Hintergrundstrahlung

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Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen sind unter Hintergrundstrahlung (Begriffsklärung) aufgeführt.
Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, aufgenommen durch den Satelliten COBE (Mission 1989–1993)
Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, aufgenommen durch die Raumsonde WMAP (Mission 2001–2010)

Die Hintergrundstrahlung, genauer kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung, ist eine das ganze Universum erfüllende isotrope Strahlung im Mikrowellenbereich, welche kurz nach dem Urknall entstanden ist. Sie hat eine herausragende Bedeutung für die physikalische Kosmologie und wird auch Drei-Kelvin-Strahlung (wegen der niedrigen Temperatur bzw. Energiedichte), engl. cosmic microwave background (CMB) – genannt.

Die kosmische Hintergrundstrahlung ist nicht zu verwechseln mit der Kosmischen Strahlung.

Theorie[Bearbeiten]

Die kosmische Mikrowellenstrahlung stammt aus der Zeit etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall[1]und gilt als Beleg für die Urknalltheorie (Standardmodell). Vor diesem Zeitpunkt standen Strahlung und Materie im thermischen Gleichgewicht. Infolge der Expansion des Universums sanken die Temperatur und die Dichte des gekoppelten Strahlungs-Materie-Gemisches mit der Zeit, bis schließlich bei einer Temperatur von etwa 3000 Kelvin Protonen und Elektronen elektrisch neutralen Wasserstoff bilden konnten, was in der Physik als Rekombination bezeichnet wird. Das Fehlen freier Elektronen und Protonen führte dazu, dass die Strahlung nicht mehr durch Thomson-Streuung von Photonen mit der Materie wechselwirken konnte – das Universum wurde „durchsichtig“. Die weitergehende Expansion des Universums verursachte durch die Dehnung der Raumzeit auch eine Dehnung der Wellenlänge der vorhandenen Photonen, also eine Rotverschiebung. Wir beobachten daher diese Photonen heute als kosmische Hintergrundstrahlung im Mikrowellenbereich. Sie ist in jeder Richtung des Himmels auf normalen Skalen in etwa gleichförmig und nicht durch Überlagerung einzelner Quellen wie Galaxien entstanden. Die Strahlung hat als Folge des thermischen Gleichgewichts vor der Rekombination das fast perfekte Intensitätsspektrum eines schwarzen Körpers (auch Schwarzkörperstrahlung genannt) mit einer Temperatur von heute 2,725 (± 0,002) Kelvin.[2] Die Rotverschiebung der Hintergrundstrahlung beträgt z = 1089 ± 0,1, und jeder Kubikzentimeter des Vakuums des Weltraums enthält durchschnittlich 400 Photonen der Hintergrundstrahlung.

Geschichte[Bearbeiten]

Durch den Satelliten COBE gemessenes Spektrum (Intensität als Funktion der Wellenzahl) der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung. Die Fehlerbalken der Datenpunkte sind kleiner als die Dicke der Modellkurve, ein Planck-Spektrum mit der Temperatur T=2,725 K.[3]

Die Mikrowellenhintergrundstrahlung wurde in den 1940ern von George Gamow, Ralph Alpher und Robert Herman als Folge eines Urknalls vorhergesagt. Die Entdeckung erfolgte aber zufällig 1964 durch Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson beim Test einer neuen empfindlichen Antenne, die für Experimente mit künstlichen Erdsatelliten gebaut worden war. In derselben Ausgabe des Astrophysical Journal, in der Penzias und Wilson ihre Ergebnisse veröffentlichten, interpretierten Robert Henry Dicke et al. die Entdeckung bereits als kosmische Schwarzkörperstrahlung, in einer Arbeit in der sie seinerseits die Vorbereitung eines ähnlichen Experiments (bei anderen Wellenlängen) bekanntgaben, bei dem ihnen Penzias und Wilson zuvorgekommen waren. Penzias und Wilson erhielten für diese Entdeckung 1978 den Physiknobelpreis.[4][5]

Hinweise auf die Hintergrundstrahlung fand schon Andrew McKellar 1940/1941[6] am Mount Wilson Observatorium, in dem er die Temperatur des Rotationsspektrums von CN-Molekülen im interstellaren Medium bestimmte. Seine Entdeckung fand sogar ihren Weg in das bekannte Lehrbuch Spectra of diatomic molecules (1950) von Gerhard Herzberg,[7] die Tragweite der Entdeckung erkannten aber beide nicht.[8]

Auch in der UdSSR wurde von A. Doroshkevich und Igor Dmitrijewitsch Nowikow 1964 ein Vorschlag zur Beobachtung der Reliktstrahlung gemacht.[9]

Messungen[Bearbeiten]

Bei den Experimenten von Penzias und Wilson wurde nur auf einer Frequenz gemessen, weshalb in den folgenden Jahren weitere Messungen auf anderen Frequenzen durchgeführt wurden. Dadurch konnte bestätigt werden, dass es sich bei der Strahlung tatsächlich um Schwarzkörperstrahlung handelt. Diese Art der Strahlung hat den typisch glockenförmigen Intensitätsverlauf, der im Bild rechts dargestellt ist. Da die erdgebundenen Beobachtungsmöglichkeiten im Mikrowellenbereich aufgrund der atmosphärischen Absorption eingeschränkt sind, wurde die Satellitenmission COBE ins Leben gerufen.

  • Mit hochempfindlichen Mikrowellenempfängern wurde die Rauschspannung auf möglichst vielen Frequenzen aus möglichst vielen Richtungen gemessen.
  • Wegen des breiten Frequenzbandes mussten unterschiedliche Antennen und Empfänger eingesetzt werden. Also waren Normierungen und Umrechnungen auf absolute Empfangsleistung erforderlich.
  • Ziel war, nur Daten zur schwachen Hintergrundstrahlung zu erhalten. Deshalb musste das Strahlungsverhalten aller bekannten und teilweise sehr intensiven Vordergrundquellen wie Krebsnebel oder andere Supernovaüberreste für alle Frequenzen modelliert und subtrahiert werden.
  • Die verbleibenden Messwerte zeigen ein auffallendes Dipolmuster: Das Maximum der Strahlung aus einer ganz bestimmten Richtung ist deutlich blau-verschoben, in entgegengesetzter Richtung rot-verschoben (Dopplereffekt). Das wird damit erklärt, dass sich unser Sonnensystem mit etwa 369 km/s gegenüber einem Bezugssystem bewegt, in dem die Strahlung isotrop ist.[10]
  • Dieses Dipolmuster wird subtrahiert und die mehrfach modifizierten Messwerte wurden als Funktion der Wellenlänge aufgetragen (siehe rechtes Bild).
  • Mit der Formel des Planckschen Strahlungsgesetzes wurden Modellkurven für unterschiedliche Temperaturen berechnet und in das gleiche Diagramm eingezeichnet.
  • Die Modellkurve für 2,725 K ist diejenige, die (im Sinne der kleinsten Fehlerquadrate) am besten zu den Messpunkten passt.

Anisotropien im Mikrowellenhintergrund[Bearbeiten]

Leistungsspektrum der Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung

Die Temperatur des Mikrowellenhintergrundes ist über den gesamten Himmel sehr gleichförmig (isotrop). Die stärkste Abhängigkeit von der Beobachtungsrichtung beträgt nur etwa 0,1 % und entsteht aufgrund der Bewegung unserer Milchstraße (und damit der Erde) relativ zum Mikrowellenhintergrund. Photonen, die aus der Bewegungsrichtung kommen, sind durch den Dopplereffekt blauverschoben und die Temperatur der Hintergrundstrahlung ist in dieser Richtung erhöht. Photonen aus der Gegenrichtung sind entsprechend rotverschoben, die Hintergrundstrahlung erscheint kühler. Es ergibt sich somit eine Dipolanisotropie der Temperaturverteilung.

Die Temperaturschwankungen auf kleineren Winkelskalen können in primäre und sekundäre Anisotropien unterteilt werden. Unter primären Anisotropien versteht man Anisotropien durch Effekte die zum Zeitpunkt der Entstehung der Strahlung wirkten, während man unter sekundären Anisotropien erst später auf dem Weg der Photonen durch das Weltall entstandene Effekte versteht.

Zu den wichtigsten Effekten der primären Anisotropien gehören:

  • Der Sachs-Wolfe-Effekt: Strahlung, die aus überdichten Regionen entweicht, erfährt eine Gravitationsrotverschiebung, so dass die Hintergrundstrahlung in der entsprechenden Richtung eine geringfügig niedrigere Temperatur hat, andererseits wird dieser Effekt dadurch teilweise kompensiert, dass die Gravitation zu einer Zeitdilatation führt. Daher stammen die Photonen der dichteren Regionen aus einer ein kleines bisschen früheren Zeit, zu welcher das Universum noch heißer war. Beide Effekte werden gemeinsam durch den Sachs-Wolfe-Effekt beschrieben.[11]
  • Die Dichteschwankungen im frühen Universum führen zu sogenannten Pekuliargeschwindigkeiten. Das sind Geschwindigkeiten der Materie, die zusätzlich zur Geschwindigkeit der Expansion des Raumes auftreten. Die Elektronen, mit denen die Photonen das letzte Mal streuen, haben also eine von der Dichte abhängige zusätzliche Geschwindigkeitskomponente.[11]
  • Wird in einem kleinen Gebiet die Baryonendichte erhöht, werden die Baryonen adiabatisch komprimiert und dadurch heißer. Da die Baryonen mit den Photonen im thermischen Gleichgewicht stehen, werden somit auch die Photonen energiereicher.[11]

Zu den sekundären Anisotropien gehören insbesondere:

  • Es gibt freie Elektronen im Universum, an welchen die Photonen streuen können. Da die Thomson-Streuung weitgehend isotrop ist, ist die Richtung des Photons nach der Streuung weitgehend unabhängig von seiner Richtung vor der Streuung. Die gestreuten Photonen tragen keine Information über die Fluktuationen des CMB mehr. Dadurch werden die Anisotropien teilweise ausgewaschen.[11]
  • Beim Durchlaufen des Universums durchqueren die Photonen eine Reihe von Potentialtöpfen der Strukturen des Universums (zum Beispiel durch Galaxien, Galaxienhaufen, etc.). Dabei erhalten sie immer einmal eine gravitative Blauverschiebung und dann wieder eine Rotverschiebung. Da sich das Gesamtgravitationspotential des Universums im Laufe der Zeit ändert, heben sich die Effekte nicht vollständig auf. Man bezeichnet dies als Integrierten Sachs-Wolfe-Effekt.
  • Außerdem werden die Photonen beim Durchlaufen der Potentialtöpfe abgelenkt. Der Winkel, unter welchem wir die Photonen beobachten, entspricht also nicht genau ihrer Position zum Zeitpunkt der Rekombination – dadurch werden die Anisotropien auf kleinen Winkelskalen verschmiert.[11]
  • An den Elektronen des heißen Gases von Galaxienhaufen können Photonen streuen. Durch die Streuung ändert sich die Energie der Photonen ein wenig: sie haben nach der Compton-Streuung im Mittel eine höhere Frequenz. Dadurch wird die Zahl der hochfrequenten Photonen relativ zum Planckspektrum erhöht, während die Zahl der niederfrequenten Photonen erniedrigt wird. Dies nennt man den Sunjajew-Seldowitsch-Effekt.[11]

Die statistischen Eigenschaften der Dichteverteilung zum Zeitpunkt der Rekombination – und somit die primären Anisotropien – lassen sich im Rahmen der relativistischen Kosmologie als Funktion weniger kosmologischer Parameter genau modellieren. Auch die sekundären Anisotropien lassen sich entweder heraus rechnen oder bei der Modellierung berücksichtigen. Daher kann man – in Abhängigkeit von den kosmologischen Parametern – Vorhersagen über die Temperaturverteilung machen, insbesondere über das Winkelleistungsspektrum (siehe Abbildung). Vergleicht man dies mit dem gemessenen Winkelleistungsspektrum, so kann man die kosmologischen Parameter bestimmen.

Die Entdeckung dieser schwachen Temperaturschwankungen (ca. 0,001 %) in kleineren Bereichen durch den Satelliten COBE im Jahr 1993 war ein Durchbruch in der Beobachtung des frühen Universums. Die Messung der Stärke dieser Schwankungen machte deutlich, dass die Materie zum Zeitpunkt der Rekombination außerordentlich homogen verteilt war. Weitere Untersuchungen durch bodengebundene Experimente, Ballonteleskope und besonders die Raumsonden WMAP und Planck haben die Stärke dieser Temperaturschwankungen in Abhängigkeit von ihrer Winkelausdehnung am Himmel noch wesentlich besser charakterisiert. Die gute Übereinstimmung der gemessenen Eigenschaften des Mikrowellenhintergrundes mit den theoretischen Vorhersagen stellt einen der herausragenden Belege für die Gültigkeit der Urknalltheorie dar. Die Messung der Parameter dieser Theorie favorisiert das Lambda-CDM-Modell.

Von August 2009 bis Februar 2012 vermaß die europäische Raumsonde Planck die Strahlung mit noch dreifach höherer Auflösung, bei besserer Ausblendung von Störstrahlung. Die Auswertung der Daten wird Schätzungen Beteiligter zufolge mindestens ein Jahr dauern.[12][13] Die Temperaturschwankungen gehören zu den zurzeit wichtigsten Messgrößen der Kosmologie und der Bildung von Strukturen im frühen Universum.

Neue Fragen[Bearbeiten]

Trotz der generell ausgezeichneten Übereinstimmung der gemessenen Eigenschaften des kosmischen Mikrowellenhintergrunds mit den theoretischen Vorhersagen gibt es einige Aspekte in den Daten, die nicht vollständig verstanden sind und zu anhaltenden Diskussionen führten. So sind einige der niedrigsten Momente in der Winkelverteilung der Temperatur niedriger als vorhergesagt.

Die gemessenen Extremwerte der Hintergrundstrahlung verlaufen fast senkrecht zur Ekliptik des Sonnensystems, wobei die Abweichung von der Senkrechten sich im Rahmen der Messungenauigkeiten bewegt. Darüber hinaus gibt es eine deutliche Nord-Süd-Asymmetrie mit einem Maximum im Norden.[14][15][16] Dies ist überraschend, denn eigentlich sollte die kosmische Hintergrundstrahlung unabhängig von einer Galaxie sein, die ja keine bevorzugte Stellung im Kosmos einnimmt.[17]

Es bleibt zu untersuchen, ob diese Unstimmigkeiten messtechnischer Art sind oder ob es bisher unbekannte Einflüsse gibt, welche nicht mit dem aktuellen Modell erklärt werden können. Dabei ist zu beachten, dass die theoretischen Vorhersagen statistischer Natur sind, also die Verteilung von Eigenschaften einer Grundgesamtheit von Universen vorhersagen, während nur eine bestimmte Realisierung der Hintergrundstrahlung beobachtet werden kann, bei der unter Umständen einige Aspekte stark vom statistischen Mittel abweichen können („kosmische Varianz“).

2014 gab die BICEP 2 Kollaboration bekannt, die B-Mode[18] der CMB nachgewiesen zu haben, die auf Gravitationswellen in der inflationären Phase des frühen Universums zurückgeht. Weitere Analysen ergaben, dass Staub als Ursache nicht ausgeschlossen werden kann.[19]

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Kosmische Hintergrundstrahlung – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  C. L Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw, N. Jarosik, A. Kogut, M. Limon, S. S Meyer, L. Page, D. N Spergel, G. S Tucker, E. Wollack, E. L Wright, C. Barnes, M. R Greason, R. S Hill, E. Komatsu, M. R Nolta, N. Odegard, H. V Peirs, L. Verde, J. L Weiland: First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results. In: Astrophys.J.Suppl. 148, 2003, S. 1–27, arXiv:astro-ph/0302207, doi:10.1086/377253.
  2. Kenneth R. Lang: A Companion to Astronomy and Astrophysics. Chronology and Glossary with Data Tables. Springer, 2006, S. 242.
  3. Fixsen u. a. 1996, Astrophysical Journal, 473, 576,The Cosmic Microwave Background Spectrum from the Full COBE FIRAS Data Sets
  4. Arno Penzias: The Origin of Elements, Nobel Lecture (English) Nobel Foundation. 8. Dezember 1978. Abgerufen am 11. Dezember 2009.
  5. Robert Woodrow Wilson: The Cosmic Microwave Background adiation, Nobel Lecture (English) Nobel Foundation. 8. Dezember 1978. Abgerufen am 11. Dezember 2009.
  6. McKellar Publ. Astron. Soc. Pacific, Band 52, 1940, S. 187, Band 53, 1941, S. 233, Publ. Dom. Astrophys. Observ., Band 7, 1941, Nr. 15, S. 251
  7. Dort S. 496. Er schrieb: From the intensity ratio of the CN lines with K = 0 and K = 1 a rotational temperature of 2.3 K follows, which has of course only a very restricted meaning
  8. Paul A. Feldman: Interstellar Molecules from a Canadian Perspective: Part I. The Early Years
  9. Doroshkevich, Novikov. In: Doklady Akad. Nauka USSR, Band 154, 1964, S. 809. Die Geschichte ist auch von Igor Nowikow, Dmitri Nowikow und Pavel Naselsky in ihrem Buch Physics of the Cosmic Microwave Background, Cambridge University Press 2006, diskutiert, insbesondere weisen sie die in Penzias' Nobelvortrag publizierte Meinung zurück, in dem Aufsatz wäre der CMB aufgrund 1961 publizierter Messungen von Ohm ausgeschlossen worden.
  10.  G. Hinshaw et al.: Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 180, Februar 2009, S. 225–245, arXiv:0803.0732, doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
  11. a b c d e f Peter Schneider. Extragalaktische Astronomie und Kosmologie. Springer, 2008.
  12. Pressemitteilung der ESA (englisch) (aufgerufen am 6. Februar 2012)
  13. Welt der Physik (aufgerufen am 6. Februar 2012)
  14. A. de Oliveira-Costa, et al.: The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP. In: Physical Review D. 69, 2004, S. 063516. arXiv:astro-ph/0307282. doi:10.1103/PhysRevD.69.063516.
  15. D.J. Schwarz, et al,: Is the low-l microwave background cosmic?. In: Physical Review Letters. 93, 2004, S. 221301. arXiv:astro-ph/0403353. doi:10.1103/PhysRevLett.93.221301.
  16. P. Bielewicz, K.M. Gorski, A.J. Banday: Low-order multipole maps of CMB anisotropy derived from WMAP. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355, 2004, S. 1283. arXiv:astro-ph/0405007. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08405.x.
  17. O. Preuss, H. Dittus, C. Lämmerzahl: Sterne und Weltraum. April 2007, S. 34.
  18. In Analogie zur magnetischen Induktion nennt man quellenfreie Feldkonfigurationen „B-Moden“
  19. : Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2. In: Physical Review Letters. 112, 2014, S. 241101. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101.