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Polarisation des Cosmic Microwave Background
In der letzen Seminar-Veranstaltung aus der Reihe
"I want you for Astrophysics" vor der Sommerpause 2006
kam der Forscher Ettore Carretti vom INAF in Bologna
zum Vortrag an die Universität in Cagliari. Wie in
unserem Veranstaltungskalender angekündigt, fand
diese Präsentation am 13.07.06 im modernen Gebäude der Fakultät
für Astrophysik statt.
Foucaultsches Pendel in der Physikalischen Fakultät CagliariIn seiner Präsentation ging Ettore Carretti sowohl auf die grundsätzliche Bedeutung des Cosmic Microwave Background und dessen Polarisation ( CMBP ) für die kosmologische Forschung als auch auf den spezifischen Stand der Arbeit im Team des Parkes Galactic Meridian Survey ein. 
Ettore Carretti (links) während seines Vortrages an der Physikalischen Fakultät in Cagliari. Moderator war Andrea Possenti (rechts).Vom CMB zum CMBP Die CMB-Strahlung entstand ca. 300.000 Jahre nach dem Big Bang als Materie und Strahlung entkoppelten und das Universum durchsichtig wurde. Die Eigenschaften der CMB-Strahlung sind dabei sowohl beeinflußt von den Bedingungen während der Rekombinationsphase des heißen Materieplasmas im frühen Universum als auch durch die Abfolge der verschiedenen Entwicklungsperioden: Inflation, Re-Ionisation der Materie durch die erste Sternen- Generation und die Bildung der ersten Galaxien. Die Analyse des CMB-Intensitäts-Spektrums ermöglicht Erkenntnisse über die Bedingungen in frühesten Entwicklungsstatien des Universums. Kennzeichnend sind dabei die Anisotropy und die Polarisation der CMB-Strahlung. Eine lineare Polarisation der CMB-Strahlung wird durch die sogenannte Thomson-Streuung von freien Elektronen an nichtpolarisierten, anisotropen Umgebungen hervorgerufen. Diese Bedingungen existierten während zweier Entwicklungsstadien des jungen Kosmos: Zur Zeit der Rekombination der Materie und in der Phase der Re-Ionisation am Ende der "dark ages", als sich die ersten Sterne und Galaxien bildeten. 
Phasen in der Entwicklung unseres UniversumsDie Astronomen unterscheiden dabei zwischen zwei Varianten der Polarisation: E-Mode und B-Mode. Während die E-Mode Polarisation primär von den Dichteschwankungen in der Materieverteilung beeinflußt werden, gibt die B-Mode Polarisation Hinweise über die Ausbreitung von Gravitationswellen im frühen Universum. E-Mode Polarisation Die E-Mode Polarisation gibt wichtige Hinweise sowohl im Bereich großer als auch kleiner Winkelauflösung. Zwischen 10° und 20° gewährt die Analyse Einblicke in die Verteilung des re-ionisierten Mediums. Im Bereich großräumiger Winkelauflösung sind hier die Forschungsergebnisse der WMAP Mission, von größter Bedeutung. Gerade wurde in den letzten Monaten eine weitere Phase in der Analyse der Daten nach 3-jähriger, kontinuierlicher Aufzeichnung abgeschlossen. Dabei ist es sowohl gelungen, großräumige Polarisationsrichtungen zu erkennen, als auch wichtige Parameter des Universums weiter zu präzisieren. Die Genauigkeit bei der Bestimmung der "Dark Energy" Konstante pro Raumeinheit konnte entschieden verbessert werden (nur noch 10% Ungsicherheitsfaktor) und liegt damit immer näher bei der theoretisch vorhergesagten Kennziffer von -1. Dies bedeutet, daß jeder Kubikzentimeter Raum im Universum stets den selben Betrag an Dunkler Energie enthält, egal wie stark sich der Raum auch ausdehnen mag. Damit verlieren Entwicklungsmodelle für den Kosmos, die einen "Big Rip" oder einen "Big Crunch" vohersagen, ihre Bedeutung für die weitere Forschung. Kontakt (in English und Italienisch) für weitergehende Informationen und Interviews Ettore Carretti Tel: 0039 051 639 8735 Andrea Possenti Tel: 0039 070 71180 249 Handy: 0039 338 2123 361 |
Der Cosmic Microwave Background aus den Aufzeichnungsdaten von WMAPB-Mode Polarisation Durch die Kombination einer Gesamthimmelserfassung der Polarisation und verbesserter Temperatur-Messungen konnte das WMAP-Team inzwischen den Parameter für den Spektral-Ausdehnungs-Index (engl. Scalar Spectral Index) auf den Wert von 0,95 bestimmen. Die Ungenauigkeit liegt dabei nur noch um die 2% ! Mit dem Scalar Spectral Index werden die Temperaturschwankungen im CMB über große Himmelsabschnitte mit denen im Bereich kleiner in Beziehung gesetzt und somit eine Präzisierung bei der Auswahl geeigneter Modelle für die kosmische Inflationsphase ermöglicht. Die Ergebnisse des WMAP-Teams geben somit eher den ganz simplen Theorien zur Inflation eine reelle Chance, da hier ein Koeffizient von knapp unter 1,0 vorher gesagt wird. Bei Untersuchungen im Auflösungsbereich zwischen 0,1° und 1,0° lassen sich ebenfalls Aussagen über die Einflüsse der Inflation ableiten. Erste, erdgebundene Forschungs-Missionen im Bereich von < 1,0° wurden in den vergangenen Jahren durchgeführt: DASI, CBI, BOMMERanG 2003, BaR-SPOrt. Parkes Galactic Meridian Survey Wo nun dieser Scalar Spectral Index noch genauer liegt, untersucht inzwischen Ettore Carretti mit seinem Team im Parkes Galactic Meridian Survey (PGMS). Denn zwischen dem Wert 0,95 und 1,0 gibt es noch genügend Unsicherheit über die wirklich relevanten Inflations- Modelle oder - wie die Astronomen es ausdrücken - "models with extra degrees of fine-tuning". Die PGMS-Forscher aus Italien, Holland, USA und Großbritannien nutzen dabei eine erdgebundene Beobachtung mit dem australischen Radioteleskop in Parkes. Nach und nach wird in diesem Projekt ein Himmelsabschnitt von 5° Breite entlang des 254. galaktischen Längengrades vom Himmles-Aquator zum Himmels-Südpol (0° bis -90°) gescanned. Die Hauptfrequenz liegt bei 2,3 GHz in einer Bandbreite von 128 MHz, die in 64 Kanälen aufgezeichnet werden. 
Der PGMS Beobachtungsbereich vom Himmels-Äquator bis zum Himmels-SüdpolMit Hilfe dieser Forschung wird es in Zukunft möglich sein, den Störeinfluß der Synchrotron-Strahlung unserer Milchstraße - abhängig vom galaktischen Breitengrad - auf die Emission des CMB mit sehr hoher Präzision zu erfassen. 
Der Cosmic Microwave Background und die Überbelndung durch die Synchrotron-Strahlung unserer MilchstraßeLetztendlich suchen die Astronomen dabei aber nach neuen Daten, die Auskunft über den Hintergrund an kosmischen Gravitationswellen geben, welcher durch die Inflations-Phase hervorgerufen wurde. Diese "tensor-to-scalar perturbation power ratio" - kurz T/S - kann im Prinzip eine direkte Methode zur Messung von Inflations-Parametern darstellen. Problematisch ist derzeit allerdings, daß die Wissenschaftler nur sehr schwache Meßsignale zur Verfügung haben, die eine T/S Bestimmung auf erst ca. 0,22 erlauben. Ziel ist es, mit Hilfe der PGMS-Experimente bis in Bereiche von 0,001 vorzustoßen. 
Inflations-Modelle mit extra degrees of fine-tuning. Die obere Skala zeigt den Scalar Spectral Index. Die Skala rechts zeigt die Tensor-to-Scalar Perturbation Power RatioZum Abschluß ihres Forschungsprojektes erhoffen sich die Wissenschaftler um Ettore Carretti, daß sie einen wesentlichen Beitrag zur Antwort auf die Frage "Welches Enstehungs- und Inflations-Modell beschreibt am genauesten unser Universum ?" leisten können. Weitere Vorträge aus der Vortragsreihe "I want you for Astrophysics" folgen ab September 2006 und sind in unserem Veranstaltungskalender verzeichnet. 
Ettore Carretti (links) und Andrea Possenti (rechts) in der Diskussion nach dem VortragWeitere Mitarbeiter der PGMS - Group D. McConnell - CSIRO-ATNF G. Bernardi - Uni Groningen N. McClure-Griffiths - Uni Groningen S. Cortiglioni - INAF-IASF Bologna S. Poppi - INAF-OA Cagliari M. Haverkorn - NRAO/UC-Berkley Weitere Quellen im Internet: The PGMS Project Limits on CMBP B–Mode Measurements by Galactic Synchrotron Observations Redaktion: Michael Mueller |
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