handout

Proseminar Kosmologie und Astroteilchen
Kosmische Hintergrundstrahlung
Alex Ram
30. November 2011
Inhaltsverzeichnis
1 Urknalltheorie
1.1 Urknall und Kosmische Hintergrundstrahlung . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2 Hubbelkonstante und Rotverschiebung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3 Planck-Spektrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1
1
2
2
2 Theoretische Überlegungen
2.1 Grundsätzliche Gedanken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Temperaturentwicklung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
3
3
3 Ersten Messungen
3.1 Isotropie . . . . . . . .
3.2 Leistungsspektrum .
3.3 Dipolcharakteristik .
3.4 Schwankungen in der
.
.
.
.
4
4
5
5
5
4 Physikalische Effekte
4.1 Kosmologische Parameter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 Polarisation der CMB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3 Messungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6
7
7
8
5 Ausblick
8
1
. . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . .
Hintergrundstrahlung
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Urknalltheorie
Die Allgemeine Relativitätstheorie liefert mit einigen Annahmen über unseren Kosmos, die Isotropie und die Expansion des Raumes, die bereits behandelten Friedmann-Gleichungen.
Damit ergibt sich die Urknall-Theorie, welche Aussagen/Annahmen über den heutigen Kosmos
liefert. Eine davon ist, dass es eine nahezu isotrope, homogene Hintergrundstrahlung im Mikrowellenbereich geben muss, und dass diese Strahlung teilweise polarisiert sein muss.
1.1
Urknall und Kosmische Hintergrundstrahlung
Wie wir bereits wissen, war das Universum am Anfang ein heißes Plasma, in welchem alle Elementarteilchen, zunächst als freie Quarks und später als es kälter wurde Protonen, Neutronen und
Elektronen, sich frei bewegen konnten. Erst durch die Expansion des Raumes und die damit verbundene Abkühlung konnten sich stabile Atome bilden. Der Zeitraum, in welchem dieses geschah,
wird als Rekombination bezeichnet. Zu ihr kam es, als sich der Kosmos auf etwa 2970 K1 abgekühlt
hatte, und die Elektronen an die Kerne gebunden wurden. Man spricht davon, dass das Universum
durchsichtig“ wurde.
”
Die zu diesem Zeitpunkt vorhandenen Photonen hatten eine charakteristische spektrale Verteilung.
1 vgl.
: Troms, Bringmann, 2011, Vorlesung Dark Matter “ 4/13
”
1
Da sich der Kosmos im thermischen Gleichgewicht befand, entsprach die Spektralverteilung dem
Planck-Spektrum, also dem Spektrum eines idealen schwarzen Körpers.
Diese Strahlung kann man heute beobachten. Da seit der Rekombination der Raum weiter expandierte, wurden die Wellen gestreckt, das bedeutet, die Wellenlänge wurde größer, und damit hat
dann auch die Temperatur abgenommen. Heute haben wir diesen Kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) genau vermessen und wissen, dass er eine Temperatur von 2,725 K hat.
1.2
Hubbelkonstante und Rotverschiebung
Hubbel hatte beobachtet, dass der Raum expandiert, und dass man durch die Verschiebung bestimmter Spektrallinien die Geschwindigkeit von Objekten zueinander bestimmen kann. Aus dieser
Erkenntnis leitet sich ein Zusammenhang zwischen der Rotphasenverschiebung und dem Skalarfaktor der Friedmanngleichung her.2
λb = λe (1 + z)
(1)
cz = v = H0 d
(2)
a(t0 )
a(t)
(3)
und
Mit der Hubbelkonstanten als:
H(t) =
Womit sich für das Verhältnis von Wellenlänge zu Skalarfaktor folgende Gleichung ergibt:
λ0
a(t0 )
1
= (z + 1) =
=
λ
a(t)
a
1.3
(4)
Planck-Spektrum
Das Planck-Spektrum beschreibt die Intensitätsverteilung eines idealen Körpers, des sogenannten schwarzen Körpers. Dieses Objekt reflektiert kein Licht, sondern strahlt nur auf Grund seiner
Temperatur elektromagnetische Strahlung ab! Sein Spektrum hängt nur von der Temperatur des
Körpers ab. Betrachtet man Photonen, welche zu den Bosonen zählen, und damit der Bose-EinsteinStatistik folgen, ergibt sich eine mittlere Besetzungszahl eines Zustandes der Energie E = hν im
Thermodynamischen Gleichgewicht bei der Temperatur T von
!nν " =
1
e( khν
BT
)−1
(5)
Die Zustandsdichte wird durch die erlaubten Schwingungszustände im Frequenzbereich von ν + dν
im begrenzten Volumen gegeben durch3
g(ν)dν =
8π 2
ν dν
c3
(6)
Die mittlere Energie pro Schwingungszustand ergibt sich dann aus dem Produkt der mittleren
Besetzungszahl eines Schwingungszustandes mit der Energie eines einzelnen Photons E = hν. Und
daraus folgt die Formel für die Energiedichte, also für die Planck-Verteilung.
$(ν)dν =
2
8πh ν 3 dν
! kν "
c3
e kB − 1
L. Bergström und A.Goobar, Springer(2006), Cosmology and Particle Astrophysics
Weigert H.J. Wendeker und L. Wisotzki, Wiley-vch(2004), Astronomie und Astrophysik
3 A.
2
(7)
Integriert man diese über den gesamten Frequenzbereich erhält man den Ausdruck
$ = αT 4
(8)
mit
α=
8π 4 k 4
= 7.56510−16 Jm−3 K −3
15h3 c3
(9)
Aus der Hubbelgleichung ergibt sich für die Skalierung von ν und T
ν(t0 ) = ν(t)
a0
a
(10)
a
a0
(11)
und
T (t0 ) = T (t)
Aus dem Wienschen Verschiebungsgesetz kann man die Frequenz des Maximums bestimmen
oder
νmax ≈ 2.82kB T [HzK −1 ]
(12)
νmax ≈ 5.88110 T [HzK −1 ]
(13)
In der Wellenlänge ausgedrükt bedeutet dieses
λmax =
2897.8µmK
T
(14)
Damit sieht man, dass sich die Form dieser Verteilung durch die Expansion nicht verändert, lediglich
ihr chrakterisierender Wert, die Temperatur, ändert sich. Dieses bedeutet, dass die Hintergrundstrahlung einem Planck-Spektrum entspricht.
2
Theoretische Überlegungen
2.1
Grundsätzliche Gedanken
Mit den Erkenntnissen von Hubbel und Friedmann hat George Gamow 1946 die aus der Urknalltheorie folgende Strahlung berechnet, indem er das Verhältnis des Heliums in Relation zur
Energiedichte gesetzt hat. Er kam dabei auf einen Wert von 5-10 Kelvin.
Aus dem Zusammenhang T ∝ a(t10 ) hatte Gamow gefolgert, dass das Universum am Anfang sehr
heiß gewesen sein musste und sich durch die Expansion abkühlte. Dieses Abkühlen ist entscheidend,
denn solange freie Elektronen vorhanden sind, werden Photonen auf Grund der Thomson-Streuung
an ihrer Ausbreitung gehindert. Erst wenn die Elektronen durch Baryonen gebunden werden, und
ihr Thomson-Querschnitt σT sehr klein wird, können sich die Photonen frei ausbreiten.4
2.2
Temperaturentwicklung
Wahrend sich das Universum ausdehnte, kühlte es sich ab. Als die Energie niedrig genug war,
reichte die Energie der Photonen nicht mehr aus, um die nun gebundenen Atome zu ionisieren. Die
Photonen konnten sich frei bewegen. Die Temperatur und deren Abfall bestimmt wie viel Materie
es in unserem Universum gibt. Dieses liegt daran, dass freie Neutronen eine kurze Halbwertzeit von
einer Viertelstunde haben. Das bedeutet, dass wenn im frühen Kosmos viel Strahlung vorhanden
gewesen war, und er somit schnell expandierte sich viele Neutronen zu stabilen Kernen verbunden
4 Peter
Schneider, Springer(2006), Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie
3
hätten, und wir heute viel Helium im Kosmos fänden. Wenn wir wenig Strahlung gehabt hätten,
dann wäre der Kosmos nur langsam expandiert, und viele der Neutronen wären zerfallen, bevor sie
sich binden konnten. Über die CMB können wir dieses berechnen. Man kann das Verhältniss von
Baryonen zu Photonen berechnen, aus der Gleichung $ = αT 4 und der gemessenen Temperatur des
CMB T0 = 2, 725K. Damit erhält man eine Energiedichte des CMB von $(t0 ) = 4.1710−14 Jm−3 .
Damit ergibt sich die durchschnittliche Energie eines Photons in der CMB vonE ≈ 3kB T =
7.0510−4eν . Daraus ergibt sich eine Partikelzahl von nγ = 3.7108 m−3 . Die Baryonendichte, von
ΩB ≈ 0.02h−2 , ergibt sich aus Messungen der Deuteriums-Verteilung im heutigen Kosmos. Durch
$B = ρB c2 = ΩB ρC c2
(15)
erhält man die kritischen Dichte ρc für die Energiedichte
$B ≈ 3.3810−11 Jm−3
(16)
Mit der Ruhemasse von 939 MeV erhält man eine Baryonenanzahl von nB = 0, 22m−3 . Damit
ergibt sich ein Teilchenverhältniss von ungefähr 1.7109 Photonen pro Baryon! Aus diesem Verhältnis
kann man über die Saha-Gleichung, welche nur im Thermodynamischen-Gleichgewicht gilt, die
Temperatur des Kosmos bestimmen.
np ne
=
nH
#
2πme kB T
h2
$ 32
−χH
e kB T
(17)
Mit np als Protonendichte und nH der Wasserstoffdichte und ne als Elektronendichte, mit der
n
Ionisationsenergie des Wasserstoffs χH = 13, 6eV . Führt man den Ionisationsgrad χ = nne = np 5
mit n = np + nH der Gesamtdichte ein, ergibt sich
np ne
nB
=
nH n
nγ
#
2πme kB T
h2
$ 32
−χH
e kB T =
X2
1−X
(18)
Nehmen wir die Daten, X = 12 , also den Zeitpunkt, zu dem die Hälfte des Wasserstoffes
noch ionisiert ist, und als gemessenen Wert für die heutige Temperatur T = 2, 725(1+z)K, so
erhalten wir durch Einsetzen einen Wert für zr = 1360. Damit ergibt sich eine gesuchte Temperatur
von T ≈ 3700K. Nach den Messungen des WMAP ergibt sich ein Wert von T = 3000 K für
die Entkopplung und ein etwas höherer T = 3700 K für die Rekombination. Aus der Gleichung
1
(11) ergibt sich ein Wert für a = 1000
, und damit aus (4) eine Rotverschiebung von z = 10906 .
Dadurch können wir aus dem Baryonen-Photonen-Verhältniss die Temperatur des Kosmos wärend
der Rekombination/Entkopplung berechnen.
3
Ersten Messungen
Obwohl diese Hintergrundstrahlung bereits 1946 berechnet wurde, gelang es erst 1964 Penzias und Wilson sie zu messen, und das unfreiwillig. Sie haben als erstes bei einer Wellenlänge
λ = 7.5cmgemessen und erhielten als Resultat einen Wert von 3.5 ± 1.0K und bei einer späteren
Messung von Roll und Wilkinson für λ = 3.5cm einen Wert von 3.0 ± 0.5K. Diese Messwerte
lagen alle sehr genau auf einer Planck-Verteilung für 3K, doch erst durch Messungen im Bereich
des Falloff, also bei Wellenlängen von 0.1 cm wurde ihr Verdacht bestätigt. Weitere Messungen
für kürzere Wellenlängen konnten von der Erde aus nicht gemacht werden, da der atmosphärische
Filtereffekt zu stark wurde. Trotzdem führten, all diese ersten Messungen zu einem tollen Ergebnis: Die Kosmische Hintergrundstrahlung ist Isotrop, und entspricht der spektralen Verteilung des
Planck-Spektrums, damit bestätigt sie die Urknalltheorie.
3.1
Isotropie
Wie es vorhergesagt wurde, war die CMB isotrop, doch durch die besseren Messmethoden, wie
die Ballon- oder Flugzeugnutzung oder die Satellitentechnik, bemerkte man winzige Anisotrope
Anteile. Doch auch dieses lässt sich mit der Urknalltheorie erklären.
5 A.
Weigert H.J. Wendeker und L. Wisotzki, Wiley-vch(2004), Astronomie und Astrophysik
: Troms, Bringmann, 2011, Vorlesung Dark Matter “ 3/13
”
6 vgl.
4
3.2
Leistungsspektrum
Um diese Fluktuationen zu beschrieben, nutzt man die Multipolentwicklung. Da es sich um ein
sphärisches, symmetrisches Problem handelt, entwickelt man die Temperatur T nach der Kugelflächenfunktion Yl , m.
T (n)t0 (1 + ∆T (n))
(19)
Wobei T0 die mittlere Hintergrundtemperatur ist, und ∆T (n) die Abweichung in n Richtung.
Aus diesen Ergebnissen kann man die Korrelationsfunktion bestimmen:
c(α) = !∆T (n)∆T (n" )"
(20)
Wobei gilt: )nn)" = cos(α). Die Temperatur kann nun nach der Kugelflächenfunktion entwickelt
werden.
T (θ, ϕ) =
∞ %
l
%
al,m Yl,m (θ, ϕ)
(21)
l=0 m=−l
Und entsprechend ergibt sich die Korellationsfunktion nach Legendre-Polynomen
c(α) =
l
1 %
(2l + 1)cl Pl cos(α)
4π
(22)
l=0
Der Zusammenhang zwischen den Koeffizienten ergibt sich damit als
cl =
l
%
1
2
|am
l |
2l + 1
(23)
m=−l
Das Leistungsspektrum als Funktion der Multipolentwicklung erster Ordnung ist
(∆T )2 = l(l + 1)
3.3
cl
2π
(24)
Dipolcharakteristik
Aus der Multipolentwicklung ergibt sich für den Dipolanteil (l = 1)
&
'
v
T (θ) ≈ T0 1 + cos θ
(25)
c
Dieser Anteil resultiert aus dem Dopplereffekt, welcher durch die Relativbewegung von uns
zum Kosmischen Hintergrund verursacht wird. Mit einer maximalen Temperaturdifferenz von
∆T = 3.353mK ergibt sich eine Geschwindigkeit unseres Sonnensystems gegenüber der CMB
2
von v = 370 km
s . Trägt man die Temperaturentwicklung in eine bestimmte Richtung (∆T ) gegen
7
die Ordnung der Multipolentwicklungl auf, so ergibt sich das Leistungsspektrum.
3.4
Schwankungen in der Hintergrundstrahlung
Der Sunyaev-Zeldovich-Effekt, erklärt leichte Schwankungen in der CMB. Dieser Effekt lässt sich
als inverser Compteneffekt“ beschreiben. Photonen der Hintergrundstrahlung durchlaufen auf ih”
rem Weg heiße Gaswolken im Universum, in welchen sich freie Elektronen befinden. Auf Grund
der Thomson-Streung nehmen die Photonen Energie der Elektronen auf, und es kommt zu Fluktuationen in der CMB.
7 Michael
Potthoff, 2010, Einführung in die Theoretische Physik 2
5
4
Physikalische Effekte
Es gibt vier verschiedene Effekte, welche bestimmte Charakteristika des Leistungsspektrums beschreiben:
1. Sachs-Wolfe-Effekt. Da in unserem heutigen Kosmos die Dichte nicht homogen verteilt
ist, kann sie dieses auch am Anfang nicht gewesen sein. Hierauf baut dieser Effekt auf. Wenn
es während der Rekombination Dichteschwankungen gegeben hat, so ergeben sich für die
Photonen zwei Zustände.
• Das Photon befindet sich in einem Bereich mit einer höheren Dichte als der in der Umgebung. In diesem Fall muss das Photon Energie abgeben, um den Bereich zu verlassen.
Dieses führt dazu, dass man eine Rot-Verschiebung in Bereichen mit hoher Dichte beobachtet.
• Das Photon befinder sich in einem Bereich mit einer niedrigeren Dichte als der in der
Umgebung. In diesem Fall gewinnen das Photon Energie, wenn es den Bereich verlässt.
Es tritt eine Blau-Verschiebung in diesen Bereichen auf.89
2. Integrierter Sachs-Wolfe-Effekt. Wird verursacht, durch die zeitliche Veränderung von
Gravitationsfeldern welche Photonen durchqueren. Würden sich die Felder nicht ausdehnen,
so würden die Photonen genauso viel Energie gewinnen, wie sie beim Austritt wieder verlieren
Würden. Dadurch, dass Φ = Φ(t) stimmen Energiegewinn und Verlust nicht überein, und es
kommt zu einer Temperaturveränderung.
δT
= Φ10
T
(26)
3. Akustische Schwingungen. Dieser Effekt entsteht aus der Wechselwirkung zweier Kräfte,
zum einen der Gravitation und zum anderen dem Gasdruck, und wirkt in Materiewolken. Ist
eine solche Wolke da, so wird sie durch die Gravitation zusammengezogen, bis der Gasdruck
der kontarktion entgegenwirkt, und dafür sorgt, dass sich die Wolke wieder ausdehnt. Durch
diesen Vorgang entstehen Schwingungen im Plasma, also periodische Dichtschwankungen.
∆ρ
∆T
∼
ρ
T
(27)
Die Auswirkung dieses Effekts auf unser Universum beruht auf zwei Tatsachen, zum einen
dem Geschwindigkeitsunterschied, zwischen dem Gasdruck der sich mit Schallgeschwindigkeit
und der Gravitation, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet, und zum anderen darauf,
dass unser Universum ein endliches Alter hat. Durch dieses Alter entsteht ein begrenzter
Horizont, welcher für die Gravitation und den Gasdruck unterschiedlich ist.
H(trec ) = (1 + zrec )2ctrec = vs 400.000a
(28)
1
vs ≈ √ c
3
(29)
mit
Daraus folgt
θrec =
2 c trec (1 + z)
≈ 2◦
c (t0 − trec )
(30)
Dadurch schwingen alle Materiewolken gleicher Größe in Phase und es entstehen die charakteristischen Wellenlinien im Leistungsspektrum. Damit kann man auch die maximale Größe
berechnen, die Materiewolken haben dürfen, damit die akustischen Schwingungen auf sie
wirken. Diese liegt bei 240.000 Lichtjahren im damaligen Kosmos. Durch vergleich dieses
Wertes mit dem heute zu messenden Wert aus der CMB von θrec kann man die Geometrie
des Kosmos errechnen, da man den Abstand “ kennt und die Länge, bestimmt der Winkel
”
8 Andrew
Liddle, Wiley-vch(2006), Einführung ind die moderne Kosmologie
Peter Schneider, Springer(2006), Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie
10 vgl. vgl. : Troms, Bringmann, 2011, Vorlesung Dark Matter “ 4/13
”
9
6
die Geometrie. Bei einem Geschlossenen Universum erscheint der Winkel größer und und in
einem offenen kleiner 11 .
4. Silk-Dämpfung. Dieser Effekt wirkt auf Materieverteilungen die kleiner als 0.25◦ sind12 ,
der Photonenwind“, sorgt durch Thomson-Streuung dafür, dass diese Materieverteilungen
”
zerstreut werden.
Diese Effekte erklären den Verlauf des Leistungsspektrums. Außerdem ergibt sich, dass mehr
Materie da sein müsste, als wir heute beobachten können. Woraus gefolgert werden kann, dass
es noch andere Materie geben muss, welche nicht mit Photonen reagiert, die Dunkle Materie. Diese muss ca. 23 % ausmachen. Für ganz große Objekte ist nur der Sachs-Wolfe-Effekt
relevant. Wenn die Objekte klein genug sind (kleiner als 2◦ ) entstehen die akustischen Schwingungen, und wenn Objekte noch kleiner sind, werden sie von der Silk-Dämpfung geglättet.
13
4.1
Kosmologische Parameter
Berechnet man das Leistungsspektrum für unterschiedliche Kombinationen der kosmologischen Parameter, so ergeben sich unterschiedliche Verläufe, und vor allem andere Werte für
die Maxima (Peaks) der akustischen Oszillation, da vor allem diese durch die Dichte im
Kosmos und seine Geometrie geprägt werden. So ergibt sich aus der Position des ersten Maximums, dass der Raum nahezu euklidisch ist. Wenn der Raum gekrümmt wäre, so würde
der Bereich gleicher Temperatur bei positiver Krümmung unter einem größeren Winkel erscheinen, bei negativer Krümmung unter einem kleineren Winkel. Das Zweite Maximum gibt
Auskunft über die Baryonendichte, da diese durch ihre Masse das Gleichgewicht der Oszillation verschiebt. Das dritte Maximum gibt einem eine Auskunft über das StrahlungsMassenverhältniss, und die Strahlung alternativ bestimmen kann liefert es einem eine Auskunft über die Dunkle Materie. Aus den WMAP-Daten ergebnen sich für die kosmischen
Parameter
Fast alle kosmologischen Paramter kann man auch durch andere Methoden bestimmen. Das
interessanteste ist, dass viele andere Experimente, welche einen dieser Parameter bestimmt
haben innerhalb der Fehler der durch die CMB bestimmten Werte liegen. Die durch das
WAMP (Wilkinson Micowave Anisotropy Probe) bestimmten Daten sind die genauesten, am
besten bestimmten Daten der Astrophysik, man spricht in diesem Fall von Präzisionskos”
mologie “.1415
• Alter des Universums t0 = 13.75 ± 0.11Gyr
• Hubbelkonstante H0 = 70.4 ± 0.001kms−1 M pc−1
• Baryonendichte ΩB = 0.0456 ± 0.0016
• Dichte der Dunklen Materie Ωc = 0.227 ± 0.014
• Dichte der dunklen Energie 0.728+0.015
0.016
• Gesamtdicht Ωtot = 1.0023+0.0056
−0.0054
4.2
Polarisation der CMB
Theoretisch wurde vorhergesagt, dass die CMB leicht polarisiert sein müsste. Dieses liegt daran,
dass die Photonen der CMB mehrfach an den noch freien Elektronen Thomson-Gestreut wurden.Wenn ein Photon an einem Elektron gestreut wird, hängt die Intensität des gestreuten Lichts
zum einen von der Richtung, in welche es gestreut wird, zum anderen aber auch von der Polarisation des Lichts ab. Wird unpolarisiertes Licht an einem Elektron gestreut, so ist das gestreute
Licht polarisiert (Thomson-Streuung). Man kann sich dieses so erklären, wenn ein Photon auf ein
11 vgl.
Schneider, Peter, Springer 2009, Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie
N. Jarosik et al.,The Astrophysicak Journal Supplement Series, Seven-year Wilkinson Microwave Aniso”
tropy Probe (WMAP) obeservations: sky maps, systematic Errosr, and basic results“, Seite 14, Februar 2011
13 vgl. Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie, Peter Schneider,2006
14 vgl. N. Jarosik et al.,The Astrophysicak Journal Supplement Series, Seven-year Wilkinson Microwave Aniso”
tropy Probe (WMAP) obeservations: sky maps, systematic Errosr, and basic results“, Seite 14, Februar 2011
15 L. Bergström und A.Goobar, Springer(2006), Cosmology and Particle Astrophysics
12 vgl.
7
Elektron trifft, dann versetzt es dieses in Schwingungen. Durch diese Schwingung wird eine neue
Lichtwelle ausgesandt, die in Abhängigkeit der Beobachterrichtung polarisiert ist. Treffen mehrere Photonen mit unterschiedlicher Intensität auf ein Elektron, so ist das gestreute Licht teilweise
polarisiert. Der Polarisationsgrad hängt von der Intensitätsverteilung und der Einfallrichtung der
Photonen ab. Da die Intensitäten auf Grund der Dichteschwankungen und der akustischen Oszillation unterschiedlich verteilt sind, entstehen unterschiedliche Polarisationen in der CMB.16
4.3
Messungen
Diese Polarisation wurde erst vor kurzem durch die Messdaten des DASI-Teleskops (Degree Angular
Scale Interferometer) bestätigt. Diese Messungen wurden vom Südpol aus gemacht, da dort die
atmosphährischen Störungen geringer sind. Das DASI-Teleskop hat eine Winkelauflösung von 20
Bogenminuten.
5
Ausblick
In den vergangenen 60 Jahren hat die Wissenschaft eindrucksvoll ihr Können unter Beweis gestellt.
Zuerst die theoretischen Arbeiten von Einstein, Friedmann, Hubbel und Gamow, welche zu der
heute bekannten Big Bang Theorie führten. Dann kamen später die ersten Beobachtungen 1964
von Penzias und Wilson bis zu den heutigen, viel genaueren Vermessungen durch den PlanckSatelliten. All diese Experimente haben die Urknalltheorie untermauert, sei es Isotopie der CMB
oder deren Polarisation und sie damit zu dem kosmischen Standardmodell gemacht, das sie heute
ist. Gleichzeitig liefert sie interessante Aspekte für neue Ansätze wie z.B. die Theorien über Dunkle
Energie und Materie.
Literatur
1 Peter Schneider, Springer(2006), Einführung in die Extragalaktische Astronomie und Kosmologie
2 Andrew Liddle, Wiley-vch(2006), Einführung ind die moderne Kosmologie
3 A. Weigert H.J. Wendeker und L. Wisotzki, Wiley-vch(2004), Astronomie und Astrophysik
4 L. Bergström und A.Goobar, Springer(2006), Cosmology and Particle Astrophysics
5 Troms, Bringmann, 2011, Vorlesung Dark Matter “
”
6 V. Rubakov und A. Vlasov, What do we lern from CMB observation“
”
7 vgl. N. Jarosik et al.,The Astrophysicak Journal Supplement Series, Seven-year Wilkinson
”
Microwave Anisotropy Probe (WMAP) obeservations: sky maps, systematic Errosr, and basic
results“, Februar 2011
8 Wikipedia
9 M. Bartelmann, Der Polarisierte Hintergrund “, Max-Planck-Institut für Astrophysik (2003)
”
16 M.
Bartelmann, Der Polarisierte Hintergrund “, Max-Planck-Institut für Astrophysik (2003), Seite 2
”
8