{"id":21529,"date":"2014-03-17T16:25:47","date_gmt":"2014-03-17T15:25:47","guid":{"rendered":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2014\/03\/17\/was-sind-primordiale-b-moden-und-was-sagen-sie-uns-ueber-den-urknall-und-die-inflation\/"},"modified":"2025-05-14T16:14:04","modified_gmt":"2025-05-14T14:14:04","slug":"was-sind-primordiale-b-moden-und-was-sagen-sie-uns-ueber-den-urknall-und-die-inflation","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2014\/03\/17\/was-sind-primordiale-b-moden-und-was-sagen-sie-uns-ueber-den-urknall-und-die-inflation\/","title":{"rendered":"Eine Botschaft vom Urknall: Die erste direkte Beobachtung der kosmischen Inflation!"},"content":{"rendered":"

Ich habe am Wochenende schon kurz erw\u00e4hnt<\/a>, dass jede Menge Ger\u00fcchte \u00fcber eine „gro\u00dfe Entdeckung“ die Runde gemacht haben. Mittlerweile wurde bekannt gegeben, worum es sich handelt<\/a>. Die wissenschaftliche Facharbeit<\/a> dazu tr\u00e4gt den Titel „BICEP2 I: Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales“<\/i> und das klingt ein klein wenig kompliziert. Und das ist es auch – aber es lohnt sich, sich mit diesem Thema ausf\u00fchrlich zu besch\u00e4ftigen. Denn es geht um die Entstehung des Universums, seine Entwicklung und Wege, wie man all das untersuchen kann. Es geht um den Urknall, um Inflation, um Gravitationswellen und vor allem um „B-Moden“.<\/p>\n

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Das inflation\u00e4re Universum<\/b><\/p>\n

Was also sind diese omin\u00f6se „B-Moden“ und warum w\u00e4re ihre Entdeckung so wichtig? Um das zu verstehen m\u00fcssen wir am Anfang anfangen und das buchst\u00e4blich. Hier geht es um Kosmologie, den Urknall und das, was unmittelbar danach im fr\u00fchen Universum passiert ist. Das Urknallmodell ist heute allgemein als die beste Beschreibung der Entwicklung unseres Universums anerkannt. Entgegen weit verbreiteter Vorurteile handelt es sich dabei nicht um reine Spekulation, sondern um eine wissenschaftliche Theorie, die durch viele<\/a> Beobachtungsdaten<\/a> belegt<\/a> ist. Ein integraler Teil des gegenw\u00e4rtigen Urknallmodells ist die inflation\u00e4re Phase<\/i>. Dabei handelt es sich um einen sehr kurzen Zeitraum, in dem die Expansion des Alls unmittelbar nach dem Urknall unvorstellbar viel schneller erfolgt ist als davor oder danach (Ich habe dar\u00fcber fr\u00fcher schon mal ausf\u00fchrlicher gesprochen<\/a>).<\/p>\n

\"Urknall<\/a>
Urknall und Inflation (Bild: public domain<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n

Die Inflation l\u00f6st viele Probleme, die sich mit einem inflationslosen Universum nicht l\u00f6sen lassen. Zum Beispiel das Horizontproblem<\/i>: Dabei geht es um die Frage, warum das Universum so enorm homogen ist. Egal in welche Richtung man schaut, es sieht \u00fcberall gleich aus (und man findet nicht zum Beispiel eine „H\u00e4lfte“ des Universums die voll mit Galaxien ist und eine andere, die komplett leer ist). Das ist nur dann m\u00f6glich, wenn sich auch die urspr\u00fcngliche Materie, die kurz nach dem Urknall das Universum erf\u00fcllt hat, entsprechend homogen verteilt war und das wiederum ist nur m\u00f6glich, wenn diese Materie ausreichend Zeit hatte, sich gen\u00fcgend zu vermischen. Das junge Universum war zwar viel kleiner als heute, aber wenn man von einer normalen Expansionsrate ausgeht, dann war es trotzdem zu keinem Zeitpunkt klein genug als das das eine „Ende“ des Universums wissen konnte, was im anderen „Ende“ passiert. Die Inflation l\u00f6st das Problem, in dem es davon ausgeht, dass das Universum eben nicht „normal“ expandiert ist, sondern f\u00fcr einen kurzen Zeitraum quasi regelrecht „explodiert“ ist. Zuerst war der Kosmos winzig und die Materie darin konnte sich problemlos vermischen und alles war homogen. Und dann blies die Inflation diesen winzigen Kosmos in unvorstellbar kurzer Zeit zu einem vergleichsweise riesigen Universum auf, das nun immer noch homogen war. Auch andere Probleme, wie zum Beispiel das „Flachheitsproblem“ (die Frage, warum das Universum \u00fcberall flach erscheint obwohl es eigentlich gekr\u00fcmmt sein sollte) oder das Problem der magnetischen Monopole (die eigentlich vorhanden sein sollten, aber bis jetzt noch nicht gefunden werden konnten) werden durch die Inflation gel\u00f6st.<\/p>\n

Das inflation\u00e4re Universum ist die bisher beste Beschreibung der Beobachtungsdaten die wir haben und die Theorie passt auch gut mit dem Rest der Kosmologie und Teilchenphysik (zum Beispiel dem k\u00fcrzlich best\u00e4tigten Higgs-Mechanismus) zusammen. Es gibt bis jetzt viel indirekte Best\u00e4tigung f\u00fcr die Inflation aber noch keinen wirklich deutlichen direkten Beleg. Und genau hier kommen die primordialen B-Moden ins Spiel.<\/p>\n

Hintergrundstrahlung<\/b><\/p>\n

Wir haben nicht viele M\u00f6glichkeiten, das fr\u00fche Universum direkt zu untersuchen. In der Astronomie sieht man zwar um so weiter in die Vergangenheit, je weiter man in die Ferne blickt. Aber auch hier sind uns Grenzen gesetzt und der Vorhang, der die Geschehnisse im fr\u00fchen Universum verdeckt hei\u00dft „kosmische Hintergrundstrahlung“. Ich habe in anderen Artikel – zum Beispiel hier<\/a> – schon ausf\u00fchrlich erkl\u00e4rt, worum es sich handelt und m\u00f6chte das daher hier nur nochmal sehr kurz ausf\u00fchren. <\/p>\n

Das junge Universum war noch enorm hei\u00df und es gab keine Sterne, Planeten und Galaxien. Es gab nur „rohe“ Materie; nur einzelne Atome die das All erf\u00fcllten. Und selbst die waren keine echten Atome. Es war noch so hei\u00df und alles bewegte sich so schnell, dass die negativ geladenen Elektronen sich nicht an die positiv geladenen Atomkerne binden konnten. Neben der Materie war das All auch noch von Energie erf\u00fcllt, die in Form von Licht vorlag. Allerdings war das kein „normales“ sichtbares Licht sondern hochenergetische Gammastrahlung. Das Licht konnte sich allerdings nicht ungehindert ausbreiten, weil \u00fcberall noch die freien Elektronen herum geschwirrt sind und das Licht st\u00e4ndig an ihnen gestreut und abgelenkt wurde. Das junge Universum war eine hei\u00dfe und undurchsichtige Suppe aus Energie und Materie. Erst knapp 400.000 Jahre nach dem Urknall war es soweit abgek\u00fchlt, dass sich die Elektronen an die Atomkerne binden konnten und der Weg frei f\u00fcr die Strahlung wurde. Das Universum wurde durchsichtig, das Licht breitete sich aus und ein Teil davon ist heute immer noch unterwegs.<\/p>\n

\"Messung<\/a>
Messung der Variation der kosmischen Hintergrundstrahlung des Weltraumteleskops Planck Bild: ESA and the Planck Collaboration<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n

Die Strahlung kommt aus allen Richtungen gleichzeitig, denn sie entstand ja damals auch an jedem Punkt des Universums und ist in alle Richtungen davon geflogen. Durch die Expansion und Abk\u00fchlung des Alls hat aber auch die hochenergetische Strahlung mittlerweile Energie verloren und wenn wir zum Himmel blicken, dann sehen wir keine Gammastrahlung mehr, sondern schwache Mikrowellen. Diese Hintergrundstrahlung<\/i>, deren Existenz vom Urknallmodell vorhergesagt wurde, wurde in den 1960er Jahren das erste Mal entdeckt und seitdem mit verschiedensten Instrumenten immer genauer vermessen. Denn auch wenn sie aus allen Richtungen kommt und enorm homogen ist, gibt es doch winzige Unterschiede. Diese Unterschiede entstehen durch ganz winzige Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten in der Verteilung der urspr\u00fcnglichen Materie im Universum. Es muss diese Unterschiede geben, denn wenn alles immer schon komplett<\/i> gleich verteilt gewesen w\u00e4re, dann h\u00e4tte sich dieses Gleichgewicht auch nie ver\u00e4ndert und heute w\u00e4re das All immer noch angef\u00fcllt von einem homogen Gas aus Atomen. Erst die kleinen Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten haben daf\u00fcr gesorgt, dass sich im Laufe der Zeit Verklumpungen in der Materie bilden aus denen dann schlie\u00dflich Galaxien und Sterne entstanden.<\/p>\n

Mit Hilfe der Inflation: Denn vor der inflation\u00e4ren Phase war das Universum so winzig, dass auch die Quanteneffekte eine Rolle spielten. Die Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten in der Verteilung der Materie sind Quantenfluktuationen<\/i>, die normalerweise nur in der (sub)atomaren Mikrowelt eine Rolle spielen, von der einsetzenden Inflation dann aber auf makroskopische Ma\u00dfst\u00e4be aufgeblasen wurden. Und als dann 400.000 Jahre nach dem Urknall sich das Licht das erste Mal ausbreiten konnte, waren es diese Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten, die seine Ausbreitung leicht beeinflusst haben und genau das kann man heute noch in der Hintergrundstrahlung beobachten.<\/p>\n

Hier zeigt sich auch wie<\/i> gut die Urknalltheorie eigentlich ist. Denn sie macht ganz konkrete Aussagen dar\u00fcber, wie diese Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten in der Hintergrundstrahlung aussehen sollten und die Beobachtungen stimmen extrem exakt mit diesen Vorhersagen \u00fcberein. Bis jetzt zumindest. Ob das auch so bleibt, wird die Untersuchung der B-Moden zeigen.<\/p>\n

Polarisation und Gravitation<\/b><\/p>\n

Bis jetzt haben wir einfach „nur“ die Hintergrundstrahlung betrachtet. Satelliten wie COBE, WMAP und Planck haben die Intensit\u00e4t der Hintergrundstrahlung gemessen und nachgesehen, wie stark sie variiert wenn man verschiedene Regionen des Himmels betrachtet. Das ist aber noch nicht alles, was man messen kann. Strahlung kann auch polarisiert sein; d.h. sie kann auf verschiedene Arten schwingen. Lichtwellen k\u00f6nnen zum Beispiel senkrecht zur Ausbreitungsrichtung<\/i> schwingen oder spiralf\u00f6rmig um die Ausbreitungsrichtung<\/i> herum, so wie in diesem Bild dargestellt:<\/p>\n

\"Zirkular<\/a>
Zirkular polarisiertes Licht (Bild: public domain<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n

Die Polarisation des Lichts h\u00e4ngt unter anderem davon ab, ob und wie Licht an Materie reflektiert oder gestreut wird (deswegen verwenden Fotografen ja auch Polarisationsfilter um Lichtreflexionen an Oberfl\u00e4chen abzuschw\u00e4chen). Und ist daher eine wichtige Informationsquelle, wenn wir wissen wollen, was im fr\u00fchen Universum so los war. Ich habe vorhin schon von den Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten in der Intensit\u00e4t der Hintergrundstrahlung gesprochen und erkl\u00e4rt, dass sie durch winzige Unterschiede in der Dichte der urspr\u00fcnglichen Materie verursacht worden sind. Das ist auch richtig, allerdings noch nicht die ganze Wahrheit. Die Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten in der Dichte stellen nur einen Teil der gesamten Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten dar. Denn da ist au\u00dferdem noch der Einfluss von Gravitationswellen, der ebenfalls daf\u00fcr sorgt, dass die Hintergrundstrahlung leichte Variationen aufweist. <\/p>\n

\u00dcber Gravitationswellen habe ich hier<\/a> und hier<\/a> schon ausf\u00fchrlich geschrieben. Laut Albert Einstein kr\u00fcmmt Masse die Raumzeit und diese Kr\u00fcmmung nehmen wir als Gravitationskraft wahr. Jede Masse, die sich durch die Raumzeit bewegt, ver\u00e4ndert also deren Kr\u00fcmmung und es entstehen „Wellen“ die sich durch den Raum ausbreiten. Beziehungsweise Wellen im Raum<\/i> selbst; die ganze Raumzeit wackelt also quasi ein wenig hin und her und theoretisch k\u00f6nnte man das auch messen, wenn der Effekt nicht so winzig und Instrumente zu schwach w\u00e4ren. Indirekt hat man die Auswirkungen der Gravitationswellen schon gemessen, ein direkter Nachweis wird schon seit einiger Zeit versucht, blieb bis jetzt aber noch erfolglos. <\/p>\n

Es gibt also zwei Komponenten die f\u00fcr die Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten in der Hintergrundstrahlung wichtig sind: Die Dichtevariationen in der Materie und die Gravitationswellen (es gibt auch noch eine dritte Komponente, die aber nur einen kleinen Teil ausmacht und die ich hier jetzt ignorieren m\u00f6chte). In der Fachsprache wird die erste Komponente „Skalar“ genannt und die zweite „Tensor“. Verschiedene Varianten der inflation\u00e4ren Urknalltheorie machen nun verschiedene Aussagen dar\u00fcber, wie gro\u00df das Verh\u00e4ltnis zwischen den beiden Beitr\u00e4gen ist. Um zu unterscheiden, welche Varianten der Inflationshypothese korrekt sein k\u00f6nnen und welche nicht, m\u00fcsste man genau wissen, wie gro\u00df der skalare und wie gro\u00df der tensorielle Beitrag der Unregelm\u00e4\u00dfigkeiten ist. Aber das wei\u00df man eben nicht. Man k\u00f6nnte es herausfinden, wenn man die Polarisation der Hintergrundstrahlung misst und das ist bis jetzt noch nicht ausreichend genau gelungen.<\/p>\n

E-Moden und B-Moden<\/b><\/p>\n

Polarisiertes Licht ist selten komplett homogen polarisiert (wenn man es nicht vorher durch einen entsprechenden Polarisationsfilter geschickt hat) sondern eine Mischung verschiedener Polarisationszust\u00e4nde. Bei der Hintergrundstrahlung kann man zwei wesentliche Zust\u00e4nde unterscheiden: Die sogenannten E-Moden und die B-Moden. Die genauen Unterschiede sind ein wenig technisch (Da muss man sich mit Vektoranalysis und Differentialoperatoren auskennen; hier<\/a> gibt es einen Fachartikel mit einer Grafik dazu) aber es l\u00e4uft darauf hinaus, dass die E-Moden spiegelsymmetrisch sind und die B-Moden nicht. Und, und darauf kommt es f\u00fcr unsere \u00dcberlegungen an, dass die B-Moden nicht von der skalaren Komponente herr\u00fchren k\u00f6nnen sondern nur von den Tensoren, also den Gravitationswellen. Eine Messung von E-Moden und B-Moden in der Hintergrundstrahlung kann uns also etwas \u00fcber das Verh\u00e4ltnis von Skalaren zu Tensoren sagen. <\/p>\n

Die E-Moden in der Hintergrundstrahlung hat man schon 2002 beobachtet. \u00dcber die Inflation sagen sie uns aber recht wenig, da sie durch die Streuung von Licht an Atomen im Plasma entstehen. Das ist zwar noch passiert, bevor das Universum durchsichtig wurde, aber trotzdem lange<\/i> nach der Inflation (die passierte ungef\u00e4hrt 10-35<\/sup> Sekunden nach dem Urknall). Viel interessanter sind die B-Moden die durch die Gravitationswellen entstehen, die aber viel schw\u00e4cher und schwerer zu messen sind. Aber letztes Jahr im Sommer gelang es trotzdem („Detection of B-mode Polarization in the Cosmic Microwave Background with Data from the South Pole Telescope“<\/a>). Dabei handelte es sich aber um B-Moden, die durch den Gravitationslinseneffekt zustande gekommen sind. Auch das hat mit der Raumkr\u00fcmmung zu tun: Da Materie den Raum kr\u00fcmmt und Licht der Kr\u00fcmmung des Raums folgt, k\u00f6nnen gro\u00dfe Massen die Ausbreitung des Lichts beeinflussen und damit wie optische Linsen wirken. Der Effekt ist schon lange bekannt und wird in der Astronomie standardm\u00e4\u00dfig zur Beobachtung ferner Galaxien oder extrasolarer Planeten<\/a> eingesetzt. Und auch die sich ausbreitende Hintergrundstrahlung kann durch gro\u00dfe Massen (Galaxien oder Galaxienhaufen) beeinflusst werden, was sich in einer Ver\u00e4nderung der Polarisation \u00e4u\u00dferst. Diesen Effekt hat man im Sommer 2013 gemessen und wenn das auch zweifellos interessant war, hatte es doch keine Erkenntnisse \u00fcber die Inflation gebracht.<\/p>\n

Dazu muss man die primordialen B-Moden<\/i> messen. Als die Inflation das junge Universum aufgeblasen hat, entstanden ebenfalls Gravitationswellen und haben die Polarisation ver\u00e4ndert. K\u00f6nnte man diese<\/i> B-Moden messen, dann h\u00e4tte man nicht nur einen deutlichen (wenn auch keinen absolut eindeutigen) Beleg f\u00fcr die Existenz der Inflation gefunden, sondern k\u00f6nnte auch herausfinden, wie das Skalar\/Tensor-Verh\u00e4ltnis aussieht. <\/p>\n

Wer ein bisschen Zeit hat und vor einem englischen Fachvortrag nicht zur\u00fcckschreckt, kann sich in diesem Video<\/a> ansehen, wie John Kovac von der Harvard-Universit\u00e4t die Messung der B-Moden erkl\u00e4rt:<\/p>\n