Nobelpreis Physik 2006 - Kosmische Hintergrundstrahlung

Nobelpreis Physik 2006: Die kosmische Hintergrundstrahlung

Messungen mit dem COBE-Satelliten

Klaas S. de Boer       Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn

Der Nobelpreis Physik 2006 wurde John C. Mather und George F. Smoot für deren Arbeiten an und mit dem "COsmic Background Explorer" Satelliten verliehen. COBE war gebaut worden um die kosmische Hintergrundstrahlung zu vermessen. Diese Strahlung ist ein Überrest aus der Zeit des Urknalls. Wie entstand die kosmische Hintergrundstrahlung? Und was ist die Bedeutung der darin entdeckten Inhomogenitäten?

  Gas und Strahlung   Entdeckung der CMB 1965   Messungen mit dem COBE   Fluktuationen im frühen Universum  

Der Ursprung des Urknall-Modells

Um 1900 gab es eine rasante Entwicklung der Theorien zur elektromagnetischen Strahlung und deren Verbreitung durch den Raum. Auch gab es Entwicklungen über die Vorstellungen der Struktur des Universums. Einsteins Relativitätstheorien (1905 und 1915) hatten in beiden Bereichen einen großen Einfluß. Es war allmählich klar geworden, dass das Universum sehr groß ist. Da die Schwerkraft allgegenwärtig und überall wirksam ist, spekulierte man über die Stabilität des Universums. Die Schwerkraft würde alles zusammenziehen, so dass man sich fragte, wie das Universum offenbar so stabil und so groß sein kann. Die relativ einfachen Grundgleichungen für eine derart große Struktur erforderten daher auch einen Faktor, der der Schwerkraft entgegenwirken sollte. Einstein hat ihn eingeführt (der Faktor Λ) und dies später bedauert, aber der Faktor ist (so wissen wir heutzutage) wirklich notwendig. Theoretisch zeigten de Sitter in 1917 und Friedman 1922, dass wenn im Universum Druck und Materiedichte sehr klein sind, das Universum expandieren oder zusammenfallen muss. Dies passte aber nicht in das damalige Bild vom Universum und fand wenig Beachtung.

Durch Hubbles Arbeiten Mitte der 20er Jahre des 20. Jh. wurde klar, dass das Universum expandiert. Dazu hat er die sogenannte "Fluchtgeschwindigkeit" der ihm zugänglichen Galaxien vermessen (siehe Wie konnte Hubble zeigen.....). Je weiter eine Galaxie von uns entfernt ist, desto größer ist ihre Fluchtgeschwindigkeit. In den Jahren danach (Lemaitre 1931) etablierte sich allmählich das "Urknallmodell" für das Universum (dieser Begriff wurde allerdings erst 1947 von Gamow verwendet). Das Universum ist jetzt groß und kühl; da es sich ausdehnt, muss es vor langer Zeit sehr kompakt und deswegen sehr heiss gewesen sein. Es muss irgendwann angefangen haben sich explosionsartig zu expandieren und eine Expansion führt eben zu einem Abkühlen. Dieses Konzept ist von großer Bedeutung für die Art der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Eigenschaften von Gas und Wechselwirkung mit Strahlung

In einem sehr heissen Gas sind alle Atome ionisiert; d.h., die normalerweise an einem Atom gebundenen Elektronen sind los gelöst und bewegen sich frei, wie auch die so entstandenen Ionen. Beim Urknall war die Energiedichte so groß, dass es anfänglich nicht einmal die Kerne der Atome gab, die Bausteine dafür bewegten sich noch frei. Nach einer kleinen Zeitspanne nach dem Urknall (nach unserem heutigen Wissen innerhalb von einigen Minuten), bildeten sich im expandierenden und kühlenden Universum die leichtesten Atomkerne und zwar hauptsächlich Wasserstoff und Helium, aber auch sehr kleine Mengen an Boron, Berillium und Lithium. Beim weiteren Kühlen haben diese Atomkerne dann auch freie Elektronen eingefangen. Letzteres Ereignis ist wichtig für die kosmische Hintergrundstrahlung (siehe unten).

In einem dichten, heissen Gas können freie Elektronen von den Ionen eingefangen werden, aber die vorhandene intensive Strahlung löst sie schnell wieder ab. Dabei werden jeweils Lichtquanten oder Photonen gebraucht. Durch dieses ständige Wechselspiel (Einfang eines Elektrons, Lösen durch ein Photon) ist das Strahlungsfeld räumlich homogen als auch homogen im Sinne der Wellenlängen. Ein derartiges Strahlungsfeld wird von einer von Planck hergeleiteten Formel beschrieben, die sogenannte Planckfunktion (siehe dazu Die Planckfunktion und....). Dieses Strahlungsfeld hat immer die gleiche spektrale Form, aber das Strahlungsmaximum liegt bei einer mit der Temperatur korrelierten Wellenlänge: je kühler das Material, bei desto längeren Wellenlängen liegt das Strahlungsmaximum. Aber über diese Eigenschaften der Strahlung in Verbindung mit den Eigenschaften des frühen Universums dachten damals nur Theoretiker nach.

1965: Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung

Forscher an den Bell Laboratories in New Jersey (USA) untersuchten Anfang der 60er Jahre des 20. Jh. im Radiobereich Rauschphänomene am Himmel. Sie merkten, dass es Rauschen gibt, wofür es keine normale Erklärung gab. Diese unerklärte schwache Strahlung kam aus allen Himmelsrichtungen und hatte eine Strahlungstemperatur von ca. 3 Grad Kelvin (-270 Celcius). Diese Erkenntnis wurde sofort von Kosmologen verstanden: Hier wurde das heruntergekühlte Strahlungsfeld des Urknalls entdeckt. Den Forschern Arno Penzias und Robert Wilson von den Bell Laboratories wurde 1978 der Nobelpreis für Physik für ihre Entdeckung des Mikrowellen-Strahlungshintergrunds im Jahr 1965 verliehen.

Sehr bald nach der Entdeckung wurden verschiedene andere Messungen an dem Mikrowellen-Strahlungshintergrund (auf Englisch "Cosmic Microwave Background", CMB) durchgeführt. Immer genauer wurde die Strahlung untersucht. Die Homogenität über dem Himmel, so stellte sich heraus, ist nicht wirklich homogen. Es trägt z.B. der kalte Staub, der zwischen den Sternen unserer Galaxis existiert und der vorwiegend bei fern-infraroten Wellenlängen strahlt, auch ein wenig zum Wellenlängenbereich des CMB-Signals bei. Dies allerdings nur im Himmelsbereich wo viel Staub vorhanden ist, in Richtungen der Scheibe der Galaxis. Auch im interplanetaren Raum gibt es strahlenden Staub. Beide Beiträge zum Fern-IR-Hintergrund sind gut in der mit dem Satelliten IRAS um 1975 durchgeführten Himmelsdurchmusterung zu erkennen (siehe Bild).

Die Intensität des Himmels wie im Fern-Infrarot vom Satelliten IRAS vermessen. Die Strahlung wird von kaltem Staub freigesetzt. Eine hohe Intensität ist mit weiss/gelb, eine weniger helle ist mit rot bis blau dargestellt. Die Darstellung ist in "galaktischen Koordinaten", die Richtung zum Zentrum der Galaxis ist genau in der Mitte, die galaktische Ebene ist das horizontale leuchtende Band. Die schwarzen Lücken sind nicht vom IRAS vermessene Himmelsbereiche. Der diffus leuchtende gebogene hellblaue Streifen ist die (in dieser Darstellung verformte) Ebene des Planetensystems. (Die darin erkennbaren Streifen sind ein Resteffekt der Datenverarbeitung.)

Da die Messungen an dem CMB ziemlich von Rauscheffekten auf der Erde beeinflusst werden und da die Transmissionsfähigkeit der Erdatmosphäre im Mikrowellenbereich schwankt, sind Messungen an dem CBM am besten vom Raum aus zu gewinnen. So entstand die Idee, speziell für diese Vermessung einen Satelliten zu bauen, der COBE genannt wurde.

Der Cosmic Background Explorer

Mit dem Bau des COBE wurde Mitte der 80er Jahre bei der NASA begonnen. Der Start war 1989. Die wissenschaftliche Leitung des Projekts lag in den Händen von John Nather, Robert Smoot und David Wilkinson. Sie haben das Projekt betreut und das Zustandekommen der Resultate (die erste Fassung wurde schon 1991 publiziert) gemanaged. Wilkinson ist 2002 gestorben.

Das Resultat der COBE-Mission ist eine Karte des Himmels, in der winzig kleine Inhomogenitäten in dem CMB zu sehen sind. Dieses Resultat wurde nach mühseliger Datenverarbeitung erreicht. Weshalb war dies so schwierig?

1. Die Messungen, die streifenartig über den Himmel gemacht wurden, mussten absolut geeicht und die Intensitäten an jedem Punkt am Himmel aus den mehrfachen Messungen ermittelt werden. Im ersten Ansatz ergab das einen homogen leuchtendern Himmel.

2. Inzwischen war auch aus anderen Messungen klar geworden, dass es einen sogenannten "Dipoleffekt" in dem CMB gibt. Unsere Galaxis bewegt sich in der Richtung zu unserer Nachbarin, die Andromeda Galaxie, und die Sonne bewegt sich wegen ihrer Bahn um das Zentrum unserer Galaxis (siehe Entschlüsselung der großräumigen Struktur der Milchstraße) in fast die gleiche Richtung. Die Richtung am Himmel, in die wir uns bewegen, ist wegen dem Dopplereffekt gegenüber dem CMB etwas heller und heisser als die Richtung, von der wir uns wegbewegen. Dieser Dipoleffekt im CMB muss vom Gesamtbild abgezogen werden.

COBE Bild 1. Die voll geeichten COBE-Daten geben im ersten Ansatz einen homogen leuchtenden Himmel mit Strahlungstemperatur (Planck) von 2.728 K wieder. Die verwendete Helligkeitsskala läuft von 0 bis 4 K.
COBE Bild 2. Bei genauerer Betrachtung hat der homogen leuchtende Himmel eine dipolartige Inhomogenität mit einer Amplitude (farbkodiert dargestellt) von nur etwa 1/1000 der Helligkeit der Strahlung (ΔT=3.353 mK). Sie wird von unserer Bewegung im Raum relativ zum CMB verursacht.
COBE Bild 3. Nach Abzug des Dipols sieht man Fluktuationen (farbkodiert dargestellt) kleiner als 1/100.000 der Intensität (ΔT=0.018 mK). Der helle rote Streifen entlang dem galaktischen Äquator ist dem Beitrag zur Strahlung vom kalten Staub (siehe IRAS Himmel, oben) zuzuschreiben.
COBE Bild 4. Zieht man die Beiträge der Staubstrahlung (und noch weitere kleine störende Beiträge) ab, so bleiben nur die Fluktuationen, die in den kurz nach dem Urknall vorhandenen Dichtefluktuationen begründet sind. Diese geben Aufschluss über die Art der Dichtestrukturen im frühen Universum.

3. Der Beitrag der Staubstrahlung (siehe das Bild des Himmels aus IRAS) musste entfernt werden. Auch für kleinere Beiträge wegen der sogenannten Synchrotronstrahlung und wegen thermischer Radiostrahlung muss korrigiert werden. Da all diese Strahlungsbeiträge nicht räumlich gleichmässig verteilt sind, erzeugt dies eine gewisse Unsicherheit im Endergebnis.

4. Das Endergebnis der Entfernung aller Störungen ist eine Himmelskarte, in der winzig kleine Intensitätsfluktuationen zu sehen sind. Mit Hilfe dieser Fluktuationen kann man den Urzustand des Universums untersuchen.

Die Temperatur des CMB, seine räumliche Fluktuationen und die Menge an Materie im Universum

Als kurz nach dem Urknall die Ausdehnung ausreichend groß und das Urgas schon weit heruntergekühlt war, kam es zum (oben beschriebenen) Einfang der freien Elektronen. Dies bedeutet, dass unmittelbar danach die Strahlung kaum noch mit der Materie wechselwirkte und man sagt, dass sich Strahlung und Materie voneinander "entkoppelten". Zur Entkopplung während der Ausdehnung des Universums muss das Gas eine gewisse Temperatur- und Dichtegrenze unterschritten haben. Die Übergangstemperatur soll bei etwa 3000 K gelegen haben. Das Strahlungsspektrum damals entsprach daher das einer 3000 K Planckfunktion. Wegen der Expansion des Universums ist dies heruntergekühlt zu 2.728 K.

Wenn sich nun im Universum während der Ausdehnung kleine Fluktuationen in der Materiedichte (und so auch in der lokalen Temperatur) bilden, dann werden in den etwas kühleren Gebieten die freien Elektronen eher eingefangen als in den noch etwas heisseren Gebieten. In den kühleren Gebieten entkoppelt sich die Strahlung etwas früher von der Materie als in den heisseren Gebieten. Dies liefert dadurch kleine räumliche Inhomogenitäten im Strahlungsfeld, Inhomogenitäten, die einfach fortbestehen und heute als Fluktuationen in dem CMB erkannt werden. So erlauben die detektierten Fluktuationen etwas über die Bedingungen im frühen Universum zu erfahren.

Man muss nicht denken, dass die Strukturen in der Karte (COBE Bild 4) reelle Dichtestrukturen sind. Da es eben überall im Raum solche strukturellen Fluktuationen gegeben hat und wir in allen Richtungen über große Strecken die Strahlung sehen können, werden diese Fluktuationen gewissermaßen aufaddiert. Man sieht den Effekt der Summe der Fluktuationen. Deren Analyse muss eben eine statistische Analyse sein.

Was die Fluktuationen uns zeigen, kann nur mit Hilfe von Modellrechnungen ermittelt werden. Modelle ergeben, dass die Fluktuationen nur entstehen können, wenn es eine ausreichend große Dichte im Universum gibt, eine Dichte die sehr früh zu den benötigten Dichtefluktuationen kommt. Darin sieht man ein weiteres Argument für die Notwendigkeit der Existenz der sogenannten   Dunklen Materie.


Weitere Informationen sind in folgenden Quellen zu finden:
- F. Paturi, 1996. Harenberg Schlüsseldaten der Astronomie
- Webseiten des COBE Projekts
- P. Schneider, 2006. Einführung in die extragalaktische Astronomie (Springer Verlag)

Veröffentlicht 2006.10.12  
http://www.astro.uni-bonn.de/~deboer/nobel/physik06.html