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Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung.

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Präsentation zum Thema: "Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung."—  Präsentation transkript:

1 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung

2 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Einführung ● Historische Entwicklung: – Vorhersage der CMBR um 1940 aus dem Urknallmodell durch Gamow – Zufällige Entdeckung durch Penzias und Wilson 1965 – Satellit COBE 1990 – Ballon-Messungen BOOMERANG 2004 – Satellit WMAP 2001 – Satellit Planck 2007

3 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Einführung ● Bedeutung für die Kosmologie – Indiz für die Urknalltheorie – Bestimmung der kosmologischen Konstanten – „Blick in die Kindheit des Universums“ – Topologie des Universums – Erklärung für die Strukturbildung des Universums – Zeitpunkt der Entstehung der ersten Sterne

4 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Ballonmodell des Universums ● Universum ist Haut eines Ballons, der sich ausdehnt. ● Skalenfaktor

5 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Ballonmodell des Universums ● Comoving Coordinates: Auf dem Ballon „aufgemaltes“ Kordinatensystem, Abstände zwischen Galaxien ändern sich nicht bei Ausdehnung des Ballons ● physikalische Entfernung der Galaxien ändert sich.

6 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmologisches Standardmodell ● Hot Big Bang ● Adiabatische Expansion ● Bestimmende Wechselwirkung: Gravitation -> ART ● Kosmologisches Prinzip: Universum auf großen Skalen – homogen – isotrop => konstante Krümmung k

7 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmologisches Standardmodell ● Friedmann Gleichung: z eitliche Entwicklung der Materieverteilung und des Gravitationsfeldes des Kosmos

8 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Kosmologisches Standardmodell ● => Durch Messung der Krümmung Rückschlüsse auf Energiedichte möglich

9 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Schwarzkörperstrahlung ● Jeder warme Körper emittiert elektromagnetische Strahlung ● Schwarzer Körper absorbiert alle elektromagnetische Strahlung ● Keine Reflexion, Transmission ● Strahlung steht mit den Wänden im thermodynamischen Gleichgewicht

10 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Schwarzkörperstrahlung ● Einziger Parameter ist die Temperatur (unabhängig von Versuchsaufbau etc.)

11 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Schwarzkörperstrahlung ● Schwarzkörperstrahlung bei adiabatischer Ausdehnung des Universums: a(t) = Skalenfaktor a(t 0 )= Skalenfaktor heute z = Rotverschiebung

12 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Schwarzkörperstrahlung ● Änderung der Wellenlänge Keine Wechselwirkung der Photonen (N Photon /N Nukleon = 10 9 ) => Erhaltung der Photonenzahl

13 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Schwarzkörperstrahlung ● Einsetzen: => Schwarzkörperspektrum forminvariant

14 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Anzahldichte der Photonen ● Photonen im Frequenzintervall (v,v+dv) (Planck-Gesetz) – Integrieren gibt die Anzahldichte: – Jedes Photon hat Energie hv, integriere (Stefan-Boltzman- Gesetz)

15 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Anzahldichte der Photonen ● Vergleich: 5-6 Protonen/m³ ● 4% der kritischen Dichte sind Baryonen ● Photon / Baryonen = 1 Milliarde / 1 ● T ∝ 1/S Strahlung ● T ∝ 1/S² Nicht rel. Materie => Materie kühlt schneller ab als Strahlung ● 1/S ∝ 1+z

16 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Abweichung vom Schwarzkörper ● Sunayaev-Zeldovich-Effekt: Inverser Compton-Effekt bei Streuung an heißem Gas -> Erhöhung der Photonenenergien ● Population-III-Sterne: Massive Sterne der 1.Generation, Anzeichen dafür mit dem Weltraumteleskop SPITZER Nov. 2005

17 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Entstehung des CMB ● Frühes Universum: thermisches Gleichgewicht zwischen Strahlung und Materie durch Thomson-Streuung ● Mittlere freie Weglänge der Photonen: – Adiabatische kosmische Expansion: Temperatur nimmt ab – Bei ~ 3000K Rekombination: Bindung der freien Elektronen an Protonen -> neutrale Atome (He,H)

18 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Entstehung des CMB ● Abfall der freien Elektronendichte -> Zusammenbruch des thermischen Gleichgewichts ca Jahre nach dem Urknall (Rekombination) ● Jahre nach Rekomination Plasma vollständig umgewandelt in H, He -> freie Weglänge der Photonen größer als der Hubble-Radius (c/H) -> freie Ausbreitung der Photonen

19 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Entstehung des CMB ● Man sieht nur bis zur „surface of last scatter“

20 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Horizontproblem ● Die Ereignisse mit größerem Abstand als der damalige Kausalitätshorizont ca. 1° können sich nicht gegenseitig beeinflusst haben ● Hintergrundstrahlung trotzdem sehr isotrop auf großen Skalen (gleiche T thermisches Gleichgewicht) ● => Inflationsmodell: Sichtbares Universum stand im kausalen Kontakt, dann sehr schnelle (exponentielle) Ausdehnung

21 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Anisotropie des CMB ● Es muss Anisotropie geben zur Bildung von Strukturen (Galaxien, Menschen) – Quantenfluktuationen vor der Inflation – Fluktuationen ca. 0,001 %

22 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Anisotropie des CMB ● Mathematische Beschreibung der Anisotropie: Entwicklung in Kugelflächenfunktionen – Große Werte von l beschreiben Korrelationen unter kleinen Winkeln l ~ 180/

23 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Powerspektrum ● Leistungsspektrum als Funktion der Multipolordnung l=0:Monopol; l=1:Dipol; l=2: Quadrupol...

24 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Dipolanisometrie ● Relativbewegung – Erde bewegt sich mit ca. 30 km/s um die Sonne – Sonne mit ca. 220 km/s um Milchstraßenzentrum – Milchstraße mit ca. 50 km/s um die lokale Gruppe – Die lokale Gruppe mit ca. 200 km/s im Virgo Supergalaxienhaufen

25 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Dipolanisometrie ● Summe ~ 400 km/s => in die eine Richtung Blauverschiebung in die andere Rotverschiebung ● Resultierende Temperaturdifferenz: – Für =180 (Vorwärtsrichtung)

26 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Sachs-Wolfe-Effekt ● Korrelation bei großen Winkeln (l klein) ● Anisotrop: Kleine Verdichtungen => Gravitationspotenziale

27 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Sachs-Wolfe-Effekt ● Photon tritt ein in Potenzial, Universum expandiert => Potenzial wird durch Dehnung der Raumzeit flacher => Beim Austritt hat das Photon mehr Energie als vorher => große Rotverschiebung, kalte Region => kleine Rotverschiebung, warme Region ● Gravitationspotenziale nicht durch leuchtende (baryonische) Materie, weil sie durch die Strahlungswechselwirkung (Compton- Streuung) sehr homogen ist

28 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Akustische Peaks im Spektrum – Gravitation zieht Massen in Topf => Der Strahlungsdruck erhöht sich, drückt die Massen wieder aus dem Topf => Oszillator – Nach der Rekombination Photonen bewegen sich frei => „Einfrieren“ der Dichtefluktuationen im Mittel bei den Maximas (Umkehrpunkt), weil die Aufenthaltswahrscheinlichkeit dort am größten

29 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Akustische Peaks im Spektrum ● Grundschwingungen und Oberschwingungen im Ereignishorizont

30 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung 1. Akustische Peak ● Grundschwingung: höchste Wellenlänge gegeben durch den Ereignishorizont ● Maximale Ausdehnung einer akustischen Welle bei Rekombination:

31 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung 1. Akustische Peak

32 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung 1. Akustische Peak ● Gemessen: Maximum bei l=200 = 1° => Photonen bewegen sich geradlinig => Universum ist flach k=0, =1

33 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung 2. Peak ● Fluktuationen mit der halben Wellenlänge können einmal komprimieren und einmal expandieren => Zur Zeit der Rekombination im Zustand der Expansion ● Expansion abhängig vom Anteil sichtbarer Materie => 2. Peak kleiner weil < b (Photonendruck)

34 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung 2. Peak ● Kompression abhängig von gesamter Materie ● => Akustische Peaks geben Ausfkunft über die Menge an Dunkler Materie

35 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung 1.Peak ● Rekombination bei Expansion

36 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung 2. Peak ● Rekombination bei Kompression

37 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Silk-Dämpfung ● Auf kleinen Skalen Möglichkeit zur thermischen Angleichung (Photonen diffundieren durch Dichteschwankungen) => exponentieller Abfall bei großen l (Damping Tail)

38 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Polarisation ● Thomson Streuung: – Lange vor der Entkopplung: Polarisation durch viele Stöße verloren – Kurz vor der Entkopplung: Streung – Nach der Entkopplung: Keine Streuung, mittlere freie Weglänge zu groß – Nach Reionisation: Streuung durch Sternentstehung ● Polarisation kurz nach dem akust. Peak (l=300) und auf großen Abständen (l>10)

39 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Messung der CMB ● Erste Entdeckung: A. McKellar 1941 Absorptionslinien in optischen Spektren von Sternen ● E. Le Roux 1956; falsche Einschätzung der Genauigkeit seiner Antenne ● Dicke und Peebles postulierten mit abgewandelten Urknallmodell Hintergrundstrahlung => beauftragten von Roll und Wilkinson eine Apparatur zur Messung zu bauen. Pensias und Wilson kamen ihnen zuvor

40 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Penzias & Wilson ● 1965 Penzias und Wilson, Bell Laboratories, Messung der Störstrahlung von der Milchstrasse, die die Kommunikation mit Satelliten stören könnte ● Rauschen, trotz Änderung der Ausrichtung, Reinigen der Antenne, Herunterkühlen der Elektronik nicht verschwand ● => Kosmische Hintergrundstrahlung Nobelpreis

41 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Penzias & Wilson ● Ergebnis: 3,5K ± 1K ● Keine Anisotropien (zu ungenau)

42 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Penzias & Wilson ● Messpunkte an verschiedenen Punkten vom Horizont T Antenne = 6,7K - 2,3K durch atmospharische Absorption - 0,9K durch Ohm'sche Verluste in der Antenne = 3,5K unerklarlich

43 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung COBE ● COBE (Cosmic Background Explorer) – erste präzise Messung – Messung der Anisotropie – Dipol-Anisometrie 3,3 ± 0,2 mK – Quadrupolmoment 16 ± 4 µK – RMS-Temperaturfluktuationen 30 ± 5 µK – 7° Winkelauflösung, l<20 (reicht nicht, um den ersten akustischen Peak zu sehen)

44 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung COBE ● 3 Experimente DMR, FIRAS, DIRBE ● DMR: Differential Microwave Radiometer – Untersuchung auf Anisotropien – Hohe Empfindlichkeit durch hin- und herschalten zwischen 2 identischen Antennen während der Satellit sich dreht. – Signale der beiden Antennen werden verglichen. – Radioantennen: Keine aktive Kühlung

45 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung COBE ● FIRAS – Exakte Messung der Form des CMB – Spitze des Trichters: Schwarzkörperstrahler, in die Öffnung (Genauigkeit 0.001K) – Messung der Wellenlänge mittels Michelson-Interferometer

46 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung COBE – Bestätigung des Schwarzkörperspektrums mit hoher Genauigkeit 2,728 ± 0,004 K

47 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung COBE ● DIRBE – Messung des beobachtbaren Himmels – Entfernung der Vordergrundstrahlung vom gemessenen CMB

48 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung COBE ● Orbit: Rechtwinklig zur Verbindungslinie Erde-Sonne ● Erfassung des ganzen Himmels ● Messinstrumente nicht der Sonne ausgesetzt

49 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung BOOMERanG ● Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics ● Messung von Anisotropien auf kleinen Winkelskalen (genauer als COBE)

50 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung WMAP ● Deutlich bessere Auflösung 0,2°, l≈ 900 ● Messung von 5 verschiedenen Frequenzbändern von , um galaktischen Untergrund herauszufiltern

51 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung WMAP ● Positionierung in Lagrange-Punkt L2 ● Teilweise Abschirmung der Sonne ● Labiles Gleichgewicht ● In 1 Jahr komplette Umrundung der Sonne ● Beobachtungsrichtung von Sonne und Erde abgewandt

52 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung ESA- Mission Planck

53 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Messung des CMB ● Schwierigkeiten: – Thermisches Rauschen der Messgeräte – Auflösung begrenzt durch Durchmesser der Antenne – Messung über lange Zeitdauer um das Rauschen rausfiltern zu können – Bei erdgebundenen Messungen: starke Abschwächung durch Atmosphäre, Überlagerung durch deren Wärmestrahlung – Störung durch die Milchstraße, galaktischen Staub

54 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Messung des CMB ● Untergrundstrahlung der Milchstraße: – Synchrotonstrahlung, emittiert von im galaktischen Magnetfeld beschleunigten Elektronen – Frei-Frei-Strahlung: entsteht, wenn freie Elektronen aufgrund ihrer thermischen Bewegung das Coulombfeld positiv geladener Ionen passieren und dabei abgebremst werden – Thermische Emission durch galaktischen Staub

55 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Messung des CMB ● Untergrundstrahlung vs. Frequenz:

56 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung WMAP ● Herausfiltern galaktischer Strahlung

57 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Zusammenfassung ● Ergebnisse WMAP – Gesamtenergiedichte 0 1,02 ± 0,02 – Materiedichte m 0,27 ± 0,04 – Baryonendichte b 0,044±0,004 – Vakuumenergiedichte0,73 ± 0,04 – Neutrinodichte < 0,0147 – Hubble-Parameterh0,071± 0,04 – Alter des UniversumsT 0 (13,7±0,2) 10 9 J – Krümmung des Uni.k-0,02 ±0.02 – Zeit der Rekomb.T(372 ±14) 10 3 J

58 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Zusammenfassung ● Vergleich mit SN1a – SN1a emfindlich für - m (Beschleunigung) – CMB empfindlich für + m (Totale Dichte)

59 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Zusammenfassung ● CMB zeigt: – akustische stehende Wellen => Universum am Anfang heiß – Entkopplung bei z=1100, T=3000K – Universum ist flach – CMB polarisiert => frühe Sternentwicklung

60 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Elementverteilung

61 Hauptseminar 2006: Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung Quellen ● Script zur Vorlesung Kosmologie ● Folien zur Vorlesung Kosmologie ● MB.html ● ● ● ●


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