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Die kosmische Hintergrundstrahlung - Experimentelle Methoden der Bestimmung - Von Armin Kunz.

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Präsentation zum Thema: "Die kosmische Hintergrundstrahlung - Experimentelle Methoden der Bestimmung - Von Armin Kunz."—  Präsentation transkript:

1 Die kosmische Hintergrundstrahlung - Experimentelle Methoden der Bestimmung - Von Armin Kunz

2 Gliederung Historisches: Experimente von Penziak und Wilson. Rückblick: Was ist CMB? Wo kommt er her? Experimentelle Bestimmung: COBE BOOMERanG MAXIMA Interpretation der Daten Weitere Projekte: MAP Planck

3 Die Entdeckung 1965 wollen Arno A. Penzias und Robert W. Wilson die Intensität von Radiowellen aus der Milchstraße messen. Dabei stoßen sie auf eine störende richtungsunabhängige Strahlung, die sie nicht deuten können. Sie liegt bei 7,35cm und beträgt ungefähr 3,5K.

4 Was ist das für Strahlung? Gespräche mit Bernard Burke führten zur Verknüpfung mit den Ideen von P. J. E. Peebles, der eine Hintergrundstrahlung von etwa 10K vorhersagt. Analoge Überlegungen gibt es schon seit den Vierzigerjahren von: Ralph Alpher, Robert Hermann, George Gamow und anderen.

5 Was sieht man? Perfekte Schwarzkörperstrahlung! Temperatur von: 2,725±0,001K

6 Die Schwarzkörperstrahlung

7 Rückblick: Wo kommt CMB her?

8 Infolge der Rekombination vergrößert sich die mittlere freie Weglänge der Photonen Sie entkoppeln. Da sie sich zu diesem Zeitpunkt im thermischen Gleichgewicht befinden, entspricht die Intensitätsverteilung dem Schwarzkörerspektrum. Also ist der CMB ein rotverschobener und abkühlter Überrest des frühen Universums (~ Jahre nach BigBang) Mögliche Folgerung: CMB könnte räumlich und zeitlich weitgehend isotrop sein.

9 Experimentelle Bestimmung: Bestimmung durch: Satelliten: COBE (durchgeführt) MAP (durchgeführt, aber noch keine Daten) Planck (in Planung) Ballons: MAXIMA (durchgeführt) BOOMERanG (durchgeführt)

10 Der Cosmic Background Explorer (COBE) Drei Messinstrumente: FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer) DMR (Differential Microwave Radiometers) DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment) Messzeitraum vom –

11 Das Messprinzip von FIRAS: Der Aufbau: Die Antenne:

12 Die Funktionsweise: Michelson-Interferometer mit interner Referenz. Wellenlängenbereich von 0,1 bis 10 mm in zwei Kanälen. Hornantenne gibt 7° Gesichtsfeld.

13 Das Messprinzip von DMR: Der Aufbau

14 Die Funktionsweise: Nimmt kleine Temperaturänderungen auf. Sechs Mikrowellenradiometer, die bei 31,5; 53 und 90 GHz laufen. Jedes Radiometer nimmt die Signale der beiden Antennen (60° auseinander) auf. Jede Antenne hat 7° Gesichtsfeld.

15 Das Messprinzip von DIRBE: Messung der Energiedistributionen der Infrarothintergrundstrahlung. Helligkeitskarte bei 10 Wellenlängen von 1,2 – 240µm.

16 Ergebnisse: Auf den ersten Blick: Absolut isotrope Strahlung bei T:2,728K (Messung bei 53 GHz)

17 Ein zweiter (feinerer Blick): Temperaturschwankungen im Bereich von ±3mK. Dipolanisotropie durch Relativbewegung zum Mikrowellenhintergrund Geschwindigkeit unserer Lokaler Gruppe: 600km/s in Richtung Hydra- Centaurus.

18 Bei noch feinerer Auflösung: Schwankungen von 18µK. Doppler-Effekt (Dipolanisotropien) bereinigt. Emission am Äquator ist galaktischen Ursprungs (Emission der Milchstraße)

19 Und wenn man ganz genau hinsieht: Ohne Fluktuationen von Galaxien und Doppler-Effekt

20 Interpretation der kleinen Anisotropien Kleine Abweichungen sind Folge einer klumpigen Struktur des Universums entweder bei der Emission der Strahlung oder in der Folgezeit. Die Messungen geben also ein Bild des Weltalls bei der Entkopplung Jahre nach dem BigBang.

21 MAXIMA Flug im August 1998 für 6 Stunden. Aufnahme einer 122° Karte, welche 0,3% des Himmels abbildet. Aufnahme von 3200 unabhängigen Raumintervallen. Millimeter Anisotropy eXperiment IMgaging Array

22 Funktionsweise:

23 Ergebnisse:

24 Die Balloon Observations Of Millimeter Extragalactic Radiation and Geophysics (BOOMERanG) Rückgriff auf Maxima-Technologie. Stratosphärenballon, der Anisotropien zwischen einigen Grad bis 10 Winkelminuten in etwa 38km Höhe aufnimmt. Gestartet in der Antarktis für den 259-Stunden-Flug.

25 Betrieb von 16 bolometrischen Detektoren bei 90, 150, 220 und 400 GHz gekühlt auf 0,3K. Sensitivität je nach Frequenz dabei bis zu 2,700µK/s. Starke Abschirmung gegen terrestrische Strahlung nötig. Aufnahme der Spektren jeweils mehrfach bei unterschiedlichen Scangeschwindigkeiten (1 und 2°/s) Arbeitsweise

26 Die Flugroute Flug über der Antarktis in einem Kreis bei ~80° Süd. Dabei 1800 Quadrat-Grad abgedeckt, was 3% des Himmels entspricht. Der Bereich wird dabei einmal täglich aufgenommen.

27 Daten bei 150GHz:

28 Zwischenzusammenfassung : Die Strahlung ist (fast) isotrop. Aus kleinen Strukturen bildeten sich minimale Unregelmäßigkeiten Trotzdem ist das gemessene Schwarzkörperspektrum die genaueste je gemessene Planck-Verteilung

29 Messrobleme durch dem Mikrowellenvordergrund: Weit entfernte Galaxien, die in Infrarot senden Galaktische Synchotronstrahlung durch Magnetfeld der Milchstraße Warmer Staub der Milchstraße (Infrarot und Mikrowellen)

30 Mathematisches Modell: Eine Messung in einer beliebigen Himmelsrichtung ergibt: Θ und Φ sind dabei die benutzten sphärischen Winkel.

31 Entwicklung : T wird als Summe über Kugelflächenfunktionen betrachtet: Der l=0 Term wird per Definition Null. (Helligkeitsanpassung) Der l=1 Term (Dipolterm) beschreibt unsere Bewegung. Er ist auf großen Skalen die dominante Anisotropie und wird als Doppler-Effekt interpretiert. Die verbleibenden Terme (l2) werden als intrinsische Anisotropien bezeichnet. Typischerweise beginnt man also mit den Summenbildungen bei l2.

32 Die a lm sind dabei üblicherweise komplex und erfüllen die Relation: Die C l beschreiben die Korrelationsfunktion und bilden das Angular Power Spectrum Damit kann man die autokovariante Funktion für Temperaturfluktuationen definieren:

33 Zwischen dem Power-Spectrum und der kovarianten Funktion besteht der folgende Zusammenhang: Dabei ist P l ein Legendre-Polynom.

34 Das Power-Spectrum

35 Sammlung der Ergebnisse:

36 Möglichkeiten der Auswertung: Eine genaue Messung des CMB kann verwendet werden, um wichtige Parameter zu bestimmen: Die Hubble-Distanz Aussagen über das ursprüngliche Spektrum Den Anteil baryonischer Masse Ω b (Ω b h²=0,064±0,01) Die totale Energiedichte Ω tot (Ω tot =1,11±0,07)

37 Weitere Aufgaben: Möglichst noch genauere Aufnahme der Daten. Überprüfung der Modelle am zweiten akustischen Peak, der gemessen werden muss. Mit einer noch feineren Winkelauflösung noch genauere Aussagen über kosmologische Parameter

38 Microwave Anisotropic Probe (MAP) Satellitenexperiment. Start im Sommer Ergebnisse werden aber erst Anfang des nächsten Jahres veröffentlicht. Ziel ist es, den gesamten Himmel zu vermessen. Dabei soll eine Winkelauflösung von mindestens 0.3° bei einer Empfindlichkeit von 20µK pro 0.3°- Pixel erreicht werden bei möglichen Fehlerabweichungen von 5µK.

39 Eine simulierte CMB-Messung führt zu folgenden erwarteten Ergebnissen: Diese Auflösung ist bisher noch nicht erreicht worden, man darf also auf die Ergebnisse gespannt sein.

40 Die Planck-Mission Start vorgesehen für Auflösung 2ppm bei Winkel von 10 Bolometrische Messung bei GHz. Erreicht werden soll so eine noch höhere Auflösung und damit eine noch genauere Kartierung der Strahlung bzw. deren Quellen

41 Simulierte Messwerte der Planck-Sonde:

42 Literatur : P. de Bernardis, A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation, in: Nature, Vol. 404, 27. April P. Coles, F Lucchin, Cosmology, Chichester u. a., H. V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, Teilchenastrophysik, Stuttgart A. T. Lee et al., MAXIMA: an experiment to measure temperature anisotropy in the cosmic microwave background, in: astro-ph/ v2 17 March E. V. Linder, First Principles of Cosmology, Harlow u. a M. S. Longair, High Energy Atrophysics, Bd. 1 u. 2, 2. Aufl., Cambridge S. Masi et al., BOOMERanG: a scanning telescope for 10 arcminutes resolution CMB maps, in: astro-ph/ v1 30 November C. B. Netterfield et al., A measurement by BOOMERANG of multipole peaks in the angular power spectrum of the cosmic microwave background, in: astro-ph/ v3 25 Februar J. Rich, Fundamentals of Cosmology, Berlin u. a S. Weinberg, Die ersten drei Minuten, München 1980.

43 Web:


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