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Die kosmische Hintergrundstrahlung<br />
Hauptseminar: Der Urknall und seine Teilchen - SS 2013 - Stephan Beyer<br />
Was ist die kosmische Hintergrundstrahlung ?<br />
Bei der kosmischen Hintergrundstrahlung handelt es sich um eine sehr isotrope<br />
Strahlung im Mikrowellenbereich, welche 380 000 Jahre nach dem Urknall freigesetzt<br />
wurde. Damals herrschte ein thermisches Gleichgewicht zwischen baryonischer<br />
Materie und Strahlung. Die Materie war hierbei vollständig ionisiert, sodass Photonen<br />
ständig mit freien geladenen Teilchen wechselwirken konnten. Dies geschah<br />
hauptsächlich über Thompson-Streuung der Photonen mit freien Elektronen. Nachfolgende<br />
Reaktion erfolgte während dieser Gleichgewichtsphase dementsprechend in<br />
beiden Richtungen:<br />
p + e − ←→ H + γ<br />
Dies wird auch als eine Kopplung von Materie und Strahlung bezeichnet.<br />
Aufgrund der Expansion des Universums sank sowohl die Temperatur (und damit<br />
auch die Energie der Strahlung) als auch die Teilchendichte, was dazu führte, dass<br />
sich nach 380 000 Jahren neutrale Atome bilden konnten. Diese Phase nennt man<br />
Rekombination. Infolgedessen kam es zu einer Entkopplung der Strahlung von der<br />
Materie, woraus die Hintergrundstrahlung hervorging. Nachfolgende Abbildung verdeutlicht<br />
diese zwei beschriebenen Phasen:<br />
Abbildung 1: Die Entkopplung der Strahlung von der Materie<br />
Aufgrund des thermischen Gleichgewichts zur damaligen Zeit weist die Hintergrundstrahlung<br />
das Spektrum eines Schwarzen Körpers - auch Planck-Spektrum genannt<br />
- auf.<br />
ɛ(ν)dν = 8πh<br />
c 3<br />
ν 3 dν<br />
( )<br />
exp − 1<br />
1<br />
hν<br />
k b T
Dieses besitzt als einzigen freien Parameter die Temperatur, sodass der heute gemessenen<br />
Hintergrundstrahlung eine Temperatur von 2.725 K zugewiesen werden kann.<br />
Oft wird diese auch als Temperatur des Universums bezeichnet. Für eine Berechnung<br />
der Temperatur zur Zeit der Entkopplung muss neben der Ionisierungsenergie<br />
von Wassersto (13.6 eV) auch das Baryonen-Photonen-Verhältnis in Betracht gezogen<br />
werden. Denn aufgrund der Tatsache, dass es pro Baryon 10 9 Photonen gibt,<br />
konnte Wassersto noch bis zu einer Temperatur von etwa 3000 K, was nur noch<br />
einer mittleren Photonenenergie von 0.8 eV entspricht, ionisiert werden. Dies ist auf<br />
die Eigenschaften des Planck-Spektrums zurückzuführen, das auch bei dieser Temperatur<br />
noch Photonen enthält, welche die notwendige Energie aufbringen. Für ein<br />
genaueres Verständnis dieses Sachverhalts ist hier die Saha-Gleichung zu betrachten.<br />
Oftmals wird der Zeitpunkt der Entkopplung nicht mit 380 000 Jahren angegeben,<br />
sondern anhand der Rotverschiebung z. Die Rotverschiebung ist deniert mit dem<br />
Verhältnis aus Wellenlängenänderung und ursprünglicher Wellenlänge:<br />
z = λ ob − λ em<br />
λ em<br />
= λ ob<br />
λ em<br />
− 1<br />
Die hier wesentliche Rotverschiebung resultiert allerdings nicht aus dem bekannten<br />
Dopplereekt, sondern aus der Expansion des Universums und wird kosmologische<br />
Rotverschiebung bezeichnet. Hierbei wirkt sich die Expansion des Raumes auch direkt<br />
auf die Wellenlänge aus und dehnt diese in gleichem Maÿe. Die Expansion wird<br />
in der Kosmologie mithilfe des dimensionslosen Skalenparameters a beschrieben, sodass<br />
folgende wichtige Proportionalitäten gelten:<br />
λ ∝ a E rad = h ν ∝ a −1 V ∝ a 3 ɛ rad = E rad<br />
V<br />
∝ a −4<br />
In Zusammenhang mit dem Stefan-Boltzmann-Gesetz, welches für die Strahlungsenergiedichte<br />
eine T 4 -Abhängigkeit vorhersagt, liefert dies eine Denition der Rotverschiebung<br />
über die Temperatur:<br />
z = a(t 0)<br />
a(t rec ) − 1 = T rec<br />
T 0<br />
− 1 = 3000<br />
2.725 − 1 ≈ 1100<br />
Der Index 0 steht in der Kosmologie immer für den aktuellen Zeitpunkt. Setzt man<br />
den Skalenparameter heute auf 1, besagt dieses Ergebnis auch, dass die Längenskala<br />
zum Zeitpunkt der Rekombination 1 kleiner war.<br />
1100<br />
Das Zusammenspiel aus kosmologischer Rotverschiebung und sinkender Teilchendichte<br />
in Laufe der Expansion stellt sicher, dass die Hintergrundstrahlung auch<br />
heute noch ein Planck-Spektrum aufweist (siehe Abbildung 2). Des Weiteren erhält<br />
man aus der heute gemessenen Energiedichte und der mittleren Photonenenergie,<br />
dass pro Kubikzentimeter etwa 400 Photonen der Hintergrundstrahlung zuzuordnen<br />
sind.<br />
2
Abbildung 2: Zur Erhaltung des Planck-Spektums<br />
Vorhersage und Entdeckung der Strahlung<br />
Die Physiker G. Gamov, R. Alpher und R. Herman sagten erstmals 1948 eine aus<br />
dem Urknall entstandene und noch heute existierende Strahlung voraus. Dies erfolgte<br />
im Einklang mit der Urknalltheorie, welche im Wesentlichen auf der Expansion des<br />
Universums, der Teilchenentstehung und der Temperaturentwicklung aufbaute. Die<br />
Tatsache, dass dies erst 1948 geschah, verhinderte, dass 1941 gewisse Entdeckungen<br />
richtig interpretiert werden konnte. Man hatte damals im interstellaren Gas Absorptionslinien<br />
beobachtet, welche auf eine Anregung im Mikrowellenbereich hinwiesen.<br />
Allerdings wurde eine Anregung aufgrund einer Hintergrundstrahlung noch nicht in<br />
Betracht gezogen. In den Jahren nach 1948 beschäftigten sich weitere Wissenschaftler<br />
mit dieser Strahlung. Dies betraf sowohl die Abschätzung der Temperatur als<br />
auch das Bauen geeigneter Instrumente zur Entdeckung der Strahlung. Schlussendlich<br />
stieÿen jedoch die zwei Radioastronomen A. Penzias und R.W. Wilson 1964<br />
per Zufall auf die Hintergrundstrahlung. Sie befanden sich gerade bei Arbeiten an<br />
einer neuen empndlichen Antenne in den Bell Laboren, wobei sie ein isotropes<br />
Störsignal bei λ = 7.35 cm bemerkten. Dieses Signal war tageszeitunabhängig und<br />
in jeder Richtung gleich (isotrop). Auch Reinigungsarbeiten an der Antenne hatten<br />
keinerlei Auswirkungen. Nicht weit entfernt bereitete eine Forschergruppe um R.<br />
Dicke und D. Wilkinson Experimente zur Suche nach der Hintergrundstrahlung vor.<br />
Nachdem Penzias auf die Theorie einer noch heute messbaren kosmischen Hintergrundstrahlung<br />
aufmerksam gemacht wurde, wandte er sich an Dicke, welcher das<br />
Störsignal identizieren konnte. 1965 machten beide Forschergruppen die Ergebnisse<br />
im Astrophysica Journal anhand zweier Artikel öentlich und 1978 wurden Penzias<br />
und Wilson für ihre Entdeckung mit dem Nobelpreis belohnt. In den 70er Jahren<br />
gelang durch Messungen auf verschieden Frequenzen die Bestätigung des Planck-<br />
Spektrums, wodurch sich das Urknallmodell etablierte.<br />
Anisotropie der Strahlung<br />
Schon früh nach der Entdeckung der Strahlung fragte man sich, ob trotz der hohen<br />
Isotropie auf kleineren Skalen nicht Unterschiede in der Temperatur auftreten<br />
müssen. Denn die heutigen groÿräumigen Strukturen müssen aus Gravitationspoten-<br />
3
tialen aus Dunkler Materie hervorgegangen sein, welche ihren Ursprung in Quanten-<br />
uktuationen zur Phase der Ination hatten. Dunkle Materie wechselwirkt nur gravitativ<br />
mit Photonen und Baryonen und konnte deshalb diese Potentiale ausbilden.<br />
Dementsprechend erwartete man auch Unterschiede (Anisotropien) in der Temperatur<br />
der Strahlung. Diese blieben allerdings bis 1992 unentdeckt, da sie hauptsächlich<br />
im µK-Bereich auftreten.<br />
Da sich ähnliche physikalische Eekte auf vergleichbaren Skalen abspielen, ist eine<br />
statistische Erfassung dieser Eekte sinnvoll. Hierbei wird die Korrelation C(r) der<br />
Temperaturuktuationen von Punkten festen Abstands r vermessen. Dies ist gleichbedeutend<br />
mit einem festen Winkelabstand θ. Da beim Messprozess sozusagen die<br />
Innenseite einer Kugeloberäche betrachtet wird, ist es sinnvoll die Korrelationsfunktion<br />
in Kugelächenfunktionen (Y lm ) zu zerlegen. Infolgedessen entspricht die<br />
Winkelskala einer l-Skala mit dem Multipolindex l, wobei in etwa θ = 180◦ gilt. Die<br />
l<br />
Messergebnisse liefern dann das sogenannte Leistungsspektrum, in dem die Temperaturuktuationen<br />
über der Multipolordnung aufgetragen werden. Dieses zeigt eine<br />
nach rechts immer kleiner werdende Winkelskala. Verdeutlicht wird dies durch die<br />
immer exakteren Aufnahmen der Hintergrundstrahlung. Der Trennpfeil bei l=90 entspricht<br />
einem Winkel von 2 ◦ und macht deutlich, dass nur Gebiete, welche wir heute<br />
unter einem kleineren Winkelabstand beobachten zum Zeitpunkt der Rekombination<br />
in kausalen Zusammenhang gestanden haben können. Dies ist auf die Endlichkeit<br />
der Lichtgeschwindigkeit zurückzuführen.<br />
Abbildung 3: Das Leistungsspektrum<br />
Auf groÿen Skalen kommt hauptsächlich der Sachs-Wolfe-Eekt zum Tragen. Dieser<br />
beschreibt den Eekt der gravitativen Rotverschiebung. Photonen aus Gebieten<br />
gröÿerer Massendichte verlieren beim Entkommen aus diesen Potentialtöpfen mehr<br />
Energie als Photonen aus Gebieten kleinerer Massendichte. Dies wirkt sich gleicher-<br />
4
maÿen auf die Temperaturuktuationen aus.<br />
Der zweite im Leistungsspektrum sichtbare Eekt sind Akustische Schwingungen.<br />
Die Benennung erfolgt aus der Tatsache, dass es sich hierbei um Dichtewellen<br />
handelt. Die Oszillation erfolgt dabei aufgrund zweier entgegenwirkender Kräfte.<br />
Zum einen üben die Potentialtöpfe der Dunklen Materie sowohl auf Baryonen als<br />
auch Photonen eine gravitative Anziehung aus und komprimieren das Gemisch. Dem<br />
wirkt bei hoher Kompression allerdings der Photonendruck wie eine zusammengedrückte<br />
Feder entgegen und das Gemisch wird wieder verdünnt. So kommt es zu<br />
einer Schwingung, an welcher die Dunkle Materie allerdings nicht beteiligt ist. Die<br />
Dichtewellen breiteten sich dabei mit einer Plasmageschwindigkeit von c s = √ c<br />
3<br />
aus,<br />
so dass gleich groÿe Materiewolken zum Zeitpunkt der Rekombination gerade in Phase<br />
sind. Deshalb ist dieser Eekt im Leistungsspektrum zu erkennen. Eine genauerer<br />
Betrachtung der ersten beiden Peaks soll das Prinzip verdeutlichen. Der 1.Peak entspricht<br />
der Grundwelle, da bis zur Rekombination genau ein Kompressionsvorgang<br />
stattgefunden hat. Die adiabatische Kompression der Photonen und Baryonen führt<br />
nun eigentlich aufgrund des thermischen Gleichgewichts zu einer Erwärmung der<br />
Photonen aus diesen Gebieten. Da diese nun aber noch den Potentialtopf aus Dunkler<br />
Materie und Baryonen verlassen müssen, dreht sich das Temperaturverhalten<br />
um. Ausgedrückt werden kann dies anhand folgender Proportionalität:<br />
− ∆T<br />
T<br />
∝ ∆ρ<br />
ρ<br />
Diese Inversion führt dazu, dass die Fluktuationen so klein sind und erst sehr spät<br />
entdeckt wurden.<br />
Abbildung 4: Zustandekommen des 1.Peaks<br />
Der 2.Peak kann als 1.Oberton angesehen werden. Hier fand bis zur Rekombination<br />
schon wieder der Vorgang der Verdünnung statt. Dies liegt daran, dass kleinere Gebiete<br />
eine schnellere Oszillation ausführen. Bei Entkopplung der Photonen war die<br />
Baryonendichte in den Potentialtöpfen deswegen minimal. Dementsprechend ist der<br />
2.Peak kleiner als der 1.Peak. Die weiteren Peaks folgen dem gleichen Muster und<br />
entsprechen immer kleineren Gebieten.<br />
Jedoch sind diese Peaks kaum noch zu beobachten. Dies liegt an der Silk-Dämpfung,<br />
welche auf kleinen Skalen zum Tragen kommt. Hier spielen durch die Photonen hervorgerufene<br />
Diusionsprozesse, welche kleinere Materieansammlungen während der<br />
5
Abbildung 5: Zustandekommen des 2.Peaks<br />
Phase der Entkopplung wieder auseinandertreiben, eine Rolle. Dies war möglich, da<br />
die Rekombination nicht instantan ablief.<br />
Zusammensetzung des Universums<br />
Mit Kenntnis des Leistungsspektrums ist es möglich interessante Aussagen über<br />
die Zusammensetzung des Universums zu machen. Beispielsweise ist nachfolgendes<br />
Diagramm aus 9 Jahren Messzeit des WMAP, welches von 2001 bis 2010 die Anisotropien<br />
der Hintergrundstrahlung vermessen hat, entstanden.<br />
Abbildung 6: Zusammensetzung des Universums<br />
Für die Beschreibung der Zusammensetzung spielen in der Kosmologie Dichtepara-<br />
6
meter eine wichtige Rolle. Diese sind dimensionslos und normiert auf die sogenannte<br />
kritische Dichte. Die kritische Dichte beschreibt ein Universum dessen Gesamtenergie<br />
0 ist. Ein solches Universum wird dann als ach bezeichnet und Licht legt auf<br />
groÿen Skalen gerade Strecken zurück. Aus den Dichteparametern der Dunklen Materie,<br />
der baryonischen Materie und der Dunklen Energie, welche für die Expansion<br />
des Universums verantwortlich ist, ergibt sich die totale Dichte:<br />
Ω tot = Ω B + Ω } {{ DM +Ω } Λ<br />
Ω M<br />
Der Wert dieser totalen Dichte steht in direktem Zusammenhang mit der Geometrie<br />
des Universums. Ein aches Universum zeichnet sich durch eine euklidische Geometrie<br />
(Winkelsumme von 180 ◦ ) und hat Ω tot = 1. Ist die Dichte gröÿer als die kritische<br />
Dichte, Ω tot > 1, wird ein solches Universum als geschlossen bezeichnet und es besitzt<br />
eine sphärische Geometrie (Winkelsumme gröÿer als 180 ◦ ). Bei Ω tot < 1 spricht man<br />
von einem oenen Universum mit einer hyperbolischen Geometrie (Winkelsumme<br />
kleiner als 180 ◦ ). Aufgrund der unterschiedlichen Geometrien ist es möglich, aus der<br />
Lage des 1.Peaks die totale Dichte zu bestimmen. Schätzt man nämlich mit Rechenmethoden<br />
der euklidischen Geometrie die heutige Gröÿe der Grundschwingung ab,<br />
so erhält man Ergebnisse, welche sehr exakt mit den Experimenten übereinstimmen.<br />
Abbildung 7: Abschätzung der Lage des 1.Peaks<br />
θ ≈ c s t rec (1 + z)<br />
≈ 1 ◦<br />
c t 0<br />
Damit liefern die Anisotropien der Hintergrundstrahlung, dass annähernd<br />
Ω M + Ω Λ = 1<br />
gilt. Verknüpft man dieses Ergebnis mit Resultaten aus Suernovaebeobachtungen<br />
können Aussagen über die Aufteilung zwischen Materie (Dunkle und baryonische)<br />
und Dunkler Energie getroen werden. Bei Supernovaebeobachten wird die Expansion<br />
des Universums parametrisiert. Dunkle Energie beschleunigt diese aufgrund einer<br />
Art Antigravitation, während Dunkle und baryonische Materie dem entgegenwirken.<br />
a = −α Ω M + β Ω Λ<br />
7
Die Zusammenführung beider Ergebnisse in einem Diagramm liefert, dass etwa 70<br />
Prozent des Universums aus Dunkler Energie bestehen und die restlichen 30 Prozent<br />
sich aus Dunkler Materie und Atomen zusammensetzen.<br />
Abbildung 8: Verknüpfung der Resultate<br />
Die Frage, wie sich nun baryonische und Dunkle Materie prozentual zueinander<br />
verhalten, kann mithilfe der genauen Untersuchung der akustischen Schwingungen<br />
beantwortet werden. Bekanntermaÿen gibt es deutlich mehr Dunkle Materie. Wie<br />
würde sich ein umgekehrtes Verhältnis auf die Peaks im Leistungsspektrum auswirken?<br />
Eine erste Auswirkung wäre das Schrumpfen der Potentialtöpfe, welche durch<br />
Dunkle Materie gebildet wurden. Dies bewirkt, dass das Temperaturverhalten nicht<br />
mehr durch gravitative Rotverschiebung umgedreht werden kann und eine erhöhte<br />
Baryonendichte nun auch einer höheren Photonentemperatur entspricht. Da das Vorzeichen<br />
der Temperatur im Leistungsspektrum keine Rolle spielt, sollte der 1.Peak<br />
nun höher ausfallen. Der 2.Peak war gekennzeichnet durch den Zustand der Verdünnung.<br />
Nun müsste der Photonendruck aber gegen mehr Baryonen ankämpfen und<br />
könnte diese nicht mehr sehr weit aus den Potentialtöpfen drücken. In Zusammenhang<br />
mit den kleineren Töpfen führt dies zu einem noch kleineren 2.Peak. Hieraus<br />
folgt, dass das Verhältnis aus erstem zu zweitem Peak ein sehr guter Indikator ist.<br />
Für exakte Resultate müssen aber auch die weiteren Peaks miteinbezogen werden.<br />
Eine schöne Veranschaulichung der Auswirkung verschiedener Zusammensetzungen<br />
bietet ein Tool auf folgender Seite: http://map.gsfc.nasa.gov/resources/camb_<br />
tool/cmb_plot.swf<br />
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Abbildungsverzeichnis<br />
1: http://user.physics.unc.edu/~evans/pub/A31/Lecture24-25-Big-Bang/<br />
recombination2.jpg<br />
2: Andrew Liddle, Einführung in die moderne Kosmologie, S. 85<br />
3: http://www-ik.fzk.de/~drexlin/astro1213/AT06.pdf auf S.12<br />
4: http://astro.berkeley.edu/~mwhite/sciam03_short.pdf<br />
5: http://astro.berkeley.edu/~mwhite/sciam03_short.pdf<br />
6: http://map.gsfc.nasa.gov/media/121236/index.html<br />
7: eigene Zeichnung<br />
8: http://supernova.lbl.gov/Union/<br />
Alle Links wurden zuletzt am 05.06.2013 13:51 abgerufen.<br />
Literatur<br />
• Liddle, Andrew: Einführung in die moderne Kosmologie. Übers. von Sybille<br />
Otterstein. Weinheim: WILEY-VCH, 2009.<br />
• Klapdor-Kleingrothaus, Hans Volker / Zuber, Kai: Teilchenastrophysik. Stuttgart:<br />
Teubner, 1997.<br />
• de Boer, Wim: Transparente der Vorlesung Einführung in die Kosmologie<br />
(WS2012/13)<br />
• Drexlin, Guido: Transparente der Vorlesung Astroteilchenphysik (WS2012/13)<br />
• Hu, Wayne / White Martin: The Cosmic Symphony. In Scientic American.<br />
S.44-53. Februar 2004<br />
• http://www.astro.virginia.edu/~dmw8f/BBA_web/unit06/unit6.html<br />
• http://www.astro.virginia.edu/~dmw8f/BBA_web/unit07/unit7.html<br />
• http://map.gsfc.nasa.gov/mission/sgoals_universe.html<br />
• Was ist Hintergrundstrahlung? Aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri.<br />
Erstmals ausgestrahlt am 13. Mai 2001.<br />
Alle Links wurden zuletzt am 05.06.2013 13:51 abgerufen.<br />
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