Dies ist das älteste und am weitesten entfernte Licht von uns. Aber wo genau befindet es sich?

Es wurde gesagt, dass wir unser Licht einfach scheinen lassen, und dann müssten wir nicht jedem sagen, dass es scheint. Leuchttürme feuern keine Kanonen ab, um die Aufmerksamkeit auf ihr Licht zu lenken - sie leuchten einfach.
- Dwight L. Moody

Wenn Sie die entfernten Teile des Universums betrachten, werden Sie in die Vergangenheit schauen, weil die Lichtgeschwindigkeit endlich ist, obwohl sie sehr groß ist. Wenn wir also das am weitesten entfernte Objekt des Sichtbaren betrachten, müssen wir beim allerersten Licht, das von unserer Ausrüstung wahrgenommen wird, etwas erreichen. Im Fall unseres Universums wird dies, soweit wir wissen, das verbleibende Leuchten des Urknalls sein: kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung. Sie alle haben eine große Anzahl von Fragen gesendet, und diese Woche habe ich beschlossen, die Frage von David English zu beantworten:

Wir sehen ein beliebtes Bild von KMFI in Form eines Globus. Es umgibt uns. Nach meinem Verständnis ist KMFI das früheste Bild des Universums. Da wir in die Vergangenheit schauen, wenn wir entfernte Objekte beobachten, sollte KMFI logischerweise das am weitesten entfernte von allen sein. Dies bedeutet, dass KMFI am Ende des Universums ist, aber das ist nicht so. Der Raum ist unendlich, soweit wir wissen, und seinen Rand sehen wir nicht. Wo ist KMFI, wenn nicht am Ende des Universums?

Beginnen wir mit dem Urknall und kommen dann zum KMFI.

Als der heiße Urknall begann - nach einer kosmischen Inflation, die auf unbestimmte Zeit andauerte - hatte das Universum die folgenden Eigenschaften:
• Es war groß. Höchstwahrscheinlich viel mehr (mindestens hunderte Male) als der Teil, den wir überprüfen.
• Es war sehr homogen - bei gleicher Energiedichte - im Durchschnitt für 1 Teil von 10.000.
• Es war sehr heiß. Die Energie war mindestens 10.000.000 Mal höher als die höchsten Werte, die mit dem Large Hadron Collider erreicht werden konnten.
• Sie war auch dicht. Die Dichte von Strahlung, Materie und Antimaterie war Billionen von Billionen Mal größer als die des Urankerns.
• Und doch dehnte es sich sehr schnell aus und kühlte gleichzeitig ab.

Hier haben wir angefangen. Dies ist unsere Vergangenheit vor 13,8 Milliarden Jahren.

Aber mit Expansion und Abkühlung passierten einige erstaunliche Dinge in unserer Weltraumgeschichte und überall zur gleichen Zeit. Instabile Materie / Antimaterie-Paare vernichten sich, wenn das Universum unter die Temperaturschwelle abgekühlt ist, die für ihr spontanes Auftreten erforderlich ist. Infolgedessen blieb uns eine kleine Menge Materie übrig, die sich irgendwie gegen Antimaterie durchzusetzen begann.

Mit abnehmender Temperatur begann eine Kernfusion zwischen Protonen und Neutronen, was zum Auftreten schwererer Elemente führte. Und obwohl viel Zeit - von 3 bis 4 Minuten (und dies ist ein ganzes Leben im frühen Universum) - die Bildung von Deuterium erforderte, der erste Schritt (ein Deuteron ist ein Proton und ein Neutron) in allen Kernreaktionen, erhalten wir von da an viel Helium und Wasserstoff sowie eine kleine Menge Lithium.

Die ersten Elemente des Universums wurden hier in einem Meer aus Neutronen, Photonen und ionisierten Elektronen gebildet.

Für die Synthese schwerer Elemente aus Licht werden Energien in der Größenordnung von mehreren MeV benötigt. Wenn Sie jedoch neutrale Atome bilden müssen, muss die Energie auf mehrere eV abfallen - etwa eine Million Mal.

Die Bildung neutraler Atome ist sehr wichtig, um zu sehen, was passiert. Denn unabhängig von der verfügbaren Lichtmenge wird dieses Licht, wenn es durch riesige, dichte Elektronenschwärme gestört wird, von ihnen nach einem als Thomson-Streuung bekannten Verfahren (und für hohe Energien - Compton) gestreut.

Und während Sie eine ausreichend hohe Dichte an freien Elektronen haben, wird all dieses Licht, fast unabhängig von der Energie, reflektiert und gestreut, tauscht Energie aus und zerstört alle Informationen bei Kollisionen (oder besser gesagt, zufällig). Bis neutrale Atome erscheinen, die Elektronen einfangen, damit sich Photonen frei bewegen können, kann nichts "gesehen" werden (zumindest nicht mit Hilfe von Licht).

Es stellt sich heraus, dass es für dieses Universum notwendig ist, auf eine Temperatur von 3000 K abzukühlen. Es gibt viel mehr Photonen als Elektronen (ungefähr eine Milliarde Mal), daher müssen Sie eine so "extrem niedrige" Temperatur erreichen, dass die höchste Energie der Photonen - diejenigen, die Energie für die Ionisierung haben Wasserstoff - fallen unter diesen Balken der kritischen Energie. Zu diesem Zeitpunkt war das Universum bereits 380.000 Jahre alt, und der Prozess selbst dauerte etwa 100.000 Jahre.

Dies geschieht überall gleichzeitig, allmählich und am Ende des Prozesses erhält das gesamte Licht des Universums endlich die Möglichkeit, mit Lichtgeschwindigkeit in alle Richtungen zu fliegen. KMPI wurde emittiert, als das Universum 380.000 Jahre alt war, und zum Zeitpunkt der Emission war es kein „Mikrowellenlicht“: Es war Infrarot mit einigen Teilen einer so hohen Temperatur, dass es mit dem menschlichen Auge gesehen werden konnte, wenn es damals jemanden gab, der es beobachten konnte auf ihn.

Wir haben genügend Beweise dafür, dass die Temperatur des KMFI in der Vergangenheit höher war; Genau das beobachten wir beim Klettern im Bereich der immer stärkeren Rotverschiebung.

Die Extrapolation in die Vergangenheit dessen, was wir heute sehen - der Hintergrund bei 2,725 K, emittiert mit einem Versatz von z = 1089, zeigt, dass es zum Zeitpunkt der Emission des KMFI eine Temperatur von 2940 K hatte. KMFI ist nicht der Rand des Universums, sondern der „Rand“ von was wir sehen können.

Wenn wir uns das KMFI ansehen, finden wir auch Schwankungen darin: Bereiche mit erhöhter Dichte (mehr „blau“ oder kalt) und niedriger (mehr „rot“ oder heiß)), die kleine Abweichungen von der idealen Gleichmäßigkeit darstellen.

Dies ist aus zwei Gründen gut:
1. Diese Schwankungen wurden durch die Inflation vorhergesagt, und ihre Größenunabhängigkeit wurde vorhergesagt. Das war in den 1980er Jahren; Beobachtungen und die Bestätigung dieser Schwankungen durch Satelliten in den 90er (COBE), 00 (WMAP) und 10 (Planck) bestätigten die Inflationstheorie.
2. Diese Schwankungen mit dem Auftreten von über- und unterdurchschnittlichen Dichtebereichen sind für das Auftreten von großräumigen Strukturen - Sternen, Galaxien, Gruppen, Clustern und Fäden - erforderlich, die durch riesige Raumhohlräume getrennt sind.

Ohne diese Schwankungen hätten wir kein solches Universum.

Obwohl das Licht des KMFI aus dem Moment stammt, als das Universum 380.000 Jahre alt war, ändert sich das Licht, das wir auf der Erde beobachten, ständig. Sie sehen, das Universum ist ungefähr 13,8 Milliarden Jahre alt, und obwohl Dinosaurier - wenn sie Mikrowellen-Radioteleskope bauen würden - das KMPI selbst beobachten könnten, wäre es etwas anders.

Es wäre einige Milli Kelvin heißer, da das Universum vor einigen hundert Millionen Jahren jünger war, aber was noch wichtiger ist, das Bild der Schwankungen würde sich sehr von heute unterscheiden. Nicht statistisch: Die Gesamtgröße oder das Spektrum heißer oder kalter Regionen wäre ungefähr gleich (innerhalb der Grenzen kosmischer Veränderungen) wie heute. Aber die Tatsache, dass heute heiß oder kalt ist, wäre kaum mit der Tatsache verbunden gewesen, dass es vor ein oder zweihunderttausend Jahren heiß oder kalt gewesen wäre, und noch mehr, hundert Millionen.

Wenn wir das Universum betrachten, ist das KMFI überall in alle Richtungen präsent. Es existiert für alle Beobachter an allen Punkten und wird ständig in jede Richtung von der Quelle abgestrahlt, die als „Oberfläche der letzten Streuung“ beobachtet wird. Wenn wir lange genug warten, sehen wir nicht nur ein Foto des Universums in den Kinderschuhen, sondern einen ganzen Film, mit dem wir im Laufe der Zeit eine Karte mit mehr oder weniger dichten Regionen in drei Dimensionen erstellen können! Theoretisch können wir dies in die Zukunft extrapolieren, da Mikrowellenstrahlung in das Funkspektrum gelangt, wenn die Photonendichte von 411 pro Kubikzentimeter auf zehn, auf Einheiten und bis zu Millionstel der heutigen Dichte abfällt. Strahlung geht nirgendwo hin, bis wir groß genug und empfindliche Teleskope bauen können, um sie zu erkennen.

KMFI ist also nicht das Ende des Universums, sondern die Grenze dessen, was wir sehen können, sowohl in der Entfernung (wie weit wir klettern) als auch in der Zeit (wie weit wir in die Vergangenheit schauen). Theoretisch besteht die Hoffnung, dass wir noch weiter in die Vergangenheit vordringen können.

Obwohl das Licht auf ein Alter von 380.000 Jahren begrenzt ist, haben sich Neutrinos und Antineutrinos, die während des Urknalls erzeugt wurden, frei und fast uneingeschränkt bewegt, seit das Universum ein bis drei Sekunden gedreht hat! Wenn wir einen Detektor bauen können, der empfindlich genug ist, um den kosmischen Neutrino-Hintergrund (CNF) zu messen und abzubilden, können wir noch weiter zurückblicken: um ein Vielfaches näher am Beginn des heißen Urknalls. Diese Energien sind sehr klein - mehrere hundert MikroeV - aber sie müssen existieren. Sie warten nur darauf, dass wir herausfinden, wie wir sie finden können.

Also, David, wir sehen nicht den Rand des Universums und nicht einmal das am weitesten entfernte, was verfügbar ist. Dies ist nur - unter Berücksichtigung der Grenzen unserer Technologie und unseres Wissens - das am weitesten entfernte, was wir heute sehen können. Und sie bewegt sich ständig weg. Mit zunehmendem Alter des Universums schauen wir immer tiefer in die Vergangenheit. Wie Matthew McConaughey einmal sagte: "Ich werde alt und sie bleiben gleich alt."

So ist es auch mit dem Universum: Wir altern, aber das KMFI bleibt gleich alt.

Vielen Dank für die wundervolle Frage, und ich hoffe, Sie haben den Rückblick genossen. Senden Sie mir Ihre Fragen und Vorschläge zu den folgenden Artikeln.

Fragen Sie Ethan Nr. 88: Wo befindet sich die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung?

Dies ist das älteste und am weitesten entfernte Licht von uns. Aber wo genau befindet es sich?

More articles: