Was kann man aus der Hintergrundstrahlung lernen?
Als das erste Licht sich damals ausbreitete, wurde sie vom Urgas beeinflusst. Die ursprüngliche Materie war nicht komplett gleichmäßig über das kleine, junge Universum verteilt. Wäre es so gewesen, dann würde es heute noch genau so aussehen wie damals und es würden keine Sterne, Planeten und Menschen existieren. Es gab damals aber kleine Unterschiede. In manchen Regionen war das Gas ein wenig dichter; in manchen ein wenig dünner. Im Laufe der Zeit bildeten diese winzigen Unterschiede die Saatkörner für alle Stukturen im Universum. Die dichteren Regionen wurden unter ihrer eigenen Gravitation immer dichter und dichter und irgendwann entstanden so die ersten Galaxien und Sterne. Die dichteren Regionen beeinflussten aber auch das Licht, als es sich ausbreitete. Durch relativistische Effekte (gravitative Rotverschiebung) verlor es bei den dichten Strukturen ein wenig mehr Energie als bei den weniger dichten Regionen. Wenn wir also die Hintergrundstrahlung wirklich genau beobachten, dann sollten wir sehen, dass sie nicht komplett gleichförmig ist, sondern ganz leicht variiert.
Genau das hat man aber lange Zeit nicht beobachtet. Die ersten Daten zeigten immer: Egal wohin man blickt, die Hintergrundstrahlung ist überall exakt gleich und entspricht einer Temperatur von 2,725 Kelvin. Deswegen entschied man sich in den 1980er Jahren, ein Teleskop ins Weltall zu schicken, um genauere Daten zu erhalten. Das Teleskop hieß COBE und war höchste erfolgreich. Zum ersten Mal konnte man die winzigen Schwankungen in der Hintergrundstrahlung tatsächlich messen (und sie waren wirklich winzig; es ging hier um Effekte im Mikrokelvinbereich). Die beteiligten Forscher bekamen dafür zu Recht den Nobelpreis für Physik verliehen.
Natürlich wollte man es dann noch genauer wissen und schickte im Jahr 2001 die Raumsonde WMAP ins All. Die konnte das messen, was COBE messen konnte, nur viel genauer. Aber was bringt uns das Wissen um die Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung? Alles! Wir können zum Beispiel herausfinden, woraus das Universum besteht. Es gibt normale Materie; die Materie, aus der wir bestehen. Es gibt dunkle Materie, von der wir zwar wissen, dass sie da ist, und wie sie sich verhält, aber nicht wissen, woraus sie besteht. Und es gibt dunkle Energie, etwas, dass dafür verantwortlich ist, dass sich das Universum immer schneller ausdehnt und von dem wir nicht wissen, was es ist. All diese Bestandteile haben eine unterschiedliche Auswirkung auf die Ausbreitung der Hintergrundstrahlung. Die Temperaturschwankungen würden anders aussehen, hätte das Universum keine dunkle Materie oder würde die dunkle Energie die Ausdehnung des Alls stärker oder schwächer beeinflussen. Wir können also verschiedene Modelle aufstellen mit verschiedenen Mengen an “Zutaten” und nachsehen, wie sie sich auf die Ausbreitung der Hintergrundstrahlung auswirken. Diese Modelle kann man dann mit den konkreten Beobachtungsdaten von Raumsonden wie Planck vergleichen und nachsehen, welches Modell die Realität am besten beschreibt.
Das gleiche gilt auch für andere wichtige Parameter wie das Alter des Universums oder die Geschwindigkeit mit der es sich ausdehnt. All diese Informationen kann man aus der Hintergrundstrahlung ableiten.
Wie sehen die Ergebnisse aus?
So:
Dieses Bild oder Bilder dieser Art habt ihr sicher schon gesehen. Dabei wird der gesamte Himmel auf eine Ellipse projiziert. Die Grenze zwischen Nord- und Südhimmel verläuft etwa von links unten nach rechts oben. Die Farbe gibt die Temperatur der Strahlung an. Blaue Bereiche sind ein klein wenig kühler als der Durchschnitt; rote Bereiche sind ein klein wenig wärmer. Diese bunten Bilder sind schön anzusehen, besonders wenn man sie als “ältestes Foto” des frühen Universums versteht. Weniger bunt und wenig oft zu sehen, dafür aber etwas informativer, sind Diagramme dieser Art:
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