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

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

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.

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.

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

Die Schwarzkörperstrahlung Siehe S. 210 Klapdor

Rückblick: Wo kommt CMB her?

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 (~300.000 Jahre nach BigBang) Mögliche Folgerung: CMB könnte räumlich und zeitlich weitgehend isotrop sein.

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

Der Cosmic Background Explorer (COBE) Drei Messinstrumente: FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer) DMR (Differential Microwave Radiometers) DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment) Messzeitraum vom 18.11.1989 – 01.09.1990

Das Messprinzip von FIRAS: Die Antenne: Der Aufbau:

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

Das Messprinzip von DMR: Der Aufbau

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. Frequenzen so gewählt, um Kontamination durch Galaktische Emission minimal zu halten.

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

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

Ein zweiter (feinerer Blick): S. 372 Cosmology Temperaturschwankungen im Bereich von ±3mK. Dipolanisotropie durch Relativbewegung zum Mikrowellenhintergrund Geschwindigkeit unserer Lokaler Gruppe: 600km/s in Richtung Hydra-Centaurus.

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

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

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 300.000 Jahre nach dem BigBang. So oder anders??

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

Funktionsweise:

Ergebnisse:

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 29.12.98 in der Antarktis für den 259-Stunden-Flug.

Arbeitsweise 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) Auflösung zw. 12-20´, Kalibration nach CMB-Dipol und Jupiter. Technologie erprobt für evt. Planck.

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.

Daten bei 150GHz: Kreise: 3 helle Quasare. Ellipse: Begrenzung des gut gemessenen Bereichs

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

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

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

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 (l≥2) werden als intrinsische Anisotropien bezeichnet. Typischerweise beginnt man also mit den Summenbildungen bei l≥2. Siehe Cosmology: S. 366. Was ist deltaT und T, Y(l,m): komplettes orthonormales Set von Funktionen

Die alm sind dabei üblicherweise komplex und erfüllen die Relation: Die Cl beschreiben die Korrelationsfunktion und bilden das ‚Angular Power Spectrum‘ Damit kann man die autokovariante Funktion für Temperaturfluktuationen definieren: Kronecker

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

Das Power-Spectrum Große Winkel (kleine l) von DMR (COBE). Kleine Winkel von Boomerang und Maxima. L=200=> First acoustic peak. Dort Omega~1. -> S. 261 Rich

Sammlung der Ergebnisse:

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 Ωb (Ωbh²=0,064±0,01) Die totale Energiedichte Ωtot (Ωtot=1,11±0,07) Analyse????

Möglichst noch genauere Aufnahme der Daten. 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 Muss Peak noch gemessen werden???

Microwave Anisotropic Probe (MAP) Satellitenexperiment. Start im Sommer 2001. 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.

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.

Die Planck-Mission Start vorgesehen für 2007. Auflösung 2ppm bei Winkel von 10‘ Bolometrische Messung bei 100 -850GHz. Erreicht werden soll so eine noch höhere Auflösung und damit eine noch genauere Kartierung der Strahlung bzw. deren Quellen

Simulierte Messwerte der Planck-Sonde:

Literatur: P. de Bernardis, A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation, in: Nature, Vol. 404, 27. April 2000. P. Coles, F Lucchin, Cosmology, Chichester u. a., 1995. H. V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, Teilchenastrophysik, Stuttgart 1997. A. T. Lee et al., MAXIMA: an experiment to measure temperature anisotropy in the cosmic microwave background, in: astro-ph/9903249 v2 17 March 1999. E. V. Linder, First Principles of Cosmology, Harlow u. a. 1997. M. S. Longair, High Energy Atrophysics, Bd. 1 u. 2, 2. Aufl., Cambridge 1994. S. Masi et al., BOOMERanG: a scanning telescope for 10 arcminutes resolution CMB maps, in: astro-ph/9911520 v1 30 November 1999. 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/0104460 v3 25 Februar 2002. J. Rich, Fundamentals of Cosmology, Berlin u. a. 2001. S. Weinberg, Die ersten drei Minuten, München 1980.

Web: http://map.gsfc.nasa.gov http://www.astro.ucla.edu/~wright/ http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/ http://space.gsf.nasa.gov/astro/dmr/ http://space.gsfc.nasa.gov/astro/dirbe/ http://bachground.uchicago.edu/~whu/ http://www.astroteilchenphysik.de http://cosmology.berkeley.edu/group/cmb/ http://www.physics.ucsb.edu/~boomerang/ http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/Planck/