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Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung

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

1 Der Urknall und seine Teilchen Kosmische Hintergrundstrahlung
Ein Blick in die Vergangenheit [1]

2 Überblick Einführung Geschichte & Entdeckung
Mathematische Beschreibung Anisotropie Messung Zusammenfassung Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

3 Was ist kosmische Hintergrundstrahlung?
1. Einführung Was ist kosmische Hintergrundstrahlung? Strahlung im Mikrowellenbereich entstand bei der Rekombination, Jahre nach dem Urknall CMB = Cosmic Microwave Background Schwarzkörperstrahlung Anisotropien in Größenordnung [26] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

4 1. Einführung Darstellung des CMB:
[16] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

5 Wie kam es zur Rekombination?
1. Einführung Wie kam es zur Rekombination? Kurz nach Urknall: Strahlungsdominiertes Universum dichtes Plasma aus Elektronen, Protonen, Neutronen & Photonen undurchsichtig für Photonen Weitere Expansion: Energiedichte Strahlung nimmt schneller ab als Energiedichte Materie Etwa Jahre nach Urknall: Übergang zum Materiedominierten Universum [36] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

6 Wie kam es zur Rekombination?
1. Einführung Wie kam es zur Rekombination? Weitere Expansion: Energie der Photonen sinkt weiter Etwa Jahre nach Urknall: Rekombination Bildung von Wasserstoff Weitere Jahre: Alle Protonen & Elektronen gebunden „durchsichtiges“ Universum Vollständige Entkopplung von Strahlung & Materie Strahlung & Materie im thermodynamischen Gleichgewicht [9] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

7 1. Einführung Wolkenanalogon: CMB: Protonen & Elektronen:
→ undurchsichtig für Photonen Wasserstoff → durchsichtig für Photonen Analog: Wolkendecke Wasserstropfen → reflektieren Licht Wasserdampf → durchsichtig für Licht [2] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

8 2. Geschichte & Entdeckung
George Gamow, Ralph Alpher, 1946: Vorhersage des CMB Berechnete Temperatur: 3-10K Georg Gamow, [3] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

9 2. Geschichte & Entdeckung
Robert Dicke, [4] Robert Dicke, James Peebles,1964: Systematische Suche nach CMB Parallel: Arno Penzias, Robert Wilson: Auftrag: Optimierung Hornantenne für Radioastronomie Zufällige Entdeckung des CMB Nobelpreis 1978 Arno Penzias & Robert Wilson, [5] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

10 2. Geschichte & Entdeckung
„Die einen sagten sie voraus, die anderen suchten sie und die dritten wussten nichts von beiden und fanden sie.“ „Licht vom Rande der Welt“, Rudolf Kippenhahn [6] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

11 2. Geschichte & Entdeckung
John Mather, [7] Weitere erdgebundene Messungen Problem: Atmosphäre Erste Messung von Anisotropien 1989: NASA startet COBE Planck-Verteilung Projektleiter: John Mather & George Smoot Nobelpreis 2006 2001: NASA startet WMAP 2009: ESA startet PLANCK George Smoot, [8] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

12 3. Mathematische Beschreibung
[11] [10] Theoretisch Experimentell Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

13 3. Mathematische Beschreibung
Schwarzer Körper → Planksches Strahlungsgesetz: Energiedichte: Temperatur T abhängig von der Größe des Universums: Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

14 3. Mathematische Beschreibung
Schwarzer Körper → Planksches Strahlungsgesetz: Temperatur abhängig vom Skalenfaktor S: mit Energiedichte: mit: Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

15 3. Mathematische Beschreibung
Schwarzer Körper → Planksches Strahlungsgesetz: Temperatur abhängig vom Skalenfaktor S: wenn bekannt: Temperatur CMB heute & Größe Universum zur Zeit der Entkopplung → Temperatur CMB zur Zeit der Entkopplung Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

16 3. Mathematische Beschreibung
Maximum → Wiensches Verschiebungsgesetz: Messe Intensitätsverteilung des CMB Suche Maximum → Temperatur der Strahlung z.B.: Sonne: Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

17 3. Mathematische Beschreibung
Entwicklung nach Kugelflächenfunktionen: l = 0 : Monopolterm → keine weitere Bedeutung l = 1 : Dipolterm → Dipolanisotropie l ≥ 2 : Quadrupolterm & höher → intrinsische Anisotropie Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

18 4. Anisotropie Einteilung: Dipolanisotropie
Anisotropie auf großen Winkelskalen: Ausdehnung > 1° zum Zeitpunkt der Rekombination kausal nicht verknüpft z.B. Sachs-Wolfe-Effekt Anisotropie auf kleinen Winkelskalen: Ausdehnung < 1° zum Zeitpunkt der Rekombination kausal verknüpft z.B. akustische Schwingungen, Silk Dämpfung Intrinsische Anisotropie Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

19 4. Anisotropie Dipolanisotropie: dominant auf großen Skalen
Entwicklung nach Kugelflächenfunktionen: Dipolterm, l = 1 Dopplereffekt durch unsere Relativbewegung zum Mikrowellenhintergrund [12] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

20 4. Anisotropie Leistungsspektrum: Temperaturfluktuationen ∆T in Abhängigkeit von ihrer Winkelgröße [25] Großwinklige intrinsische Anisotropie Kleinwinklige intrinsische Anisotropie Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

21 4. Anisotropie Anisotropie auf großen Winkelskalen:
Zur Zeit der Rekombination: keine Wechselwirkung zwischen Teilchen außerhalb des Ereignis- horizonts Aber beobachtbar: Temperaturdifferenz durch Sachs- Wolfe-Effekt [13] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

22 4. Anisotropie Anisotropie auf großen Winkelskalen, Sachs-Wolfe-Effekt: Rekombination: Fluktuationen in der Energiedichte des Plasmas → Gravitationspotentiale = Punkte hoher Dichte / Temperatur Photon „fällt“ in Potential → gewinnt an Energie → Blauverschiebung Austritt aus Potential → muss Arbeit leisten → Rotverschiebung [25] Sachs-Wolfe-Plateau Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

23 4. Anisotropie Anisotropie auf großen Winkelskalen, Sachs-Wolfe-Effekt: Woher kommen Fluktuationen? Vor Rekombination Strahlungsdruck zu groß für Bindung von Baryonen & Leptonen → Indiz für dunkle Materie, die schon vor Rekombination von Strahlung entkoppelte Indiz für dunkle Energie: Eigenschaft der Antigravitation: Potentiale werden schwächer [27] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

24 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Vor der Entkopplung: heißes Plasma aus Photonen, Baryonen & Elektronen, vergleichbar mit Gas Fluktuationen in der Energiedichte (dunkle Materie): Gravitation übt Druck auf Plasma aus, dem wirkt der Strahlungsdruck ( = Photonen ) entgegen → Dichteschwankungen im Plasma → Akustische Oszillationen [14] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

25 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Durch Inflation im frühen Universum: Dichteschwankungen in allen Größenordnungen Größte schwingende Plasmawolke: → genau einmal durchlaufen kleinere Wolken: höhere Schwingungsfrequenz → öfter durchlaufen größere Wolken: können keinen Strahlungsdruck aufbauen → keine Schwingung Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

26 4. Anisotropie Durch den Urknall alle Schwingungen in Phase
Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Durch den Urknall alle Schwingungen in Phase Nach der Entkopplung: Strahlungsdruck entfällt, aktueller Schwingungszustand der Photonen wird „eingefroren“ → Gebiete hoher Strahlungsdichte = heiße Gebiete → Gebiete niedriger Strahlungsdichte = kalte Gebiete → heute beobachtbar im CMB Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

27 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Größte schwingenden Plasmawolke (Grundschwingung): → Weg den Welle bis zur Rekombination zurücklegen kann Analog zu Schallwelle in Röhre: Oberschwingungen → verschiedene Peaks im Leistungsspektrum [15] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

28 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Was lernen wir aus den akustischen Oszillationen? Geometrie des Universums bestimmt durch Dichteparameter der verschiedenen Materie- und Energiekomponenten: Dunkle Energie: Materie (dunkle + baryonische): Strahlung: → vernachlässigbar Wenn: Ωtot >1→ geschlossenes, sphärisches Universum Ωtot <1→ offenes, hyperbolisches Universum Ωtot =1 → flaches, euklidisches Universum Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

29 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Berechnung: Wellenlänge Grundschwingung sichtbar unter 1° Annahme: flaches Universum, Winkelsumme im Dreieck 180° Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

30 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Messung: 1.Peak bei ≈1°→ flaches Universum geschlossen offen flach [17] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

31 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Flaches Universum → Aus Supernovaedaten: Expansionsbeschleunigung des Universums → Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

32 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: [37] Genaue Bestimmung der Dichte der Dunklen Energie & der Materiedichte! Materie ≈ 30% der Energie Dunkle Energie ≈ 70 % der Energie [29] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

33 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Warum nimmt Amplitude der Peaks ab? → Gravitation und Silk Dämpfung Dunkle Materie entkoppelte vor Rekombination von Strahlung → Fluktuationen in Energiedichte Aber Baryonen: massebehaftet! üben zusätzlichen Druck auf Plasma aus → Baryon Loading 2. Akustischer Peak 1. Akustischer Peak 3. Akustischer Peak [25] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

34 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Grundschwingung & ungerade Peaks: Gravitation & akustische Oszillation verstärken sich, konstruktive Überlagerung [28] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

35 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: 1. Oberschwingung & gerade Peaks: Gravitation dämpft akustische Oszillation, destruktive Überlagerung [28] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

36 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Baryonen haben vernachlässigbare Masse: → symmetrische Schwingung um Nulllage [34] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

37 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Mehr Baryonen im Plasma: → „Masse an der Feder“, „Schwere Kugeln“ → stärkere Kompression des Plasmas in Potentialtöpfen → asymmetrische Schwingung → Peaks „Verdichtung“ > Peaks „Auseinanderdrücken“ [34] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

38 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Akustische Oszillationen: Im Leistungsspektrum: Auftragung des Betrags des Temperaturunterschieds → 1. & 3. Peak > 2. Peak [34] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

39 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Silk Dämpfung:
Warum ist der 3. Peak < als der 2. Peak? Exponentielle Dämpfung der akustischen Peaks auf kleinen Winkelskalen: → Entkopplung: nicht instantan → Photonen führen Zufallsbewegung aus Wenn zurückgelegte Strecke > Wellenlänge akustische Schwingung: → mischen heißer und kalter Regionen → Dämpfung Exponentielle Dämpfung [30] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

40 4. Anisotropie Anisotropie auf kleinen Winkelskalen, Silk Dämpfung:
Mischen heißer und kalter Regionen: Aus ersten drei Peaks: Form des Universums, Dichte der Baryonen & der dunklen Materie → Berechnung der Strecke → Vergleich mit Dämpfung in Leistungsspektrum → Test der Werte [33] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

41 4. Anisotropie Leistungsspektrum:
1. Akustischer Peak → flaches Universum Leistungsspektrum: 2. & 3. Akustischer Peak → Materiedichte Sachs-Wolfe-Plateau → Indiz: Dunkle Energie Silk- Dämpfung → Überprüfung [30] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

42 5. Messung Erdgebundene Messungen:
CBI, [17] Erdgebundene Messungen: z.B.: CBI ( = Cosmic Background Imager): Chile, Ballonexperimente: z.B.: BOOMERanG ( = Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics): Südpol, BOOMERanG, [18] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

43 5. Messung Überblick: Satelliten: COBE ( = Cosmic Background Explorer)
NASA, WMAP ( = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) NASA, PLANCK: ESA, /2012 [20] [21] [32] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

44 5. Messung COBE = Cosmic Background Explorer NASA, 1989-1993
Zeigte das Spektrum CMB = Schwarzkörperspektrum mit [19] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

45 COBE = Cosmic Background Explorer
5. Messung COBE = Cosmic Background Explorer Hauptbestandteile: FIRAS ( = Far Infrared Absolute Spectrophotometer) genaue Messung CMB & Emissionsspektrum Galaxie, Mather DMR ( = Differential Microwave Radiometers) Vermessung der Anisotropien, Smoot DIRBE ( = Diffuse Infrared Background Experiment) Untersuchung des CIB ( = Cosmic Infrared Background) Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

46 5. Messung WMAP = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe NASA, 2001-2010
Auflösung etwa 13‘ = 0,22° Alter des Universums: Jahre Energieverteilung im Universum: 4,6% Baryonen 23,3% Dunkle Materie 72,1% Dunkle Energie [22] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

47 5. Messung WMAP = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
Position: Lagrange Punkt L2 Lagrange Punkt: Gravitations- & Zentripetalkraft heben sich auf → WMAP führt zur Erde synchrone Bewegung aus → Vorteil: Sonne, Mond & Erde immer im Rücken → Seit 2009 befindet sich PLANCK am Punkt L2 [31] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

48 5. Messung PLANCK ESA, 2009- 2011/2012 Auflösung 5‘ = 0,08°
Hauptbestandteile: LFI ( = Low Frequency Instrument) Mikrowellenbereich HFI ( = High Frequency Instrument) Radiowellenbereich [23] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

49 6. Zusammenfassung CMB entstand etwa 380 000 Jahre nach dem Urknall,
als Universum „durchsichtig“ wurde zeigt, wie Universum zur Zeit der Rekombination aussah CMB ist isotrop bis auf Anisotropien im Bereich wichtigste Anisotropie: akustische Schwingungen zeigt, dass Universum nahezu flach ist Zusammensetzung unseres Universums: etwa 5% baryonische Materie, 25% dunkle Materie & 70% dunkle Energie [29] Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

50 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!
Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

51 Abbildungsverzeichnis & Quellen
[1]: [2]: [3]: [4]: [5]: [6]: [7]: [8]: [9]: [10]: [11]: https://www.wiki.ed.ac.uk/download/attachments/ /image001.gif [12]: [13]: [14]: [15]: [16]: [17]: [18]: Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

52 Abbildungsverzeichnis & Quellen
[19]: [20]: [21]: [22]: [23]: [24]: [25]: [26]: [27]: [28]: [29]: [30]: [31]: [32]: [33]: [34]: [35]: [36]: Skript „Einführung in die Kosmologie“, Prof. Dr. W. de Boer, Juni 2004, S.56 [37]: Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel

53 Abbildungsverzeichnis & Quellen
Uni Karlsruhe, Hauptseminar „Schlüsselexperimente der Elementarteilchenphysik“, 2008, Vortrag von Stefan Braun: „WMAP“ KIT, Hauptseminar „Der Urknall und seine Teilchen“, 2011, Vortrag von Alexander Bett: „Die Temperaturentwicklung des Universums“ „Teilchenastrophysik“, H.V. Klapdor-Kleingrothaus und K. Zuber, Teubner Studienbücher, 1997 „Der Nachhall des Urknalls“, Torsten A. Enßlin, Physik Journal 5 (2006) Nr. 12 „Der Nachhall des Urknalls“, Gerhard Börner, Physik Journal 4 (2005) Nr. 2 „Das elegante Universum“, Brian Greene , Goldmann Verlag, 2005 „Cosmology, The Origin and Evolution of Cosmic Structure“, Peter Coles und Francesso Lucchin, John Wiley & Sons, Ltd. 2002 Skript „Einführung in die Kosmologie“, Prof. Dr. W. de Boer, Juni 2004 Kosmische Hintergrundstrahlung, Anna Weigel


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