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   Nachtrag: Planck 2015

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; "lambda") 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.

2. Inzwischen war auch aus anderen Messungen klar geworden, dass es einen sogenannten "Dipoleffekt" in der 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 der CMB etwas heller und heisser als die Richtung, von der wir uns wegbewegen. Dieser Dipoleffekt in der CMB muss vom Gesamtbild abgezogen werden.

COBE Bild 1. Die voll geeichten COBE-Daten geben im ersten Ansatz einen nahezu 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 zur 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 oben, IRAS Himmel) zuzuschreiben.
COBE Bild 4. Zieht man die Beiträge der Staubstrahlung (Bild 3) und noch weitere kleine störende Beiträge ab, so bleiben nur diejenige 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 der CMB, seine räumlichen 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 der 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 (aber nur hypothetischen) Dunklen Materie.

Die Untersuchungen der Eigenschaften der kosmischen Hintergrundstrahlung haben somit wesentlich zur Entwicklung der Modelle zur Struktur des Universums beigetragen.

Nachtrag 2015: Resultate der Planck Mission

Das sehr erfolgreiche COBE-Projekt führte bald zu Plänen, neue Missionen zu starten um bis dahin gewonnene Erkenntnisse zu verbessern und zu vertiefen. Bei der NASA wurde es das WMAP-Projekt. Die Europäische Raumfahrt Agentur (ESA) entschied sich zum Bau des Planck-Satelliten, der 2009 gestartet wurde. Der Messbereich in Wellenlängen ist bei Planck größer als bei vorangegangenen Programmen.

PLANCK. Anisotropie der CMB wie aus den Planck Messungen abgeleitet. Die Strukturen geben die kumulativen Fluktuationen in der kosmischen Hintergrundstrahlung, so wie sie bei der Erde gesehen werden. Die Fluktuationen sind statistischer Art, das Bild ist keine Himmelskarte. Dieses Bild kann mit dem aus COBE Messungen gewonnenen Bild (oben) verglichen werden.

Die Planck-Mission war ebenfalls sehr erfolgreich. Planck hat feinere statistische Strukturen als COBE nachweisen können. Das Bild mit der Planck-Ergebniskarte zeigt gewisse Ähnlichkeiten mit dem Bild aus den COBE Daten, die wohl am ehesten auf unvollkommen durchgeführte Korrekturen (z.B. für Emission von Vordergund Staub, usw, siehe oben, COBE Bild 3) zurückzuführen sind.

Fluktuationen im Kosmischen Hintergrund können mit Hilfe von Modellen für das Verhaltens des Universums berechnet werden. Je nach Wahl der vielen freien Parameter in den Modellen bekommt man ein Resultat, das mehr oder weniger mit den gemessenen Fluktuationen im Einklang ist. Die letzte Analyse an Hand der Gesamtdaten aus dem Jahr 2015 zeigt, dass die am besten passenden Modelle auf einer Hubble Konstanten H₀ = 67.7 km/Sek /Mpc basieren und dazu passt ein Alter des Universums von 13.8 Milliarden Jahren.

Weitere Informationen sind in folgenden Quellen zu finden:
ESA Planck: http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_and_the_cosmic_microwave_background
Wikipedia Planck: https://en.wikipedia.org/wiki/Planck_(spacecraft)
 
Veröffentlicht 2017.12.31

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