Hintergrundstrahlung

In der Urknallkosmologie ist der kosmische Mikrowellenhintergrund (CMB, CMBR) eine elektromagnetische Strahlung, die ein Überbleibsel aus einem frühen Stadium des Universums ist und auch als "Reliktstrahlung" bezeichnet wird. Der CMB ist eine schwache kosmische Hintergrundstrahlung, die den gesamten Raum ausfüllt. Sie ist eine wichtige Quelle für Daten über das frühe Universum, denn sie ist die älteste elektromagnetische Strahlung im Universum und stammt aus der Zeit der Rekombination, als sich die ersten Atome bildeten. Mit einem herkömmlichen optischen Teleskop ist der Raum zwischen Sternen und Galaxien (der Hintergrund) völlig dunkel. Ein ausreichend empfindliches Radioteleskop zeigt jedoch ein schwaches, fast gleichmäßiges Hintergrundrauschen oder -leuchten, das keinem Stern, keiner Galaxie oder einem anderen Objekt zugeordnet werden kann. Dieses Glühen ist im Mikrowellenbereich des Radiospektrums am stärksten. Die zufällige Entdeckung des CMB im Jahr 1965 durch die amerikanischen Radioastronomen Arno Penzias und Robert Wilson war der Höhepunkt einer Arbeit, die in den 1940er Jahren begonnen hatte, und brachte den Entdeckern 1978 den Nobelpreis für Physik ein. ⓘ

CMB ist ein entscheidender Beweis für die Entstehung des Universums aus dem Urknall. Als das Universum jung war, vor der Entstehung von Sternen und Planeten, war es dichter, viel heißer und mit einem undurchsichtigen Nebel aus Wasserstoffplasma gefüllt. Als sich das Universum ausdehnte, wurde das Plasma kühler und die Strahlung, die es füllte, dehnte sich auf längere Wellenlängen aus. Als die Temperatur weit genug gesunken war, verbanden sich Protonen und Elektronen zu neutralen Wasserstoffatomen. Im Gegensatz zum Plasma konnten diese neu entstandenen Atome die Wärmestrahlung nicht durch Thomson-Streuung streuen, und so wurde das Universum transparent. Die Kosmologen bezeichnen den Zeitraum, in dem sich die neutralen Atome erstmals bildeten, als Rekombinationsepoche, und das Ereignis kurz danach, als die Photonen begannen, sich frei durch den Raum zu bewegen, wird als Photonenentkopplung bezeichnet. Die Photonen, die zum Zeitpunkt der Photonenentkopplung existierten, breiten sich seitdem weiter aus, wenn auch mit abnehmender Energie, da die Ausdehnung des Raums dazu führt, dass ihre Wellenlänge mit der Zeit zunimmt (und die Wellenlänge ist gemäß der Planckschen Beziehung umgekehrt proportional zur Energie). Daher rührt auch der alternative Begriff Reliktstrahlung. Die Oberfläche der letzten Streuung bezieht sich auf die Menge der Punkte im Raum, die sich in der richtigen Entfernung von uns befinden, so dass wir jetzt Photonen empfangen, die ursprünglich von diesen Punkten zum Zeitpunkt der Photonenauskopplung ausgesendet wurden. ⓘ

Nach der Theorie der Quantenfelder in gekrümmten Raumzeiten ist der Ursprung dieser (thermischen) Mikrowellenphotonen auf rotverschobene Teilchen zurückzuführen, die im frühen Universum entstanden sind, als die Produktion von Teilchen durch den expandierenden Hintergrund eine wichtige Rolle spielte. ⓘ

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Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, aufgenommen durch die Raumsonde Planck (Mission 2009–2012) ⓘ

Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, aufgenommen durch die Raumsonde WMAP (Mission 2001–2010) ⓘ

Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, aufgenommen durch den Satelliten COBE (Mission 1989–1993) ⓘ

Die Hintergrundstrahlung, genauer kosmische Mikrowellen­hintergrund­strahlung, englisch cosmic microwave background (CMB), wegen ihrer niedrigen Temperatur bzw. Energiedichte auch Drei-Kelvin-Strahlung genannt, ist eine das ganze Universum erfüllende nahezu isotrope Strahlung im Mikrowellenbereich, die kurz nach dem Urknall entstanden ist. Sie hat eine herausragende Bedeutung für die physikalische Kosmologie, da sie als Beleg für die Urknalltheorie (Standardmodell) gilt. ⓘ

Die kosmische Hintergrundstrahlung ist nicht zu verwechseln mit der kosmischen Strahlung. ⓘ

Bedeutung einer präzisen Messung

Präzise Messungen des CMB sind für die Kosmologie von entscheidender Bedeutung, da jedes vorgeschlagene Modell des Universums diese Strahlung erklären muss. Die CMB hat ein thermisches Schwarzkörperspektrum bei einer Temperatur von 2,72548±0,00057 K. Die spektrale Strahldichte dE_ν/dν erreicht ihren Höhepunkt bei 160,23 GHz, im Mikrowellenbereich, was einer Photonenenergie von etwa 6,626 ⋅ 10-4 eV entspricht. Wenn die spektrale Strahldichte als dE_λ/dλ definiert wird, liegt die Spitzenwellenlänge bei 1,063 mm (282 GHz, 1,168 ⋅ 10-3 eV Photonen). Das Glühen ist in allen Richtungen nahezu gleichmäßig, aber die winzigen Restschwankungen zeigen ein sehr spezifisches Muster, wie man es von einem ziemlich gleichmäßig verteilten heißen Gas erwartet, das sich auf die heutige Größe des Universums ausgedehnt hat. Insbesondere enthält die spektrale Strahldichte bei verschiedenen Beobachtungswinkeln am Himmel kleine Anisotropien oder Unregelmäßigkeiten, die mit der Größe der untersuchten Region variieren. Sie wurden im Detail gemessen und entsprechen dem, was man erwarten würde, wenn sich kleine thermische Schwankungen, die durch Quantenfluktuationen der Materie in einem sehr kleinen Raum erzeugt werden, auf die Größe des beobachtbaren Universums, das wir heute sehen, ausgedehnt hätten. Dies ist ein sehr aktives Forschungsgebiet, in dem Wissenschaftler sowohl nach besseren Daten (z. B. mit der Planck-Sonde) als auch nach besseren Interpretationen der Anfangsbedingungen der Expansion suchen. Obwohl viele verschiedene Prozesse die allgemeine Form eines Schwarzkörperspektrums erzeugen könnten, hat bisher kein anderes Modell als der Urknall die Fluktuationen erklärt. Daher betrachten die meisten Kosmologen das Urknallmodell des Universums als die beste Erklärung für das CMB. ⓘ

Der hohe Grad an Einheitlichkeit im gesamten beobachtbaren Universum und seine schwache, aber gemessene Anisotropie sprechen für das Urknallmodell im Allgemeinen und das ΛCDM-Modell ("Lambda Cold Dark Matter") im Besonderen. Außerdem sind die Fluktuationen auf Winkelskalen kohärent, die größer sind als der scheinbare kosmologische Horizont bei der Rekombination. Entweder ist diese Kohärenz akausal fein abgestimmt, oder es hat eine kosmische Inflation stattgefunden. ⓘ

Abgesehen von der Temperatur- und Polarisationsanisotropie ist zu erwarten, dass das CMB-Frequenzspektrum winzige Abweichungen vom Schwarzkörpergesetz aufweist, die als spektrale Verzerrungen bekannt sind. Diese stehen ebenfalls im Mittelpunkt aktiver Forschungsanstrengungen mit der Hoffnung auf eine erste Messung innerhalb der nächsten Jahrzehnte, da sie eine Fülle von Informationen über das ursprüngliche Universum und die Entstehung von Strukturen in der Spätzeit enthalten. ⓘ

Merkmale

Grafik des kosmischen Mikrowellenhintergrundspektrums, gemessen mit dem FIRAS-Instrument auf COBE, dem am genauesten gemessenen Spektrum schwarzer Körper in der Natur. Die Fehlerbalken sind zu klein, um selbst in einem vergrößerten Bild sichtbar zu sein, und es ist unmöglich, die beobachteten Daten von der theoretischen Kurve zu unterscheiden. ⓘ

Bei der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung handelt es sich um eine Emission gleichmäßiger, thermischer Energie des Schwarzen Körpers, die aus allen Teilen des Himmels stammt. Die Strahlung ist zu etwa einem Teil von 100 000 isotrop: Die quadratische Abweichung beträgt nur 18 μK, wenn man die Dipolanisotropie von der Dopplerverschiebung der Hintergrundstrahlung abzieht. Letztere wird durch die besondere Geschwindigkeit der Sonne relativ zum kosmischen Ruhesystem verursacht, wenn sie sich mit 369,82 ± 0,11 km/s in Richtung des Sternbilds Löwe bewegt (galaktische Länge 264,021 ± 0,011, galaktische Breite 48,253 ± 0,005). Es wurden der CMB-Dipol und die Aberration bei höheren Multipolen gemessen, was mit der galaktischen Bewegung übereinstimmt. ⓘ

Im Urknallmodell für die Entstehung des Universums sagt die inflationäre Kosmologie voraus, dass das entstehende Universum nach etwa 10-37 Sekunden ein exponentielles Wachstum erfuhr, das fast alle Unregelmäßigkeiten glättete. Die verbleibenden Unregelmäßigkeiten wurden durch Quantenfluktuationen im Inflationsfeld verursacht, die das Inflationsereignis auslösten. Lange vor der Entstehung von Sternen und Planeten war das frühe Universum kleiner, viel heißer und ab 10-6 Sekunden nach dem Urknall von einem gleichmäßigen Glühen des weißglühenden Nebels aus wechselwirkendem Plasma aus Photonen, Elektronen und Baryonen erfüllt. ⓘ

Als sich das Universum ausdehnte, führte die adiabatische Abkühlung dazu, dass die Energiedichte des Plasmas abnahm, bis es für Elektronen günstig wurde, sich mit Protonen zu verbinden und Wasserstoffatome zu bilden. Dieses Rekombinationsereignis fand bei einer Temperatur von etwa 3000 K statt, als das Universum etwa 379.000 Jahre alt war. Da die Photonen nicht mit diesen elektrisch neutralen Atomen wechselwirkten, begannen sie, sich frei im Raum zu bewegen, was zur Entkopplung von Materie und Strahlung führte. ⓘ

Die Farbtemperatur des Ensembles der entkoppelten Photonen ist seither immer weiter gesunken; sie liegt jetzt bei 2,7260±0,0013 K und wird mit der Ausdehnung des Universums weiter sinken. Die Intensität der Strahlung entspricht der Schwarzkörperstrahlung bei 2,726 K, denn rotverschobene Schwarzkörperstrahlung ist genau wie Schwarzkörperstrahlung bei einer niedrigeren Temperatur. Nach dem Urknallmodell stammt die heute gemessene Himmelsstrahlung von einer kugelförmigen Fläche, der so genannten Fläche der letzten Streuung. Diese stellt die Menge der Orte im Raum dar, an denen das Entkopplungsereignis schätzungsweise stattgefunden hat, und zwar zu einem Zeitpunkt, an dem die Photonen aus dieser Entfernung den Beobachter gerade erreicht haben. Der größte Teil der Strahlungsenergie im Universum befindet sich im kosmischen Mikrowellenhintergrund, der einen Bruchteil von etwa 6×10-5 der Gesamtdichte des Universums ausmacht. ⓘ

Zwei der größten Erfolge der Urknalltheorie sind ihre Vorhersage des nahezu perfekten Spektrums des Schwarzen Körpers und ihre detaillierte Vorhersage der Anisotropien im kosmischen Mikrowellenhintergrund. Das CMB-Spektrum ist das am genauesten gemessene Spektrum des Schwarzen Körpers in der Natur. ⓘ

Die Energiedichte des CMB beträgt 0,260 eV/cm³ (4,17×10-14 J/m³), was etwa 411 Photonen/cm³ ergibt. ⓘ

Geschichte

Der kosmische Mikrowellenhintergrund wurde erstmals 1948 von Ralph Alpher und Robert Herman vorhergesagt, in enger Verbindung mit der Arbeit von Alphers Doktorvater George Gamow. Alpher und Herman konnten die Temperatur des kosmischen Mikrowellenhintergrunds auf 5 K schätzen, obwohl sie sie zwei Jahre später auf 28 K neu schätzten. Diese hohe Schätzung war auf eine Fehleinschätzung der Hubble-Konstante durch Alfred Behr zurückzuführen, die nicht repliziert werden konnte und später zugunsten der früheren Schätzung aufgegeben wurde. Es gab zwar mehrere frühere Schätzungen der Temperatur des Weltraums, aber diese hatten zwei Mängel. Erstens handelte es sich um Messungen der effektiven Temperatur des Raums und ließen nicht darauf schließen, dass der Raum mit einem thermischen Planck-Spektrum gefüllt ist. Zum anderen hängen sie davon ab, dass wir uns an einem bestimmten Punkt am Rande der Milchstraße befinden, und sie lassen nicht darauf schließen, dass die Strahlung isotrop ist. Die Schätzungen würden ganz andere Vorhersagen ergeben, wenn sich die Erde an einem anderen Ort im Universum befände. ⓘ

Die Holmdel-Horn-Antenne, mit der Penzias und Wilson den kosmischen Mikrowellenhintergrund entdeckten. Die Antenne wurde 1959 gebaut, um das Projekt Echo - die passiven Kommunikationssatelliten der National Aeronautics and Space Administration - zu unterstützen, bei dem große, die Erde umkreisende Ballons aus aluminisiertem Kunststoff als Reflektoren verwendet wurden, um Funksignale von einem Punkt auf der Erde zu einem anderen zu leiten. ⓘ

Die Ergebnisse von Alpher und Herman aus dem Jahr 1948 wurden bis etwa 1955, als beide das Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University verließen, in vielen physikalischen Kreisen diskutiert. Die allgemeine astronomische Gemeinschaft interessierte sich zu dieser Zeit jedoch nicht für die Kosmologie. Die Vorhersage von Alpher und Herman wurde Anfang der 1960er Jahre von Yakov Zel'dovich wiederentdeckt und unabhängig davon von Robert Dicke zur gleichen Zeit vorhergesagt. Die erste veröffentlichte Anerkennung der CMB-Strahlung als nachweisbares Phänomen erschien in einem kurzen Aufsatz der sowjetischen Astrophysiker A. G. Doroshkevich und Igor Novikov im Frühjahr 1964. 1964 begannen David Todd Wilkinson und Peter Roll, Dickes Kollegen an der Princeton University, mit dem Bau eines Dicke-Radiometers zur Messung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds. 1964 hatten Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson am Standort Crawford Hill der Bell Telephone Laboratories im nahe gelegenen Holmdel Township, New Jersey, ein Dicke-Radiometer gebaut, das sie für Experimente zur Radioastronomie und Satellitenkommunikation einsetzen wollten. Am 20. Mai 1964 führten sie ihre erste Messung durch, die eindeutig auf das Vorhandensein des Mikrowellenhintergrunds hinwies, wobei ihr Instrument eine übermäßige Antennentemperatur von 4,2 K aufwies, für die sie keine Erklärung finden konnten. Nachdem er einen Anruf von Crawford Hill erhalten hatte, sagte Dicke: "Jungs, wir sind aufgeflogen". Bei einem Treffen zwischen den Gruppen in Princeton und Crawford Hill wurde festgestellt, dass die Antennentemperatur tatsächlich auf den Mikrowellenhintergrund zurückzuführen war. Penzias und Wilson erhielten 1978 den Nobelpreis für Physik für ihre Entdeckung. ⓘ

Die Interpretation des kosmischen Mikrowellenhintergrunds war in den 1960er Jahren umstritten. Einige Befürworter der Steady-State-Theorie vertraten die Ansicht, dass der Mikrowellenhintergrund das Ergebnis von gestreutem Sternenlicht aus fernen Galaxien sei. Unter Verwendung dieses Modells und auf der Grundlage der Untersuchung schmaler Absorptionslinien in den Spektren von Sternen schrieb der Astronom Andrew McKellar im Jahr 1941: "Es kann berechnet werden, dass die 'Rotationstemperatur' des interstellaren Raums 2 K beträgt." In den 1970er Jahren setzte sich jedoch der Konsens durch, dass der kosmische Mikrowellenhintergrund ein Überbleibsel des Urknalls ist. Dies lag vor allem daran, dass neue Messungen bei einer Reihe von Frequenzen zeigten, dass das Spektrum ein thermisches Spektrum eines schwarzen Körpers ist, ein Ergebnis, das das Steady-State-Modell nicht reproduzieren konnte. ⓘ

Harrison, Peebles, Yu und Zel'dovich erkannten, dass das frühe Universum Inhomogenitäten in der Größenordnung von 10-4 oder 10-5 erfordern würde. Rashid Sunyaev berechnete später den beobachtbaren Einfluss, den diese Inhomogenitäten auf den kosmischen Mikrowellenhintergrund haben würden. In den 1980er Jahren wurden durch bodengestützte Experimente zunehmend strengere Grenzen für die Anisotropie des kosmischen Mikrowellenhintergrunds gesetzt. RELIKT-1, ein sowjetisches Experiment zur Anisotropie des kosmischen Mikrowellenhintergrunds an Bord des Satelliten Prognoz 9 (gestartet am 1. Juli 1983), lieferte Obergrenzen für die großräumige Anisotropie. Die COBE-Mission der NASA bestätigte die primäre Anisotropie mit dem Differential Microwave Radiometer Instrument eindeutig und veröffentlichte ihre Ergebnisse 1992. Für diese Entdeckung erhielt das Team im Jahr 2006 den Nobelpreis für Physik. ⓘ

Inspiriert von den COBE-Ergebnissen wurden im nächsten Jahrzehnt in einer Reihe von Boden- und Ballonexperimenten Anisotropien des kosmischen Mikrowellenhintergrunds auf kleineren Winkelskalen gemessen. Das Hauptziel dieser Experimente war die Messung des Ausmaßes des ersten akustischen Peaks, der mit COBE nicht ausreichend aufgelöst werden konnte. Dieser Peak entspricht den großräumigen Dichtevariationen im frühen Universum, die durch Gravitationsinstabilitäten hervorgerufen werden und zu akustischen Oszillationen im Plasma führen. Der erste Peak in der Anisotropie wurde versuchsweise durch das Toco-Experiment entdeckt und das Ergebnis wurde durch die Experimente BOOMERanG und MAXIMA bestätigt. Diese Messungen zeigten, dass die Geometrie des Universums annähernd flach und nicht gekrümmt ist. Sie schlossen kosmische Strings als Hauptbestandteil der kosmischen Strukturbildung aus und legten nahe, dass die kosmische Inflation die richtige Theorie für die Strukturbildung ist. ⓘ

Der zweite Peak wurde von mehreren Experimenten versuchsweise entdeckt, bevor er endgültig von WMAP entdeckt wurde, das den dritten Peak versuchsweise entdeckt hat. Seit 2010 laufen mehrere Experimente zur Verbesserung der Messungen der Polarisation und des Mikrowellenhintergrunds auf kleinen Winkelskalen. Dazu gehören DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD, die Raumsonde Planck, das Atacama Cosmology Telescope, das South Pole Telescope und das QUIET-Teleskop. ⓘ

Beziehung zum Urknall

Die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung und die kosmologische Rotverschiebungs-Entfernungs-Beziehung gelten zusammen als die besten verfügbaren Beweise für die Urknalltheorie. Die Messungen des CMB haben die inflationäre Urknalltheorie zum kosmologischen Standardmodell gemacht. Die Entdeckung des CMB Mitte der 1960er Jahre ließ das Interesse an Alternativen wie der Theorie des stationären Zustands schwinden. ⓘ

In den späten 1940er Jahren kamen Alpher und Herman zu dem Schluss, dass bei einem Urknall die Expansion des Universums die hochenergetische Strahlung des sehr frühen Universums in den Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums und bis zu einer Temperatur von etwa 5 K gedehnt haben müsste. Sie sagten das CMB voraus. Es dauerte weitere 15 Jahre, bis Penzias und Wilson entdeckten, dass der Mikrowellenhintergrund tatsächlich vorhanden war. ⓘ

Der CMB zeigt eine Momentaufnahme des Universums, als nach der Standardkosmologie die Temperatur so weit abfiel, dass Elektronen und Protonen Wasserstoffatome bilden konnten, wodurch das Universum für Strahlung fast durchlässig wurde, weil das Licht nicht mehr an freien Elektronen gestreut wurde. Als es etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall entstand - diese Zeit wird allgemein als "Zeit der letzten Streuung" oder als Periode der Rekombination oder Entkopplung bezeichnet - betrug die Temperatur des Universums etwa 3000 K. Dies entspricht einer Energie von etwa 0,26 eV, die weit unter der Ionisierungsenergie von Wasserstoff von 13,6 eV liegt. ⓘ

Seit der Entkopplung ist die Farbtemperatur der Hintergrundstrahlung aufgrund der Expansion des Universums um einen durchschnittlichen Faktor von 1090 gesunken. Da sich das Universum ausdehnt, werden die CMB-Photonen rotverschoben, wodurch sie an Energie verlieren. Die Farbtemperatur dieser Strahlung verhält sich umgekehrt proportional zu einem Parameter, der die relative Ausdehnung des Universums über die Zeit beschreibt und als Skalenlänge bezeichnet wird. Die Farbtemperatur Tr des CMB in Abhängigkeit von der Rotverschiebung z kann als proportional zur Farbtemperatur des CMB, wie sie heute beobachtet wird (2,725 K oder 0,2348 meV), dargestellt werden:

Tr = 2,725 ⋅ (1 + z) ⓘ

Für Einzelheiten zu der Begründung, dass die Strahlung ein Beweis für den Urknall ist, siehe Kosmische Hintergrundstrahlung des Urknalls. ⓘ

Primäre Anisotropie

Das Leistungsspektrum der Temperaturanisotropie der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung in Bezug auf die Winkelskala (oder das Multipolmoment). Die dargestellten Daten stammen von den Instrumenten WMAP (2006), Acbar (2004), Boomerang (2005), CBI (2004) und VSA (2004). Außerdem ist ein theoretisches Modell dargestellt (durchgezogene Linie). ⓘ

Die Anisotropie oder Richtungsabhängigkeit des kosmischen Mikrowellenhintergrunds wird in zwei Arten unterteilt: primäre Anisotropie, die auf Effekte zurückzuführen ist, die an der Oberfläche der letzten Streuung und davor auftreten, und sekundäre Anisotropie, die auf Effekte wie die Wechselwirkung der Hintergrundstrahlung mit dazwischenliegendem heißem Gas oder Gravitationspotentialen zurückzuführen ist, die zwischen der letzten Streuungsoberfläche und dem Beobachter auftreten. ⓘ

Die Struktur der Anisotropie des kosmischen Mikrowellenhintergrunds wird im Wesentlichen durch zwei Effekte bestimmt: akustische Oszillationen und Diffusionsdämpfung (auch kollisionslose Dämpfung oder Silk-Dämpfung genannt). Die akustischen Oszillationen entstehen aufgrund eines Konflikts im Photonen-Baryonen-Plasma im frühen Universum. Der Druck der Photonen neigt dazu, Anisotropien auszulöschen, während die Gravitationsanziehung der Baryonen, die sich viel langsamer als das Licht bewegen, dazu führt, dass sie kollabieren und Überdichten bilden. Diese beiden Effekte konkurrieren, um akustische Oszillationen zu erzeugen, die dem Mikrowellenhintergrund seine charakteristische Spitzenstruktur verleihen. Die Peaks entsprechen grob gesagt Resonanzen, bei denen sich die Photonen abkoppeln, wenn eine bestimmte Schwingungsform ihre maximale Amplitude erreicht hat. ⓘ

Die Peaks enthalten interessante physikalische Signaturen. Die Winkelskala des ersten Peaks bestimmt die Krümmung des Universums (aber nicht die Topologie des Universums). Der nächste Peak - das Verhältnis der ungeraden Peaks zu den geraden Peaks - bestimmt die reduzierte Baryonendichte. Der dritte Peak kann verwendet werden, um Informationen über die Dichte der dunklen Materie zu erhalten. ⓘ

Die Lage der Peaks gibt wichtige Informationen über die Art der primordialen Dichtestörungen. Es gibt zwei grundlegende Arten von Dichtestörungen, die adiabatischen und die Isokurvaturstörungen. Eine allgemeine Dichtestörung ist eine Mischung aus beiden, und verschiedene Theorien, die das Spektrum der primordialen Dichtestörungen erklären sollen, sagen unterschiedliche Mischungen voraus.

Adiabatische Dichtestörungen

Bei einer adiabatischen Dichtestörung ist der Bruchteil der zusätzlichen Zahlendichte jeder Teilchenart (Baryonen, Photonen ...) gleich groß. Das heißt, wenn an einem Ort die Zahl der Baryonen um 1 % höher ist als im Durchschnitt, dann ist an diesem Ort auch die Zahl der Photonen (und die Zahl der Neutrinos) um 1 % höher als im Durchschnitt. Die kosmische Inflation sagt voraus, dass die primordialen Störungen adiabatisch sind.

Isokurvatur-Dichte-Störungen

Bei einer Isokurvatur-Dichtestörung ist die Summe (über verschiedene Teilchenarten) der gebrochenen zusätzlichen Dichten gleich Null. Das heißt, eine Störung, bei der an einem bestimmten Punkt 1% mehr Energie in Baryonen als im Durchschnitt, 1% mehr Energie in Photonen als im Durchschnitt und 2% weniger Energie in Neutrinos als der Durchschnitt, wäre eine reine Isokurvaturstörung. Hypothetische kosmische Strings würden hauptsächlich Isokurvatur-Primordialstörungen erzeugen. ⓘ

Das CMB-Spektrum kann zwischen diesen beiden unterscheiden, da diese beiden Störungsarten unterschiedliche Spitzenwerte erzeugen. Isokurvatur-Dichtestörungen erzeugen eine Reihe von Spitzen, deren Winkelskalen (ℓ-Werte der Spitzen) ungefähr im Verhältnis 1 : 3 : 5 : ... liegen, während adiabatische Dichtestörungen Spitzen erzeugen, deren Positionen im Verhältnis 1 : 2 : 3 : ... liegen. Die Beobachtungen stimmen damit überein, dass die primordialen Dichtestörungen vollständig adiabatisch sind, was eine wichtige Unterstützung für die Inflation darstellt und viele Modelle der Strukturbildung ausschließt, die beispielsweise kosmische Strings beinhalten. ⓘ

Die kollisionsfreie Dämpfung wird durch zwei Effekte verursacht, wenn die Betrachtung des primordialen Plasmas als Flüssigkeit zu scheitern beginnt:

• die zunehmende mittlere freie Weglänge der Photonen, wenn das Urplasma in einem expandierenden Universum immer dünner wird,
• die endliche Tiefe der letzten Streuungsfläche (LSS), die dazu führt, dass die mittlere freie Weglänge während der Entkopplung schnell ansteigt, auch wenn noch einige Compton-Streuungen stattfinden.

Diese Effekte tragen in etwa gleich stark zur Unterdrückung der Anisotropien auf kleinen Skalen bei und führen zu dem charakteristischen exponentiellen Dämpfungsschwanz, der bei den Anisotropien auf sehr kleinen Winkelskalen zu beobachten ist. ⓘ

Die Tiefe der LSS bezieht sich auf die Tatsache, dass die Entkopplung von Photonen und Baryonen nicht sofort erfolgt, sondern einen beträchtlichen Teil des Alters des Universums bis zu dieser Zeit benötigt. Eine Methode, um zu quantifizieren, wie lange dieser Prozess gedauert hat, ist die Photonensichtbarkeitsfunktion (PVF). Diese Funktion ist so definiert, dass, wenn man die PVF mit P(t) bezeichnet, die Wahrscheinlichkeit, dass ein CMB-Photon zuletzt zwischen t und t + dt gestreut hat, durch P(t) dt gegeben ist. ⓘ

Das Maximum der PVF (der Zeitpunkt, an dem ein bestimmtes CMB-Photon mit größter Wahrscheinlichkeit zuletzt gestreut hat) ist ziemlich genau bekannt. Die WMAP-Ergebnisse aus dem ersten Jahr beziffern den Zeitpunkt, an dem P(t) ein Maximum hat, auf 372.000 Jahre. Dies wird oft als der "Zeitpunkt" angesehen, zu dem das CMB entstanden ist. Um jedoch herauszufinden, wie lange die Photonen und Baryonen brauchten, um sich zu entkoppeln, brauchen wir ein Maß für die Breite der PVF. Das WMAP-Team stellt fest, dass die PVF über einen Zeitraum von 115.000 Jahren mehr als die Hälfte ihres Maximalwerts (die "volle Breite bei halbem Maximum" oder FWHM) beträgt. Nach diesem Maßstab fand die Entkopplung vor etwa 115 000 Jahren statt, und als sie abgeschlossen war, war das Universum etwa 487 000 Jahre alt. ⓘ

Anisotropie in der Spätzeit

Seit der Entstehung des CMB wurde es offenbar durch mehrere nachfolgende physikalische Prozesse verändert, die als Spätzeitanisotropie oder sekundäre Anisotropie bezeichnet werden. Als sich die CMB-Photonen ungehindert ausbreiten konnten, bestand die gewöhnliche Materie im Universum hauptsächlich aus neutralen Wasserstoff- und Heliumatomen. Heutige Beobachtungen von Galaxien scheinen jedoch darauf hinzudeuten, dass der größte Teil des Volumens des intergalaktischen Mediums (IGM) aus ionisiertem Material besteht (da es nur wenige Absorptionslinien von Wasserstoffatomen gibt). Dies deutet auf eine Periode der Reionisierung hin, während der ein Teil des Materials des Universums in Wasserstoffionen zerlegt wurde. ⓘ

Die CMB-Photonen werden von freien Ladungen wie Elektronen, die nicht in Atomen gebunden sind, gestreut. In einem ionisierten Universum sind solche geladenen Teilchen durch ionisierende (ultraviolette) Strahlung aus neutralen Atomen freigesetzt worden. Heute ist die Dichte dieser freien Ladungen im größten Teil des Universums so gering, dass sie den CMB nicht messbar beeinflussen. Wenn das IGM jedoch zu sehr frühen Zeiten ionisiert wurde, als das Universum noch dichter war, dann gibt es zwei Haupteffekte auf das CMB:

1. Kleinräumige Anisotropien werden ausgelöscht. (So wie bei der Betrachtung eines Objekts durch Nebel die Details des Objekts unscharf erscheinen.)
2. Die Physik der Streuung von Photonen an freien Elektronen (Thomson-Streuung) führt zu Polarisationsanisotropien auf großen Winkelskalen. Diese Weitwinkelpolarisation ist mit der Weitwinkeltemperaturstörung korreliert. ⓘ

Beide Effekte wurden von der WMAP-Sonde beobachtet und liefern den Beweis dafür, dass das Universum schon sehr früh, bei einer Rotverschiebung von mehr als 17, ionisiert war. Die genaue Herkunft dieser frühen ionisierenden Strahlung ist immer noch Gegenstand wissenschaftlicher Debatten. Möglicherweise handelte es sich um das Sternenlicht der allerersten Sternenpopulation (Population III-Sterne), um Supernovae, als diese ersten Sterne das Ende ihres Lebens erreichten, oder um die ionisierende Strahlung, die von den Akkretionsscheiben massereicher Schwarzer Löcher erzeugt wurde. ⓘ

Die Zeit nach der Emission des kosmischen Mikrowellenhintergrunds - und vor der Beobachtung der ersten Sterne - wird von Kosmologen halb scherzhaft als das Dunkle Zeitalter bezeichnet und ist ein Zeitraum, der von Astronomen intensiv untersucht wird (siehe 21-Zentimeter-Strahlung). ⓘ

Zwei weitere Effekte, die zwischen der Reionisierung und unseren Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds auftraten und Anisotropien zu verursachen scheinen, sind der Sunyaev-Zel'dovich-Effekt, bei dem eine Wolke hochenergetischer Elektronen die Strahlung streut und einen Teil ihrer Energie auf die CMB-Photonen überträgt, und der Sachs-Wolfe-Effekt, der bewirkt, dass die Photonen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds aufgrund wechselnder Gravitationsfelder gravitativ rot- oder blauverschoben sind. ⓘ

Polarisation

Diese künstlerische Darstellung zeigt, wie Licht aus dem frühen Universum durch den Gravitationslinseneffekt massiver kosmischer Strukturen, die B-Moden bilden, abgelenkt wird, während es sich durch das Universum bewegt. ⓘ

Der kosmische Mikrowellenhintergrund ist auf der Ebene von einigen Mikrokelvin polarisiert. Es gibt zwei Arten der Polarisation, die sogenannten E-Moden und B-Moden. Dies entspricht der Elektrostatik, in der das elektrische Feld (E-Feld) eine verschwindende Krümmung und das magnetische Feld (B-Feld) eine verschwindende Divergenz aufweist. Die E-Moden entstehen auf natürliche Weise durch Thomson-Streuung in einem heterogenen Plasma. Die B-Moden werden nicht durch skalare Standard-Störungen erzeugt. Stattdessen können sie durch zwei Mechanismen entstehen: Der erste ist die Gravitationslinse der E-Moden, die 2013 mit dem Südpol-Teleskop gemessen wurde; der zweite sind Gravitationswellen, die durch die kosmische Inflation entstehen. Der Nachweis der B-Moden ist äußerst schwierig, zumal der Grad der Vordergrundverschmutzung unbekannt ist und das schwache Gravitationslinsensignal das relativ starke E-Moden-Signal mit dem B-Moden-Signal vermischt. ⓘ

E-Moden

E-Moden wurden erstmals im Jahr 2002 mit dem Degree Angular Scale Interferometer (DASI) beobachtet. ⓘ

B-Moden

Kosmologen sagen zwei Arten von B-Moden voraus: die erste entsteht während der kosmischen Inflation kurz nach dem Urknall, die zweite durch Gravitationslinsen zu einem späteren Zeitpunkt. ⓘ

Primordiale Gravitationswellen

Primordiale Gravitationswellen sind Gravitationswellen, die in der Polarisation des kosmischen Mikrowellenhintergrunds beobachtet werden können und ihren Ursprung im frühen Universum haben. Modelle der kosmischen Inflation sagen voraus, dass solche Gravitationswellen auftreten sollten; ihre Entdeckung stützt also die Inflationstheorie, und ihre Stärke kann verschiedene Inflationsmodelle bestätigen oder ausschließen. Sie sind das Ergebnis von drei Dingen: der inflationären Ausdehnung des Raums selbst, der Wiedererwärmung nach der Inflation und der turbulenten Vermischung von Materie und Strahlung. ⓘ

Am 17. März 2014 wurde bekannt gegeben, dass das BICEP2-Instrument die erste Art von B-Moden entdeckt hat, die mit der Inflation und Gravitationswellen im frühen Universum auf dem Niveau von r = 0,20+0,07
-0,05, d. h. die Stärke der Gravitationswellen im Vergleich zur Stärke anderer skalarer Dichtestörungen im frühen Universum. Hätte sich dies bestätigt, wäre dies ein starker Beweis für die kosmische Inflation und den Urknall gewesen ⓘ

und gegen das ekpyrotische Modell von Paul Steinhardt und Neil Turok. Am 19. Juni 2014 wurde jedoch berichtet, dass das Vertrauen in die Bestätigung der Ergebnisse erheblich gesunken ist

und am 19. September 2014 berichteten neue Ergebnisse des Planck-Experiments, dass die Ergebnisse von BICEP2 vollständig auf kosmischen Staub zurückgeführt werden können. ⓘ

Gravitationslinseneffekt

Die zweite Art von B-Moden wurde 2013 mit Hilfe des Südpolteleskops und des Herschel Space Observatory entdeckt. Im Oktober 2014 wurde eine Messung der Polarisation der B-Moden bei 150 GHz durch das POLARBEAR-Experiment veröffentlicht. Im Vergleich zu BICEP2 konzentriert sich POLARBEAR auf einen kleineren Bereich des Himmels und ist weniger anfällig für Staubeffekte. Das Team berichtet, dass die von POLARBEAR gemessene B-Mode-Polarisation mit einer Wahrscheinlichkeit von 97,2 % kosmologischen Ursprungs ist (und nicht nur auf Staub zurückzuführen ist). ⓘ

Beobachtungen des Mikrowellenhintergrunds

Nach der Entdeckung des CMB wurden Hunderte von Experimenten zum kosmischen Mikrowellenhintergrund durchgeführt, um die Signaturen der Strahlung zu messen und zu charakterisieren. Das berühmteste Experiment ist wahrscheinlich der NASA-Satellit Cosmic Background Explorer (COBE), der von 1989 bis 1996 in der Erdumlaufbahn kreiste und die großräumigen Anisotropien an der Grenze seiner Erfassungsmöglichkeiten nachwies und quantifizierte. Inspiriert von den anfänglichen COBE-Ergebnissen eines extrem isotropen und homogenen Hintergrunds wurde in den nächsten zehn Jahren eine Reihe von boden- und ballongestützten Experimenten zur Quantifizierung von CMB-Anisotropien auf kleineren Winkelskalen durchgeführt. Das Hauptziel dieser Experimente war die Messung der Winkelskala des ersten akustischen Peaks, für den COBE keine ausreichende Auflösung hatte. Diese Messungen konnten die kosmischen Strings als führende Theorie der kosmischen Strukturbildung ausschließen und legten nahe, dass die kosmische Inflation die richtige Theorie ist. In den 1990er Jahren wurde der erste Peak mit zunehmender Empfindlichkeit gemessen, und im Jahr 2000 meldete das BOOMERanG-Experiment, dass die stärksten Leistungsschwankungen bei Skalen von etwa einem Grad auftreten. Zusammen mit anderen kosmologischen Daten deuteten diese Ergebnisse darauf hin, dass die Geometrie des Universums flach ist. Eine Reihe von bodengestützten Interferometern lieferte in den folgenden drei Jahren Messungen der Fluktuationen mit höherer Genauigkeit, darunter das Very Small Array, das Degree Angular Scale Interferometer (DASI) und der Cosmic Background Imager (CBI). DASI wies erstmals die Polarisation des CMB nach, und das CBI lieferte das erste E-Mode-Polarisationsspektrum mit dem zwingenden Nachweis, dass es außer Phase mit dem T-Mode-Spektrum ist. ⓘ

Datei:Planck satellite cmb.jpg

All-Sky-Mollweide-Karte des CMB, erstellt aus Daten der Planck-Sonde ⓘ

Vergleich der CMB-Ergebnisse von COBE, WMAP und Planck
(21. März 2013) ⓘ

Im Juni 2001 startete die NASA eine zweite CMB-Raumfahrtmission, WMAP, die wesentlich präzisere Messungen der großräumigen Anisotropien über den gesamten Himmel vornehmen sollte. WMAP verwendete symmetrische Radiometer mit schneller, mehrfach modulierter Abtastung und schneller Umschaltung, um das Rauschen von Signalen außerhalb des Himmels zu minimieren. Die ersten Ergebnisse dieser Mission, die 2003 veröffentlicht wurden, waren detaillierte Messungen des Winkelleistungsspektrums auf einer Skala von weniger als einem Grad, wodurch verschiedene kosmologische Parameter genau bestimmt werden konnten. Die Ergebnisse stimmen weitgehend mit denen überein, die von der kosmischen Inflation und verschiedenen anderen konkurrierenden Theorien erwartet werden, und sind in der NASA-Datenbank für den kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) im Detail verfügbar (siehe Links unten). Obwohl WMAP sehr genaue Messungen der großräumigen Winkelfluktuationen im CMB lieferte (Strukturen, die etwa so breit wie der Mond am Himmel sind), verfügte es nicht über die Winkelauflösung, um die kleineren Fluktuationen zu messen, die von früheren bodengestützten Interferometern beobachtet worden waren. ⓘ

Eine dritte Weltraummission, der Planck Surveyor der ESA (Europäische Weltraumorganisation), wurde im Mai 2009 gestartet und führte eine noch detailliertere Untersuchung durch, bis sie im Oktober 2013 abgeschaltet wurde. Planck verwendete sowohl HEMT-Radiometer als auch Bolometertechnologie und maß den CMB in einem kleineren Maßstab als WMAP. Seine Detektoren wurden im antarktischen Viper-Teleskop als ACBAR-Experiment (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver) erprobt, das die bisher genauesten Messungen auf kleinen Winkelskalen lieferte, sowie im Ballonteleskop Archeops. ⓘ

Am 21. März 2013 veröffentlichte das europäisch geleitete Forschungsteam der kosmologischen Sonde Planck die Himmelskarte (565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg) des kosmischen Mikrowellenhintergrunds der Mission. Die Karte zeigt, dass das Universum etwas älter ist als von den Forschern erwartet. Der Karte zufolge wurden subtile Temperaturschwankungen in den tiefen Himmel eingeprägt, als der Kosmos etwa 370000 Jahre alt war. Der Abdruck spiegelt Wellen wider, die bereits in der ersten Milliardstel Sekunde der Existenz des Universums entstanden sind. Offenbar haben diese Wellen das heutige riesige kosmische Netz aus Galaxienhaufen und dunkler Materie entstehen lassen. Nach den Daten von 2013 enthält das Universum 4,9 % gewöhnliche Materie, 26,8 % dunkle Materie und 68,3 % dunkle Energie. Am 5. Februar 2015 wurden neue Daten von der Planck-Mission veröffentlicht, nach denen das Alter des Universums 13,799±0,021 Milliarden Jahre beträgt und die Hubble-Konstante mit 67,74±0,46 (km/s)/Mpc gemessen wurde. ⓘ

Zusätzliche bodengestützte Instrumente wie das Südpol-Teleskop in der Antarktis und das vorgeschlagene Clover-Projekt, das kosmologische Atacama-Teleskop und das QUIET-Teleskop in Chile werden zusätzliche Daten liefern, die bei Satellitenbeobachtungen nicht verfügbar sind, möglicherweise einschließlich der B-Mode-Polarisation. ⓘ

Datenreduktion und -analyse

CMBR-Rohdaten, selbst von Weltraumfahrzeugen wie WMAP oder Planck, enthalten Vordergrund-Effekte, die die feinskalige Struktur des kosmischen Mikrowellenhintergrunds völlig verdecken. Die feinskalige Struktur überlagert die CMBR-Rohdaten, ist aber zu klein, um auf der Skala der Rohdaten sichtbar zu sein. Der auffälligste Vordergrund-Effekt ist die Dipol-Anisotropie, die durch die Bewegung der Sonne relativ zum CMBR-Hintergrund verursacht wird. Die Dipolanisotropie und andere Effekte, die auf die jährliche Bewegung der Erde relativ zur Sonne und auf zahlreiche Mikrowellenquellen in der galaktischen Ebene und anderswo zurückzuführen sind, müssen abgezogen werden, um die extrem winzigen Variationen zu erkennen, die die feinskalige Struktur des CMBR-Hintergrunds charakterisieren. ⓘ

Die detaillierte Analyse von CMBR-Daten zur Erstellung von Karten, eines Winkelleistungsspektrums und schließlich kosmologischer Parameter ist ein kompliziertes, rechnerisch schwieriges Problem. Obwohl die Berechnung eines Leistungsspektrums aus einer Karte im Prinzip eine einfache Fourier-Transformation ist, wird die Karte des Himmels in sphärische Harmonische zerlegt,

$$T(\theta ,\varphi )=\sum _{\ell m}a_{\ell m}Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )$$

wobei der $a_{\ell m}$ Term die mittlere Temperatur misst und $Y(\theta ,\varphi )$ Term die Fluktuation berücksichtigt, wobei der $Y_{\ell m}(\theta ,\varphi )$ sich auf eine sphärische Harmonische bezieht und ℓ die Multipolzahl ist, während m die azimutale Zahl ist. ⓘ

Durch Anwendung der Winkelkorrelationsfunktion kann die Summe auf einen Ausdruck reduziert werden, der nur ℓ und den Leistungsspektrumsterm enthält $C\equiv \langle |a_{\ell m}|^{2}\rangle .$ Die eckigen Klammern geben den Mittelwert in Bezug auf alle Beobachter im Universum an; da das Universum homogen und isotrop ist, gibt es keine bevorzugte Beobachtungsrichtung. Somit ist C unabhängig von m. Unterschiedliche Wahl von ℓ entspricht Multipolmomenten des CMB. ⓘ

In der Praxis ist es schwierig, die Auswirkungen von Rauschen und Vordergrundquellen zu berücksichtigen. Insbesondere werden diese Vordergrundquellen von galaktischen Emissionen wie Bremsstrahlung, Synchrotronstrahlung und Staub dominiert, die im Mikrowellenband emittieren; in der Praxis muss die Galaxie entfernt werden, was zu einer CMB-Karte führt, die keine vollständige Himmelskarte ist. Darüber hinaus stellen Punktquellen wie Galaxien und Galaxienhaufen eine weitere Vordergrundquelle dar, die entfernt werden muss, um die Kurzzeitstruktur des CMB-Leistungsspektrums nicht zu verzerren. ⓘ

Aus den Auswirkungen auf das Leistungsspektrum lassen sich Einschränkungen für viele kosmologische Parameter ableiten, und die Ergebnisse werden häufig mit Markov-Chain-Monte-Carlo-Sampling-Verfahren berechnet. ⓘ

CMBR-Monopolterm (ℓ = 0)

Wenn ℓ = 0 ist, wird der $Y(\theta ,\varphi )$ Term auf 1 reduziert, und es bleibt nur noch die mittlere Temperatur der CMB übrig. Dieser "Mittelwert" wird als CMB-Monopol bezeichnet, und es wird beobachtet, dass er eine durchschnittliche Temperatur von etwa T_γ = 2,7255 ± 0,0006K mit einer Standardabweichung hat. Die Genauigkeit dieser mittleren Temperatur kann durch die unterschiedlichen Messungen bei verschiedenen Kartierungsmessungen beeinträchtigt werden. Für solche Messungen werden absolute Temperaturmessgeräte benötigt, wie das FIRAS-Instrument auf dem COBE-Satelliten. Das gemessene kT_γ entspricht 0,234 meV oder 4,6 × 10-10 mec². Die Photonenzahldichte eines Schwarzen Körpers mit einer solchen Temperatur ist ${\textstyle n_{\gamma }={\frac {2\zeta (3)}{\pi ^{2}}}T_{\gamma }^{3}\approx 411\,{\text{cm}}^{-3}}$. Seine Energiedichte ist ${\textstyle \rho _{\gamma }={\frac {\pi ^{2}}{15}}T_{\gamma }^{4}\approx 4.64\times 10^{-34}\,{\text{g}}\,{\text{cm}}^{-3}\approx 0.260\,{\text{eV}}\,{\text{cm}}^{-3}}$und das Verhältnis zur kritischen Dichte ist Ω_γ = 5,38 × 10-5. ⓘ

CMBR-Dipol-Anisotropie (ℓ = 1)

Der CMB-Dipol stellt die größte Anisotropie dar, die sich in der ersten sphärischen Harmonischen (ℓ = 1) befindet. Wenn ℓ = 1 ist, reduziert sich der $Y(\theta ,\varphi )$ Term auf eine Kosinusfunktion und kodiert somit die Amplitudenfluktuation. Die Amplitude des CMB-Dipols beträgt etwa 3,3621 ± 0,0010 mK. Da man davon ausgeht, dass das Universum homogen und isotrop ist, sollte ein Beobachter an jedem Punkt des Himmels das Schwarzkörperspektrum mit der Temperatur T sehen. Es wurde bestätigt, dass das Spektrum des Dipols das Differential eines Schwarzkörperspektrums ist. ⓘ

Der CMB-Dipol ist rahmenabhängig. Das CMB-Dipolmoment könnte auch als die eigentümliche Bewegung der Erde gegenüber dem CMB interpretiert werden. Seine Amplitude hängt von der Zeit ab, die durch die Umlaufbahn der Erde um das Baryzentrum des Sonnensystems bedingt ist. Dies ermöglicht es uns, den Dipolausdruck um einen zeitabhängigen Term zu erweitern. Die Modulation dieses Terms beträgt 1 Jahr, was zu den Beobachtungen von COBE FIRAS passt. Das Dipolmoment kodiert keine primordiale Information. ⓘ

Aus den CMB-Daten geht hervor, dass sich die Sonne mit einer Geschwindigkeit von 368±2 km/s relativ zum CMB-Referenzrahmen bewegt (auch CMB-Ruhesystem genannt, oder der Referenzrahmen, in dem es keine Bewegung durch das CMB gibt). Die Lokale Gruppe - die Galaxiengruppe, zu der auch unsere eigene Milchstraße gehört - scheint sich mit 627±22 km/s in Richtung der galaktischen Länge ℓ = 276°±3°, b = 30°±3° zu bewegen. Diese Bewegung führt zu einer Anisotropie der Daten (das CMB erscheint in der Bewegungsrichtung etwas wärmer als in der entgegengesetzten Richtung). Die Standardinterpretation dieser Temperaturschwankung ist eine einfache Rotverschiebung und Blauverschiebung aufgrund der Bewegung relativ zum CMB, aber alternative kosmologische Modelle können einen Teil der beobachteten Dipoltemperaturverteilung im CMB erklären. ⓘ

Eine Studie des Wide-field Infrared Survey Explorer aus dem Jahr 2021 stellt die kinematische Interpretation der CMB-Anisotropie mit hoher statistischer Sicherheit in Frage. ⓘ

Multipol (ℓ ≥ 2)

Die Temperaturschwankungen in den CMB-Temperaturkarten bei höheren Multipolen oder ℓ ≥ 2 werden als Ergebnis von Störungen der Dichte im frühen Universum, vor der Rekombinationsepoche, angesehen. Vor der Rekombination bestand das Universum aus einem heißen, dichten Plasma aus Elektronen und Baryonen. In einer solch heißen, dichten Umgebung konnten Elektronen und Protonen keine neutralen Atome bilden. Die Baryonen in diesem frühen Universum blieben hoch ionisiert und waren daher durch den Effekt der Thompson-Streuung eng mit Photonen gekoppelt. Diese Phänomene bewirkten, dass Druck- und Gravitationseffekte gegeneinander wirkten, und lösten Fluktuationen im Photonen-Baryonen-Plasma aus. Kurz nach der Rekombinationsepoche kühlte sich das Plasma durch die rasche Expansion des Universums ab, und diese Fluktuationen wurden in den CMB-Karten "eingefroren", die wir heute beobachten. Der besagte Vorgang fand bei einer Rotverschiebung von etwa z ⋍ 1100 statt. ⓘ

Andere Anomalien

Mit den immer präziseren Daten von WMAP wurde eine Reihe von Behauptungen aufgestellt, dass das CMB Anomalien aufweist, wie zum Beispiel sehr große Anisotropien, anomale Ausrichtungen und nicht-gaußsche Verteilungen. Die älteste dieser Behauptungen ist die Kontroverse um die niedrigen Multipole. Selbst in der COBE-Karte wurde beobachtet, dass der Quadrupol (ℓ = 2, sphärische Harmonische) eine geringe Amplitude im Vergleich zu den Vorhersagen des Urknalls hat. Insbesondere die Quadrupol- und Oktupolmoden (ℓ = 3) scheinen eine unerklärliche Ausrichtung zueinander sowie zur Ekliptikebene und zu den Tagundnachtgleichen zu haben. Einige Gruppen haben vorgeschlagen, dass dies die Signatur einer neuen Physik auf den größten beobachtbaren Skalen sein könnte; andere Gruppen vermuten systematische Fehler in den Daten. ⓘ

Letztlich werden die größten Moden aufgrund der Vordergrundmoden und des Problems der kosmischen Varianz niemals so gut gemessen werden können wie die Moden auf kleinen Winkelskalen. Die Analysen wurden an zwei Karten durchgeführt, bei denen die Vordergründe so weit wie möglich entfernt wurden: die "interne lineare Kombination"-Karte der WMAP-Kollaboration und eine ähnliche Karte, die von Max Tegmark und anderen erstellt wurde. Spätere Analysen haben gezeigt, dass dies die Modi sind, die am anfälligsten für Vordergrundverunreinigungen durch Synchrotron-, Staub- und Bremsstrahlungsemissionen sowie durch experimentelle Unsicherheiten bei Monopolen und Dipolen sind. ⓘ

Eine vollständige Bayes'sche Analyse des WMAP-Leistungsspektrums zeigt, dass die Quadrupol-Vorhersage der Lambda-CDM-Kosmologie mit den Daten auf dem 10%-Niveau übereinstimmt und dass der beobachtete Oktupol nicht bemerkenswert ist. Die sorgfältige Berücksichtigung des Verfahrens, mit dem die Vordergründe aus der vollständigen Himmelskarte entfernt wurden, reduziert die Signifikanz der Ausrichtung weiter um ~5%. Jüngste Beobachtungen mit dem Planck-Teleskop, das sehr viel empfindlicher als WMAP ist und eine größere Winkelauflösung hat, zeigen die gleiche Anomalie, so dass ein instrumenteller Fehler (aber keine Kontamination durch den Vordergrund) ausgeschlossen scheint. Der leitende Wissenschaftler von WMAP, Charles L. Bennett, vermutet, dass Zufall und menschliche Psychologie eine Rolle spielen: "Ich glaube, es gibt einen kleinen psychologischen Effekt; Menschen wollen ungewöhnliche Dinge finden." ⓘ

Zukünftige Entwicklung

Unter der Annahme, dass sich das Universum weiter ausdehnt und es nicht zu einem "Big Crunch", einem "Big Rip" oder einem ähnlichen Schicksal kommt, wird der kosmische Mikrowellenhintergrund weiter rotverschoben, bis er nicht mehr nachweisbar ist und zunächst durch das vom Sternenlicht erzeugte Licht und später vielleicht durch die Hintergrundstrahlungsfelder von Prozessen abgelöst wird, die in der fernen Zukunft des Universums stattfinden könnten, wie Protonenzerfall, Verdampfung von Schwarzen Löchern und Positroniumzerfall. ⓘ

Zeitleiste der Vorhersage, Entdeckung und Interpretation

Vorhersagen zur Temperatur des thermischen (nicht-mikrowellenbasierten) Hintergrunds

• 1896 - Charles Édouard Guillaume schätzt die "Strahlung der Sterne" auf 5-6 K.
• 1926 - Sir Arthur Eddington schätzt die nicht-thermische Strahlung des Sternenlichts in der Galaxie "... nach der Formel E = σT⁴ beträgt die dieser Dichte entsprechende effektive Temperatur 3,18° absolut ... schwarzer Körper".
• 1930er Jahre - Der Kosmologe Erich Regener berechnet, dass das nichtthermische Spektrum der kosmischen Strahlung in der Galaxie eine effektive Temperatur von 2,8 K hat
• 1931 - Der Begriff Mikrowelle wird zum ersten Mal im Druck verwendet: "Als Versuche mit Wellenlängen bis zu 18 cm bekannt wurden, gab es unverhohlenes Erstaunen darüber, dass das Problem der Mikrowelle so schnell gelöst worden war." Telegraph & Telephone Journal XVII. 179/1
• 1934 - Richard Tolman zeigt, dass die Strahlung schwarzer Körper in einem expandierenden Universum abkühlt, aber thermisch bleibt.
• 1938 - Der Nobelpreisträger (1920) Walther Nernst schätzt die Temperatur der kosmischen Strahlung neu auf 0,75 K
• 1946 - Robert Dicke sagt "... Strahlung aus kosmischer Materie" bei <20 K voraus, bezieht sich aber nicht auf die Hintergrundstrahlung
• 1946 - George Gamow berechnet eine Temperatur von 50 K (unter der Annahme eines 3 Milliarden Jahre alten Universums) und kommentiert, dass dies "... in angemessener Übereinstimmung mit der tatsächlichen Temperatur des interstellaren Raums" sei, erwähnt aber nicht die Hintergrundstrahlung.
• 1953 - Erwin Finlay-Freundlich leitet zur Unterstützung seiner Theorie des müden Lichts eine Schwarzkörpertemperatur für den intergalaktischen Raum von 2,3 K ab, mit einem Kommentar von Max Born, der die Radioastronomie als Vermittler zwischen expandierenden und unendlichen Kosmologien vorschlägt. ⓘ

Vorhersagen und Messungen der Mikrowellenhintergrundstrahlung

• 1941 - Andrew McKellar entdeckte den kosmischen Mikrowellenhintergrund als die kälteste Komponente des interstellaren Mediums, indem er die von W. S. Adams in einem B-Stern gemessene Anregung der CN-Doublettenlinien nutzte und eine "effektive Raumtemperatur" (die durchschnittliche bolometrische Temperatur) von 2,3 K feststellte
• 1946 - George Gamow berechnet eine Temperatur von 50 K (unter der Annahme eines 3 Milliarden Jahre alten Universums) und kommentiert, dass dies "... in angemessener Übereinstimmung mit der tatsächlichen Temperatur des interstellaren Raums" sei, erwähnt aber nicht die Hintergrundstrahlung.
• 1948 - Ralph Alpher und Robert Herman schätzen die "Temperatur im Universum" auf 5 K. Obwohl sie die Mikrowellenhintergrundstrahlung nicht ausdrücklich erwähnen, kann man daraus auf sie schließen.
• 1949 - Ralph Alpher und Robert Herman schätzen die Temperatur erneut auf 28 K.
• 1953 - George Gamow schätzt 7 K.
• 1956 - George Gamow schätzt 6 K.
• 1955 - Émile Le Roux vom Nançay-Radio-Observatorium meldet bei einer Himmelsdurchmusterung bei λ = 33 cm eine nahezu isotrope Hintergrundstrahlung von 3 Kelvin, plus oder minus 2.
• 1957 - Tigran Shmaonov berichtet, dass "die absolute effektive Temperatur des Radioemissionshintergrunds ... 4±3 K beträgt". Es wird angemerkt, dass die "Messungen zeigten, dass die Strahlungsintensität unabhängig von der Zeit oder der Richtung der Beobachtung war ... es ist nun klar, dass Shmaonov den kosmischen Mikrowellenhintergrund bei einer Wellenlänge von 3,2 cm beobachtet hat".
• 1960er Jahre - Robert Dicke schätzt die Temperatur der Mikrowellenhintergrundstrahlung erneut auf 40 K
• 1964 - A. G. Doroshkevich und Igor Dmitrievich Novikov veröffentlichen eine kurze Abhandlung, in der sie die Mikrowellensuche nach der von Gamow, Alpher und Herman vorhergesagten Schwarzkörperstrahlung vorschlagen und das Phänomen der CMB-Strahlung als nachweisbar bezeichnen.
• 1964-65 - Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson messen eine Temperatur von etwa 3 K. Robert Dicke, James Peebles, P. G. Roll und D. T. Wilkinson interpretieren diese Strahlung als Signatur des Urknalls.
• 1966 - Rainer K. Sachs und Arthur M. Wolfe sagen theoretisch die Fluktuationsamplituden des Mikrowellenhintergrunds voraus, die durch Schwankungen des Gravitationspotenzials zwischen Beobachtern und der letzten Streuungsfläche entstehen (siehe Sachs-Wolfe-Effekt).
• 1968 - Martin Rees und Dennis Sciama sagen theoretisch die Fluktuationsamplituden des Mikrowellenhintergrunds voraus, die durch Photonen entstehen, die zeitabhängige Potentialtöpfe durchqueren
• 1969 - R. A. Sunyaev und Yakov Zel'dovich untersuchen die inverse Compton-Streuung von Mikrowellen-Hintergrundphotonen an heißen Elektronen (siehe Sunyaev-Zel'dovich-Effekt)
• 1983 - Forscher der Cambridge Radio Astronomy Group und des Owens Valley Radio Observatory entdecken erstmals den Sunyaev-Zel'dovich-Effekt in Galaxienhaufen
• 1983 - Das sowjetische CMB-Anisotropie-Experiment RELIKT-1 wird gestartet.
• 1990 - FIRAS auf dem Satelliten Cosmic Background Explorer (COBE) misst die Schwarzkörperform des CMB-Spektrums mit äußerster Präzision und zeigt, dass der Mikrowellenhintergrund ein nahezu perfektes Schwarzkörperspektrum hat und dadurch die Dichte des intergalaktischen Mediums stark einschränkt.
• Januar 1992 - Wissenschaftler, die die Daten von RELIKT-1 analysiert haben, berichten auf dem Moskauer Astrophysik-Seminar über die Entdeckung der Anisotropie im kosmischen Mikrowellenhintergrund.
• 1992 - Wissenschaftler, die die Daten von COBE DMR analysiert haben, berichten von der Entdeckung der Anisotropie im kosmischen Mikrowellenhintergrund.
• 1995 - Das Cosmic Anisotropy Telescope führt die ersten hochauflösenden Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds durch.
• 1999 - Erste Messungen von akustischen Oszillationen im CMB-Anisotropie-Winkel-Leistungsspektrum mit den Experimenten TOCO, BOOMERANG und Maxima. Das BOOMERanG-Experiment erstellt qualitativ hochwertigere Karten mit mittlerer Auflösung und bestätigt, dass das Universum "flach" ist.
• 2002 - Entdeckung der Polarisation durch DASI.
• 2003 - E-Mode-Polarisationsspektrum durch das CBI erhalten. Mit dem CBI und dem Very Small Array werden noch hochwertigere Karten mit hoher Auflösung erstellt (die kleine Bereiche des Himmels abdecken).
• 2003 - Die Raumsonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe erstellt eine noch hochwertigere Karte mit niedriger und mittlerer Auflösung des gesamten Himmels (WMAP liefert keine (WMAP liefert keine hochauflösenden Daten, verbessert aber die Karten mit mittlerer Auflösung von BOOMERanG).
• 2004 - E-Mode-Polarisationsspektrum durch das CBI erhalten.
• 2004 - Der Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver erzeugt eine qualitativ hochwertigere Karte der hochauflösenden Strukturen, die von WMAP nicht kartiert wurden.
• 2005 - Der Arcminute Microkelvin Imager und das Sunyaev-Zel'dovich Array beginnen mit den ersten Durchmusterungen von Galaxienhaufen bei sehr hoher Rotverschiebung unter Nutzung des Sunyaev-Zel'dovich-Effekts.
• 2005 - Ralph A. Alpher erhält die National Medal of Science für seine bahnbrechenden Arbeiten auf dem Gebiet der Nukleosynthese und die Vorhersage, dass die Expansion des Universums eine Hintergrundstrahlung hinterlässt und damit ein Modell für die Urknalltheorie liefert.
• 2006 - Die lang erwarteten dreijährigen WMAP-Ergebnisse werden veröffentlicht. Sie bestätigen frühere Analysen, korrigieren einige Punkte und enthalten Polarisationsdaten.
• 2006 - Zwei der leitenden Forscher von COBE, George Smoot und John Mather, erhalten 2006 den Nobelpreis für Physik für ihre Arbeit zur Präzisionsmessung der CMBR.
• 2006-2011 - Die verbesserten Messungen von WMAP, die neuen Supernova-Durchmusterungen ESSENCE und SNLS sowie die baryonischen akustischen Oszillationen von SDSS und WiggleZ stimmen weiterhin mit dem Standardmodell Lambda-CDM überein.
• 2010 - Die erste vollständige Himmelskarte des Planck-Teleskops wird veröffentlicht.
• 2013 - Eine verbesserte All-Sky-Karte des Planck-Teleskops wird veröffentlicht, die die Messungen von WMAP verbessert und auf viel kleinere Skalen erweitert.
• 2014 - Am 17. März 2014 geben Astrophysiker der BICEP2-Kollaboration den Nachweis inflationärer Gravitationswellen im B-Mode-Leistungsspektrum bekannt, die, falls sie sich bestätigen, einen klaren experimentellen Beweis für die Inflationstheorie liefern würden. Am 19. Juni 2014 wurde jedoch berichtet, dass das Vertrauen in die Bestätigung der Ergebnisse der kosmischen Inflation gesunken ist.
• 2015 - Am 30. Januar 2015 zog dasselbe Astronomenteam von BICEP2 die im Vorjahr aufgestellte Behauptung zurück. Auf der Grundlage der kombinierten Daten von BICEP2 und Planck gab die Europäische Weltraumorganisation bekannt, dass das Signal vollständig auf Staub in der Milchstraße zurückgeführt werden kann.
• 2018 - Die endgültigen Daten und Karten des Planck-Teleskops werden veröffentlicht, mit verbesserten Messungen der Polarisation auf großen Skalen.
• 2019 - Die Analysen der endgültigen Daten des Planck-Teleskops aus dem Jahr 2018 werden weiterhin veröffentlicht. ⓘ

In der Populärkultur

• In der Fernsehserie Stargate Universe (2009-2011) wurde ein Raumschiff der Antiker, die Destiny, gebaut, um Muster im CMBR zu untersuchen, die darauf hindeuten, dass das Universum, wie wir es kennen, von einer Art empfindungsfähiger Intelligenz geschaffen worden sein könnte.
• In Wheelers, einem Roman (2000) von Ian Stewart & Jack Cohen, wird die CMBR als die verschlüsselten Übertragungen einer alten Zivilisation erklärt. Dies ermöglicht es den jovianischen "Luftschiffen", eine Gesellschaft zu haben, die älter ist als das derzeit beobachtete Alter des Universums.
• In The Three-Body Problem, einem Roman von Liu Cixin aus dem Jahr 2008, kompromittiert eine Sonde einer außerirdischen Zivilisation die Instrumente zur Überwachung der CMBR, um einer Figur vorzugaukeln, die Zivilisation habe die Macht, die CMBR selbst zu manipulieren.
• Die 2017 erschienene Ausgabe des Schweizer 20-Franken-Scheins listet mehrere astronomische Objekte mit ihren Entfernungen auf - die CMB wird mit 430 - 10¹⁵ Lichtsekunden angegeben.
• In der Marvel-Serie WandaVision von 2021 wird eine mysteriöse Fernsehsendung im kosmischen Mikrowellenhintergrund entdeckt. ⓘ

Messungen

Durch den Satelliten COBE gemessenes Spektrum (Intensität als Funktion der Wellenzahl) der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung, ein Planck-Spektrum mit der Temperatur T = 2,725 K. Die Fehlerbalken der Datenpunkte sind zu klein, um von einem Bildschirm dargestellt werden zu können, wesentlich größere Fehlerbalken wurden eingefügt um die Messpunkte sichtbar zu machen. Das Maximum liegt bei einer Wellenlänge von ca. 2 mm, was einer Frequenz von ca. 150 GHz entspricht. ⓘ

Bei den Experimenten von Penzias und Wilson wurde nur auf einer Frequenz gemessen, weshalb in den folgenden Jahren weitere Messungen auf anderen Frequenzen durchgeführt wurden. Dadurch konnte bestätigt werden, dass es sich bei der Strahlung tatsächlich um Schwarzkörperstrahlung handelt. Diese Art der Strahlung hat den typisch glockenförmigen Intensitätsverlauf, der im Bild dargestellt ist. Da die erdgebundenen Beobachtungsmöglichkeiten im Mikrowellenbereich aufgrund der atmosphärischen Absorption eingeschränkt sind, wurde die Satellitenmission COBE ins Leben gerufen.

• Mit hochempfindlichen Mikrowellenempfängern wurde die Rauschspannung auf möglichst vielen Frequenzen aus möglichst vielen Richtungen gemessen.
• Wegen des breiten Frequenzbandes mussten unterschiedliche Antennen und Empfänger eingesetzt werden. Also waren Normierungen und Umrechnungen auf absolute Empfangsleistung erforderlich.
• Ziel war, nur Daten zur schwachen Hintergrundstrahlung zu erhalten. Deshalb musste das Strahlungsverhalten aller bekannten und teilweise sehr intensiven Vordergrundquellen wie Krebsnebel oder andere Supernovaüberreste für alle Frequenzen modelliert und subtrahiert werden.
• Die verbleibenden Messwerte zeigen ein auffallendes Dipolmuster: Das Maximum der Strahlung aus einer ganz bestimmten Richtung (ungefähr entgegengesetzt der momentanen Rotationsrichtung des Sonnensystems in der Milchstraße) ist deutlich blauverschoben, in entgegengesetzter Richtung rotverschoben (Dopplereffekt). Das wird damit erklärt, dass sich unser Sonnensystem mit etwa 369 km/s gegenüber einem Bezugssystem bewegt, in dem die Strahlung isotrop ist.
• Dieses Dipolmuster wird subtrahiert und die mehrfach modifizierten Messwerte wurden als Funktion der Wellenlänge aufgetragen (siehe rechtes Bild).
• Mit der Formel des Planckschen Strahlungsgesetzes wurden Modellkurven für unterschiedliche Temperaturen berechnet und in das gleiche Diagramm eingezeichnet.
• Die Modellkurve für 2,725 K ist diejenige, die (im Sinne der kleinsten Fehlerquadrate) am besten zu den Messpunkten passt. ⓘ

Neue Fragen

Trotz der generell ausgezeichneten Übereinstimmung der gemessenen Eigenschaften des kosmischen Mikrowellenhintergrunds mit den theoretischen Vorhersagen gibt es einige Aspekte in den Daten, die nicht vollständig verstanden sind und zu anhaltenden Diskussionen führten. ⓘ

So sind einige der niedrigsten Momente in der Winkelverteilung der Temperatur niedriger als vorhergesagt. Die gemessenen Extremwerte der Hintergrundstrahlung verlaufen fast senkrecht zur Ekliptik des Sonnensystems, wobei die Abweichung von der Senkrechten sich im Rahmen der Messungenauigkeiten bewegt. Darüber hinaus gibt es eine deutliche Nord-Süd-Asymmetrie mit einem Maximum im Norden. Dies ist überraschend. Das Standardmodell der Kosmologie kennt keine global ausgezeichnete Raumrichtung. Daher sollte die kosmische Hintergrundstrahlung aus allen Raumrichtungen im Mittel gleich stark ausfallen. ⓘ

Außerdem gibt es eine CMB Cold Spot genannte Region mit etwa 5° Durchmesser, in der die Temperatur der Hintergrundstrahlung signifikant niedriger ist als der Durchschnitt. Dieser CMB Cold Spot wird meist als Abbild eines besonders großen, besonders leeren Raumbereichs interpretiert. Es wurde versucht, diesen leeren Raumbereich direkt durch eine dreidimensionale Kartierung der in dieser Richtung zu beobachtenden Galaxien nachzuweisen. Dabei kamen unterschiedliche Forschergruppen zu entgegengesetzten Ergebnissen. Eine Studie von 2016 bestätigt in der fraglichen Himmelsregion eine Void. Eine Studie von 2017 kommt dagegen zu dem Schluss, dass es in der Himmelsregion keine mit dem CMB Cold Spot verträgliche räumliche Struktur in der Verteilung der beobachtbaren Galaxien gibt. ⓘ

Diese bereits in den Ergebnissen der WMAP-Mission sichtbaren Abweichungen von der erwarteten Verteilung der Hintergrundstrahlung wurden durch Messungen mit dem Planck in höherer Auflösung und Genauigkeit bestätigt. ⓘ

Verschiedene Kollaborationen suchen in der Feinverteilung der gemessenen Hintergrundstrahlung nach Hinweisen auf die Inflation und Gravitationswellen aus der Frühzeit des Universums. Eine erste Meldung auf der Grundlage von Messungen des BICEP2-Detektors sorgte 2014 für Medienaufmerksamkeit. Ein Jahr später kamen die gleichen Autoren jedoch zu dem Schluss, dass sich die Abweichungen von der Isotropie als Folge von Staub der Milchstraße erklären lassen. ⓘ

2022 wurde die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung vor 13 Milliarden Jahren, also 800 Millionen Jahre nach dem Urknall, zu 16 bis 30 Kelvin bestimmt, in Übereinstimmung mit dem kosmischen Standardmodell. Das war die erste Messung der Temperatur der Hintergrundstrahlung für das frühe Universum. Die Werte ergaben sich aus den Beobachtungen der Galaxie HFLS3, einer sog. Starburst-Galaxie mit vielen neuen Sternen, durch das Northern Extended Millimeter Array (Noema). Aus den Absorptionsspektren der Wasserdampfwolken in der Galaxie, die von der Wechselwirkung mit der Hintergrundstrahlung abhingen, ergaben sich die Schranken für die Temperatur der Hintergrundstrahlung. ⓘ

Kosmischer Neutrinohintergrund

Neben dem kosmischen Mikrowellenhintergrund gibt es auch einen analogen Neutrinohintergrund. Er hat eine etwas niedrigere Temperatur von ungefähr 1,95 K. ⓘ

Gravitationswellenhintergrund

Analog zum kosmischen Mikrowellenhintergrund und Neutrinohintergrund wird, beflügelt durch den Nachweis der Gravitationswellen, zusätzlich ein Gravitationswellenhintergrund (englisch gravitational wave background) vermutet. Erste Hinweise darauf wurden anfangs 2022 veröffentlicht. ⓘ