Wie studieren wir das Universum als Ganzes?
Meine Arbeit konzentriert sich auf den kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) – die schwachen Energieüberbleibsel des Urknalls – und wie seine Messung unseren Weg zum Verständnis des Universums weisen kann. Aber es gibt viele andere Möglichkeiten, den Kosmos zu studieren, und die Physiker, die ihn studieren, sind auf alles spezialisiert, von der Allgemeinen Relativitätstheorie über die Thermodynamik bis hin zur Elementarteilchentheorie.
Wir machen Beobachtungen in nahezu jedem Wellenlängenbereich der Messung zugänglich und das mit modernsten Teilchendetektoren. Die Beobachtungen stammen aus der Nähe und aus den entferntesten Winkeln des Weltraums. All diese Beweise und Theorien können zu einem überraschend einfachen Standardmodell der Kosmologie zusammengefasst werden, das nur sechs Parameter hat. Dies sind die Zahlen, die unser gesamtes Universum definieren.
Der Inhalt des Universums
Die ersten drei Parameter sagen uns etwas über den Inhalt des Universums. Wir beschreiben sie als Bruchteile eines gesamten Materie- und Energiehaushalts, wie die Bestandteile eines Tortendiagramms. Der erste Parameter beschreibt die Menge an normaler Materie , oder Atome, im Universum, und es heißt, dass Atome nur 5 Prozent des Universums ausmachen.
Der zweite Parameter beschreibt Dunkle Materie , eine Art neues fundamentales Teilchen, das wir noch nicht verstehen und das 25 Prozent des Universums ausmacht.
Bemerkenswerterweise stimmt die Menge an Dunkler Materie, die wir aus unseren Messungen der winzigen Temperaturschwankungen in der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung ableiten können, mit dem Wert überein, der aus Beobachtungen der Bewegungen von Sternen und Galaxien abgeleitet wurde. Der Wert, den wir aus den CMB-Messungen ableiten, ist jedoch viel genauer.
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Unsere Messungen sagen uns auch etwas anderes. Denn der CMB kommt aus der Entkopplungszeit zu uns – als das frühe Universum ausreichend abgekühlt war, um Photonen aus dem heißen Plasma zu befreien, das sie mehrere hunderttausend Jahre nach dem Urknall gebunden hatte, wodurch das Universum transparent wurde – können wir sehen, dass dunkle Materie im frühen Universum eindeutig existierte. Außerdem können wir sehen, dass Atome, der Stoff, aus dem wir gemacht sind, nur ein Sechstel der Gesamtmasse im Universum ausmachen.
Der dritte Parameter ist die kosmologische Konstante , die mysteriöse dunkle Energie, die der beschleunigten Expansion des Universums zugrunde liegt. Dies macht 70 Prozent des gesamten Materie- und Energiehaushalts des Universums aus. Wir wissen auch nicht, was diese dunkle Energie ist, aber wir wissen, dass sie existiert, weil wir ihre Präsenz durch die kosmische Beschleunigung direkt gemessen haben.
Die Entstehung von Sternen und Galaxien
Der vierte Parameter ist die optische Tiefe , oder wie undurchsichtig das Universum für die Photonen war, die es durchquerten. Dies ist der astrophysikalischste aller Parameter des Standardmodells der Kosmologie. Damit meinen wir, dass es unser eher spärliches Wissen über den gesamten komplexen Prozess der Entstehung und anschließenden Explosion der ersten Sterne und der Entstehung der ersten Galaxien im Universum widerspiegelt.
Das intensive Licht dieser frühen Sterne und Galaxien zerlegte den im Kosmos vorherrschenden Wasserstoff in seine Bestandteile Protonen und Elektronen und verursachte die Reionisierung des Universums. Dabei wurden etwa 5-8 Prozent der CMB-Photonen – die zum Zeitpunkt der Entkopplung freigesetzten Photonen – wieder gestreut.
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Um eine Analogie zu verwenden, wenn man bedenkt, dass das Universum vorher durchsichtig war, ist es, als ob ein bisschen Nebel hereingerollt wäre. Nicht zu viel – man konnte noch ein fernes Ufer sehen – aber die Sicht war reduziert. Interessanterweise wird zur Bestimmung der optischen Tiefe des Universums eine Messung der Polarisation benötigt des CMB.
Polarisation ist neben Intensität und Wellenlänge eine der drei Eigenschaften einer Lichtwelle. Die Polarisation gibt an, in welche Richtung eine Lichtwelle schwingt. Beispielsweise ist das von der Motorhaube Ihres Autos reflektierte Licht horizontal polarisiert. Das heißt, die Lichtwelle schwingt horizontal hin und her. Polarisierte Sonnenbrillen blockieren diese Schwingungsrichtung und die damit verbundene Reflexblendung.
In ähnlicher Weise streuten und polarisierten die durch den Reionisationsprozess freigesetzten Elektronen die CMB-Photonen. Wenn Sie sich das CMB mit oder ohne polarisierte „Sonnenbrille“ ansehen könnten, würden Sie feststellen, dass es etwas anders aussieht.
Quantenfluktuationen
Die letzten beiden Parameter beschreiben die Keime der winzigen Fluktuationen, die zu all den Strukturen führten, die wir heute im Universum beobachten. Wenn wir ein vollständiges Modell des Universums hätten – eines, das mit winzigen Quantenfluktuationen begann und erfolgreich vorhersagte, wie die Fluktuationen der Materie in Kugeln mit einem Durchmesser von 25 Millionen Lichtjahren aussehen würden – könnten wir einen dieser beiden Parameter eliminieren.
Obwohl wir über ein sehr erfolgreiches Framework verfügen, um zu verstehen, wie sich das Universum entwickelt hat, kennen wir leider noch nicht alle Zusammenhänge und benötigen es daher als Parameter.
Es wird das ursprüngliche Leistungsspektrum genannt und es beschreibt die Schwankungen in der Dichte des Universums im dreidimensionalen Raum. Im sehr frühen Universum waren diese Fluktuationen gering, aber als sich das Universum ausdehnte, wurden diese Dichtevariationen groß über den Kosmos geschrieben.
Wo es im Urkosmos etwas dichtere Bereiche gab, klumpte die Materie weiter zusammen, und wir können jetzt Galaxien oder Galaxienhaufen sehen; in anderen, wo es weniger Dichte gab, sehen wir fast nichts.
Der verbleibende Parameter wird als skalarer Spektralindex bezeichnet , ist am schwierigsten zu verstehen – aber es ist auch unser bestes Fenster in die Geburt des Universums. Es sagt uns, wie die ursprünglichen Schwankungen, die winzigen Energievariationen, die im jungen Universum vorhanden waren, von der Winkelskala abhängen .
Um dies besser zu verstehen, lassen Sie uns eine musikalische Analogie verwenden. Dieser letzte kosmologische Parameter ermöglicht es uns, zwischen „weißem Rauschen“ und beispielsweise „rosa Rauschen“ zu unterscheiden, bei dem Basstöne (analog zu großen Winkelskalen) eine etwas größere Lautstärke haben als Höhen (analog zu kleinen Winkelskalen).
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Unter Verwendung des CMB stellen wir fest, dass die Amplitude der primordialen Schwankungen bei großen Winkelskalen etwas größer war als bei kleineren. Anders ausgedrückt, das ursprüngliche kosmische Rauschen ist leicht rosa.
Mit diesen sechs Parametern können wir die Eigenschaften nicht nur des CMB, sondern jeder berechnen kosmologische Messung, die wir gerne machen würden. Wir können zum Beispiel das Alter des Universums berechnen:13,8 Milliarden Jahre (plus oder minus 40 Millionen Jahre).
Die einzige einschränkendste Beobachtung ist die der CMB-Anisotropie – die winzigen Temperaturschwankungen. Das Standardmodell der Kosmologie ist jedoch konsistent mit allen Messungen aus allen Richtungen der Physik und Astronomie.
Kurz gesagt, egal wie wir den Kosmos betrachten – mit Galaxiendurchmusterungen, durch explodierende Sterne, durch die Fülle der leichten Elemente, durch die Geschwindigkeiten von Galaxien oder durch das CMB – wir brauchen nur die sechs oben angegebenen und bekannten Parameter physikalische Prozesse, um das von uns beobachtete Universum zu beschreiben.
Was bedeutet es, etwas so einfach und quantitativ beschreiben zu können? Es bedeutet, dass wir verstehen, wie die Teile des Universums zusammenpassen, um ein Ganzes zu bilden. Wir verstehen einige tiefe Zusammenhänge in der Natur.
Es bedeutet, dass wir uns irren können – nicht durch andere Argumente, sondern durch ein besseres quantitatives Modell, das mehr Aspekte der Natur beschreibt. Es gibt nur wenige von Wissenschaftlern untersuchte Systeme, die so einfach, vollständig und mit so hoher Genauigkeit beschrieben werden können. Wir haben das Glück, dass das beobachtbare Universum eines davon ist.