handout - Desy
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nach dem Urknall; das Universum hatte zu dieser Zeit eine Temperatur von 3000<br />
Kelvin. Die Temperatur der Photonen nahm proportional mit der Ausdehnung des<br />
Universums ab, heute messen wir eine Temperatur von 2,725 Kelvin. Dies ist die<br />
kosmische Hintergrundstrahlung.<br />
3.1 Thomson-Querschnitt<br />
Die Thomson-Streuung beschreibt den Prozess des Stoßens zwischen Photonen und<br />
freien Elektronen. Es gilt:<br />
σ T ∝ 1 m 2 (2)<br />
Dabei ist σ T der Thomson-Querschnitt und m die Masse des geladenen Stoßpartners<br />
des Photons. Dieser Prozess macht das Universum für Photonen undurchlässig.<br />
Werden die freien Elektronen durch Baryonen zu neutraler Materie gebunden, wird<br />
der Wechselwirkungsquerschnitt so klein, dass eine ungestörte Ausbreitung der Photonen<br />
möglich ist. Die Photonen entkoppeln von der Materie.<br />
4 Anisotropie<br />
In der isotropen Hintergrundstrahlung gibt es kleine Temperatur-Schwankungen.<br />
Diese Schwankungen werden als Anisotropie bezeichnet und entstehen durch verschiedene<br />
Effekte; aus ihnen kann man wichtige Erkentnisse für die Kosmologie<br />
ziehen. Man unterscheidet dabei zwischen Anisotropien, die im frühen Universum<br />
entstanden sind (primäre Anisotropien) und solchen, die durch Effekte nach<br />
der Entkopplung entstehen (sekundäre Anisotropien). Neben Ballon-Experimenten<br />
liefern Satelliten-Missionen die besten Ergebnisse bei der Vermessung der kosmischen<br />
Hintergrundstrahlung und ihren Fluktuationen. 1989 wurde der Satellit COBE<br />
gestartet, der erstmals den ganzen Himmel kartierte. Seit 2001 liefert der Satellit<br />
WMAP durch höhere Winkelauflösung bessere Ergebnisse. Anfang 2011 werden die<br />
Ergebnisse des dritten Satelliten Planck mit noch besserer Auflöung erwartet.<br />
4.1 Mathematische Beschreibung<br />
der kosmischen Hintergrundstrahlung<br />
Möchte man die Temperaturfluktuationen mathematisch beschreiben, hat man es<br />
mit einem sphärischen, symmetrischen Problem zu tun. Deshalb entwickelt man die<br />
Temperstur T nach Kugelflächenfunktionen Y lm<br />
T (Θ, Φ) =<br />
∞∑<br />
l∑<br />
l=0 m=−l<br />
a lm Y lm (Θ, Φ) (3)<br />
Trägt man die Temperaturabweichung in eine bestimmte Richtung (△T ) 2 gegen die<br />
Ordnung der Multipolentwicklung l auf, so erhält man das Leistungsspektrum.<br />
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