radio de la esfera CMBR, es decir, ~300 mil millones de años luz en la distancia de comovimiento actual.

Es posible que haya notado un error aquí: los pasados ​​causales son solo círculos/esferas agradables si el universo es homogéneo e isotrópico, pero si lo es, entonces no hay nada que explicar. Esto también afecta diagramas como el del artículo de Wikipedia: los círculos pequeños no deberían ser circulares. Pero el argumento esencialmente no ha cambiado, solo que es más confuso. La conclusión principal es que la región total abarcada por nuestro cono de luz pasado debe ser mucho más grande que la esfera CMBR, no solo un poco más grande.

La inflación resuelve este problema al tener conos de luz pasados ​​​​muy grandes. Si dura 60 e-pliegues, que comúnmente se cita como el mínimo posible para explicar la homogeneidad observada, entonces la distancia de viaje de la luz comomóvil durante el inflado es de alrededor$e^{60}\approx 10^{26}$veces mayor que en el modelo del big bang dominado por la radiación. Esta enorme explosión se aplica solo a una pequeña fracción de segundo de expansión en el modelo dominado por la radiación, no a 380.000 años, pero es suficiente para aumentar en gran medida el área total cubierta por el pasado cono de luz. Este es solo un límite inferior en el número de pliegues electrónicos; la inflación puede generar fácilmente regiones homogéneas enormemente más grandes. Entonces, el tamaño de nuestro cono de luz pasado es realmente desconocido.