Kosmologie. Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 7,

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1 Kosmologie Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 7, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik, Fakultät für Physik Thermisches Universum - kosmische Hintergrundstrahlung Grundlagen - CMB-Experimente COBE Signal & Untergrund WMAP KIT Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft

2 Kerne pro Wasserstoff Masse BBN & Baryonendichte W b wichtigster BBN-Parameter: Baryon-Photon-Verhältnis h W b h (95% CL) systematische Effekte bei der BBN: CMB liefert präzisen Wert für h 4 He Produktion in der BBN: sensitiv auf Anzahl relativistischer Freiheitsgrade n eff Baryonendichte [ g cm -3 ] LEP-Messung für Z 0 -Breite: N n = ± G. Drexlin VL07

3 BBN & Anzahl der Neutrino-Generationen Anzahl der relativistischen Freiheitsgrade N n beeinflusst die BBN-Nukleosynthese (He-Anteil Y p ) - höheres H(t) höhere Ausfriertemperatur T fr - höheres T fr höherer Anteil an Neutronen - größeres n/p höherer He-Anteil Y p H ( t) H ( t) 2 ~ N n > 1 MeV aktuell (Planck 2015): N n = 3.15 ± G. Drexlin VL07

4 3.2 kosmische Hintergrundstrahlung - Grundlagen G. Drexlin VL07

5 CMB Einordnung & Querverbindungen Big Bang CMB: Rückblick auf die Ära der Inflation & Einblick in die Strukturbildung Quantengravitation s s J T = K z = Inflation kosmische Hintergrundstrahlung wechselwirkungsfreie Propagation der CMB heute 13.7Mrd. J T=2.7K z= G. Drexlin VL07

6 Kosmische Hintergrundstrahlung Historie 1941: Beobachtung der Anregung von interstellaren CN Molekülen (Rotationsbanden) aus Richtung z Ophiuchi 1946: Gamov, Alpher, Herman heißer Urknall erzeugt Mikrowellenhintergrund mit heutiger T ~ 5 K 1965: A. Penzias & R. Wilson Entdeckung der CMB in Holmdel bei l =7cm (Nobelpreis 1978) 1989: Start des NASA Satelliten COBE Messung der spektralen Form mit FIRAS (Mather) 1992: Nachweis von Fluktuationen der CMB mit DMR (Smoot) 1998: Ballonexperimente messen Fluktuationen auf kleinen Winkelskalen 2001: Start der WMAP Satellitenmission, DASI sieht Polarisation 2003: erste WMAP Datenanalyse Präzisionszeitalter der Kosmologie 2006: Nobelpreis für Mather & Smoot 2009: erste Messungen von Planck (neueste Resultate: ) G. Drexlin VL07

7 CMB Entdeckung durch Penzias & Wilson 1965: Arno A. Penzias & Robert W. Wilson messen mit der Hornantenne der Bell Laboratories in Holmdel (NJ) bei l = 7.35 cm (!) (n = 4 GHz) eine isotrope Strahlung mit der Temperatur T = (3.5 ± 1) K theoretische Vorarbeiten & Interpretation der Resultate durch R. Dicke Radioastronomen A. Penzias & R. Wilson Nobelpreis G. Drexlin VL07

8 u(l) [kj/nm] Schwarzkörperstrahlung I - Grundlagen CMB-Photonen sind im frühen Universum (T < Jahre) in thermodynamischen Gleichgewicht mit Materie (Plasma) - Wechselwirkung über Thomson-Streuung an freien Elektronen Eigenschaften eines idealen schwarzen Strahlers - Planck sche Verteilung besitzt nur einen freien Parameter: absolute Temperatur T K 5000 K 4500 K 4000 K 3500 K spektrale Energiedichte u(n,t): u( n, T ) 4 I( n, T ) c 3 8 hn 1 3 hn / c e kt l [nm] Max Planck G. Drexlin VL07

9 Schwarzkörperstrahlung II - Grundlagen Schwarzkörperstrahlung = dichteste räumliche Packung von Photonen, d.h. 1 Photon im Volumen V = l 3 für die Photonendichte gilt r g ~ 1 / l 3 Heutige Temperatur der CMB: T = K damit ergibt sich unter Nutzung des Stefan-Boltzmann-Gesetzes: u g J m 3 Energiedichte Stefan-Boltzmann Gesetz r g r g c 2 u g c MeV m 31 kg 3 m u g h c 3 ( kt ) 4 W g G. Drexlin VL07

10 spez. Ausstrahlung W / (m² µm) Schwarzkörperstrahlung III Expansion Planck-Verteilung der CMB bleibt erhalten bei adiabatischer Expansion des Universums: Tg (z) = T g (0) (1 + z) hn(z) = hn(0) (1 + z) Temperatur Frequenz/Energie steigen an mit wachsendem z Wellenlänge (µm) Wien sches Verschiebungsgesetz: l max T = mm K für heutige CMB (T = 2.76 K) l max ~ 1 mm n max ~ 170 GHz CMB Temperaturen / Wellenlängen G. Drexlin VL07

11 Ursprung der Hintergrundstrahlung Photonen der CMB aus der Vernichtung Materie Antimaterie bei t ~ 0.1 ms BBN: Baryon-Photon-Verhältnis h ~ 10-9 hier: kein thermisches Gleichgewicht sonst h ~ 10-18! Materie eiretamitna Annihilation _ p p g + g t < 10-4 s: Materie-Antimaterie CMBR t > 10-4 s: nur Materie G. Drexlin VL07

12 Ursprung der Asymmetrie unter welchen Bedingungen entsteht eine Materie-Antimaterie Asymmetrie, damit Baryonen übrig bleiben? - keine Antimaterie im Universum sorry AMS-02 Materie G. Drexlin VL07 Andrej Dmitrijewisch Sacharov ( ) : Tokamak-Anordnung : Baryon-Asymmetrie : Friedensnobelpreis

13 Ursprung der Asymmetrie nur wenn die 3 Sacharov-Kriterien erfüllt sind gelingt die Baryogenese CP- und C-verletzende Prozesse verschiedene intrinsische Eigenschaften von Materie und Antimaterie (z.b. unterschiedliche Zerfallsamplituden von Kaonen / Neutrinos) kein thermodynamisches Gleichgewicht sonst ist die Teilchendichte nur abhängig von ihrer Masse (CPT-Theorem!) und der Temperatur kt des Kosmos B verletzende Prozesse Verletzung von B (Baryonenzahlerhaltung) und L (Leptonenzahlerhaltung) ist möglich in GUTs, aber die Größe (B L) bleibt erhalten! daher: zunächst Leptogenese mit L 0? Materie L-verletzender Zerfall schwerer Majorana-n s G. Drexlin VL07

14 log (r/r 0 ) Dichte r CMB: Übergang Strahlungs-Materiekosmos g a 1/ ~ t Strahlungsdichte r g (t) ~ 1/R 4 strahlungsdominiertes Universum k B T 2 ~ t 1/ 2 z eq = 1500 t ~ Jahre Materiedichte = Strahlungsdichte t ~ Jahre Entkopplung materiedominiertes Universum Materiedichte r m (t) ~ 1/R 3 a k B T 2 / 3 ~ t ~ t 2 / Skalenparameter a G. Drexlin VL07

15 CMB: Übergang Plasma neutrales Gas CMB-Photonen sind über Thomson-Streuung in thermodynamischem Gleichgewicht mit Materie hohe Temperaturen: Materie ist vollständig ionisiert g + H p + e - (E g > 13.6 ev) Plasma fallende Temperaturen: Übergang zu neutralen Atomen (T ~ 3000 K) nach der Rekombination der Atome (H und He): CMB-Photonen propagieren ohne weitere Wechselwirkung durch das Universum - ideale Boten aus dem frühen Universum zum Zeitpunkt der letzten Streuung (Rekombination der Materie) Rekombination neutrale Atome G. Drexlin VL07

16 Intensität (W m -2 sr -1 ) Photon-Hintergrundstrahlungen Infrarot-, optischer, Röntgen- & g-hintergrund basieren auf zahlreichen Einzelquellen: nicht kosmologischer Ursprung (vgl. ATP-II) COBE- DIRBE IR mev kev GeV CMB infrarot (IR) optisch Spitzer X-Rays Gammas Frequenz (GHz) XMM-Newton G. Drexlin VL07

17 COBE Cosmic Background Explorer Erste NASA-Satelliten Mission ( ) mit 3 dezidierten Instrumenten zur Erforschung der CMB: Schwarzkörper? Fluktuationen? IR-Quellen? Helium Dewar thermischer Schild DMR DIRBE FIRAS DMR Elektronik FIRAS Far Infrared Absolute Spectrophotometer DMR Differential Microwave Radiometer DIRBE Diffuse Infrared Background Experiment Nobelpreis 2006 Solarzellen G. Drexlin VL07 polare Umlaufbahn John C. Mather George Smoot

18 FIRAS Far Infrared Absolute Spectrophotometer Ziel: Messung der spektralen Form der Hintergrundstrahlung (l = mm) Methode: Michelson-Interferometer - Vergleich von CMB mit einem Referenz-Schwarzstrahler, externe Quelle zur Kalibration CMB beweglicher Kalibrator zu den Detektoren verschiebbarer Spiegel Stahlteiler FIRAS Horn (7 Öffnungswinkel) T = 1.5 K (gekühlt mit LHe) G. Drexlin VL07 Schwarzkörper- Strahler als Referenz zu den Detektoren verschiebbarer Spiegel

19 DMR Differential Microwave Radiometers Ziel: Nachweis von Anisotropien (Temperaturfluktuationen) in der CMB zum Test kosmologischer Modelle der Strukturbildung (vgl. Kap. 3) Methode: Messung der Temperaturdifferenz von 2 Hornantennen (Winkel 60 ) Umschalter (100 Hz Oszillator) zwischen den beiden Kanälen (Dicke-swichting) Winkelauflösung ~ 7 Antennen Wellenleiter Umschalter G. Drexlin VL07

20 Intensität (MJ Jahre/steradian) FIRAS Resultate (Mather et al.) 9 Min. Messzeit mit FIRAS zeigen: die 3 K Hintergrundstrahlung ist perfekte Schwarzkörperstrahlung Wellenlänge [mm] s Fehlerbalken Frequenz (GHz) G. Drexlin VL07 T g = (2.725 ± 0.001)K daraus folgt mit der Relation N g kt 2 3 c für die Anzahl N g der CMB Photonen heute: N g = (411 ± 2) / cm 3 3

21 DMR Resultate (Smoot et al.) 4 Jahre Messzeit mit DMR zeigen: die 3 K Hintergrundstrahlung zeigt kleine O(10-5 ) Fluktuationen in den 3 verschiedenen Frequenzbereichen erhält man sehr konsistente Temperaturverteilungen (Fluktuationen) T/T ~ -r/r Fluktuationen zeigen Beginn der kosmolog. Strukturevolution G. Drexlin VL07

22 Galaktische Koordinaten Mollweide-Projektion N galaktische Ebene galaktische Ebene S Milchstraße im IR-Licht G. Drexlin VL07

23 COBE: K Skala Isotropie G. Drexlin VL07

24 COBE: mk Skala Dipolanisotropie G. Drexlin VL07

25 COBE: µk Skala galaktisches Störsignal Fluktuationen G. Drexlin VL07

26 COBE Temperaturskalen Isotropie Dipol Fluktuationen T = K T = mk T = 18 µk - homogenes & isotropes Universum mit Robertson-Walker Metrik - kosmologischer Ursprung der CMB - Ursache der Isotropie? (Horizontproblem) - Dopplereffekt durch Bewegung mit v = 370 km/s relativ zum CMB-System - CMB kein relativistisch ausgezeichnetes Bezugssystem - primordiale Dichtefluktuationen als Saatkerne der Strukturbildung - Stärke ~10-5 entspricht Vorhersage der Inflationstheorie (aber heute <r/r> ~1!) - skaleninvariante Temperaturfluktuationen G. Drexlin VL07

27 COBE: Dipolanisotropie Dipolanisotropie - dominante Anisotropie auf großen Skalen T max = (3.365 ± ) mk - Dopplereffekt durch Bewegung der Sonne relativ zum CMB-Hintergrund Dipolterm und Bewegung des Beobachters T ( ) T0 1 v c cos v = 368 km/s relativ zum CMB Bezugssystem (Rotation um galaktisches Zentrum & Fluss der lokalen Gruppe zum Shapley-Cluster) - CMB bildet ein absolutes Referenzsystem für Beobachter, ist aber kein relativistisch herausgehobenes Bezugssystem G. Drexlin VL07

28 COBE Resultate bei 31.5 / 53 / 90 GHz 31.5 GHz 53 GHz Galaxis Galaxis konsistente Temperaturfluktuationen in den drei Frequenzen 31.5/53/90 GHz - aber: deutliches nichtkosmologisches Störsignal in der galaktischen Ebene - Signal & Störeffekte sind beide (unterschiedlich) frequenzabhängig 90 GHz Galaxis -100 µk +100 µk G. Drexlin VL07

29 Modellierung der Störsignale Abtrennung der Störquellen über: - Messung in vielen verschiedenen Frequenzbereichen - genaue Modellierung der nichtthermischen & thermischen Störquellen (frequenzabhängig!) CMB freifrerauschen Staub Detektor- Cluster IR- Synchrotron Galaxien Störquellen ( Vordergrund ) G. Drexlin VL07

30 Antennentemperatur (µk) CMB Signal und Untergrund thermisch: Ekliptik, interstellarer Staub, IR-Hintergrund nicht-thermisch: relativistische e - (kosm. Strahlung) - Synchrotronstrahlung ( GeV Elektronen in galaktischen Magnetfeldern mit B ~ nt) - frei-frei Streuung (galaktische HII-Regionen) 10 3 Störsignale Synchrotronstrahlung 10 2 CMB Staub Frequenz (GHz) G. Drexlin VL07 Synchrotron frei-frei frei-frei Streuung: