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Abb. 1:
Illustration einer y-Abweichung im CMB.
Die durchgezogene Linie zeigt das CMB Schwarzkörperspektrum,
die gestrichelte das CMB Spektrum für y=0.15.
Die roten Pfeile illustrieren die Position des Lyman-Kontinuums,
Lyman-α, und höher Übergänge
bei einer bestimmten Rotverschiebung.
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Abb. 2:
Beispiele für zwei atomare Schleifen die in dem Lyman-Kontinuum enden.
Die Absorption von einem Lyman-Kontinuum Photon resultiert in der
Freisetzung von mindestens zwei niederfrequenten Photons (Lyman-α
und Balmer-Kontinuum). Es existieren auch Schleifen, die in höheren
atomaren Niveaus beginnen.
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Abb. 3:
Spektrale Abweichungen des CMB die auf Grund von Wasserstoff
und zweifach ionisiertem Helium im frühen Universum
hervorgerufen werden. Der obere Abbildungsteil zeigt die Abweichungen
bei niedrigen, der untere bei hohen Frequenzen. Die Kurven wurden für
verschiedene Rotverschiebungen, an denen die Energieinjektion stattfand, berechnet.
In allen Fällen wurde angenommen, dass sich nach der Energiefreisetzung
eine y-Abweichung mit y=10-5 gebildet hat.
Bemerkenswert ist, dass sich die Kurve für y=0 auch ergeben
würde, wenn Energie bei z<800 freigesetzt worden wäre.
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Abb. 4:
Variable Komponente des CMB Spektrum für Energieinjektion bei
z=8000. Zum Vergleich wurde auch das normale
Rekombinationsspektrum (y=0) gezeigt.
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Die kosmologische Rekombination (Rotverschiebung z~800-8000)
unseres Universums ist mit der Freisetzung von mehreren Photonen je
neutralem Wasserstoff- und Heliumatom verbunden. Bei niedrigen
Frequenzen resultieren diese Photonen in einer kleinen
(ΔI/I~10-9-10-6) Abweichung des
CMB Spektrums von dem eines schwarzen Körpers.
Wie schon früher berichtet (Aktuelle Forschung Juli 2007),
sollte die Strahlung aus der Rekombinationsepoche des
Wasserstoffs (z~800-1800) auf Grund der Expansion
des Universums mehr als 1000-fach rotverschoben sein und
daher heute als quasiperiodische, spektrale Störung im
Bereich von sub-mm bis dm Wellenlängen beobachtbar sein.
Wie vor kurzem in Zusammenarbeit mit J.A. Rubino-Martin vom IAC
auf Teneriffa gezeigt wurde, liefert auch die Rekombination von
einfach (z~1500-3000) und zweifach (z~4500-8000)
ionisiertem Helium eine Beitrag zum kosmologischen Rekombinationsspektrum.
Eine Beobachtung des kosmologischen Rekombinationsspektrums könnte
eine interessante, alternative Methode zur Bestimmung der spezifischen
Entropie des Universum, der Temperatur des CMB Monopols und der primordialen
Häufigkeit von Helium liefern.
Jedoch wurde bei der Berechnung des kosmologischen
Rekombinationsspektrums angenommen, dass das CMB
Spektrum zu allen Zeiten durch einen perfekten
schwarzen Körpers beschrieben wird. In diesem
Fall werden vor der jeweiligen Rekombinationsepoche
der betrachteten Atoms praktisch keine spektralen Störung
produziert, da bis zu diesem Zeitpunkt atomare Emission und
Absorption einander ausgleichen. Andererseits ist klar, dass
jede Art von Energiefreisetzung im frühen Universum zu einer
intrinsischen spektralen Störung des CMB führt, welche
auch heute noch vorhanden sein sollte wenn die Energiefreisetzung
bei z<2x106 stattgefunden hat.
Etwas konkreter, wenn die Energiefreisetzung bei Rotverschiebungen
z<50000 stattgefunden hat dann ist der Bremsstrahlungsprozess
nicht mehr in der Lage, die Zahl der Hintergrundphotonen im für
uns wichtigen Frequenzbereich signifikant zu verändern.
Ausserdem werden Photonen nicht mehr stark durch die Streuung an
freien Elektronen über den gesamten Frequenzbereich verteilt.
Obwohl bei z<50000 der Energieaustausch je Streuung bereits
klein geworden ist, gelangen Photonen auf Grund der grossen Zahl der
Streuungen im Mittel immernoch zu etwas höheren Energien.
Dadurch bildet sich ein kleines Defizit an Photonen bei niedrigen
und ein Überschuss bei hohen Frequenzen. Diese Art von spektraler
Störung wird normalerweise als y-Abweichung
(siehe Abb. 1, engl. y-distortion) bezeichnet, und ist auch im
Zusammenhang mit dem SZ-Effect durch Galaxienhaufen bekannt.
Diese Abweichung wird durch den Compton y-Parameter charakterisiert,
welcher von der Temperaturdifferenz der Elektronen und Photonen und der
Anzahlendichte freier Elektronen abhängt.
Die Messungen mit dem COBE Satelliten haben in den 90igern gezeigt,
dass für den CMB der y-Parameter kleiner als ~1.5x10-5
sein sollte, eine Beobachtung, die 2006 mit dem Nobelpreis in Physik
ausgezeichnet wurde. Was würde es uns jedoch über die thermische
Geschichte des Universums sagen, wenn y doch einen nicht verschwindenden
Wert unterhalb dieser Grenze hätte? Um diese Frage zu beantworten,
ist es wichtig festzustellen, dass die y-Abweichung ein sehr breites
und praktisch strukturloses Spektrum hat.
Diese Tatsache macht es sehr schwer zu sagen, wann
die Abweichung eigentlich erstmals aufgetaucht ist,
da unterschiedliche Szenarien für die Energiefreisetzung
heute sehr ähnliche spektrale Abweichungen im CMB hinterlassen
würden. Als Beispiel, der Gesamtbeitrag unaufgelöster
SZ-Galaxienhaufen bei niedrigen Rotverschiebungen (z~1)
sollte Erwartungsgemäss zu einer y-Abweichung des
CMB mit y~10-6 führen. Auf der anderen
Seite gibt es physikalische Mechanismen (e.g. Dissipation von
akustischen Wellen, zerfallende oder annihilierende Teilchen)
welche bei hohen Rotverschiebungen (1000<z<50000) sicher
zu der Freisetzung von Energie geführt haben. Dies sollte
ebenfalls in einer y-Abweichung des CMB resultieren,
womöglich auf ähnlichem Niveau. Daher sagt die pure
Existenz einer y-Abweichung im Gesamtspektrum des CMB
noch nichts über den Zeitpunkt der Energiefreisetzung aus.
Insbesondere kann man nicht sagen, ob die Störung vor oder
nach der kosmologischen Rekombinationsepoche aufgetreten ist.
An dieser Stelle spielen nun atomare Übergänge eine
Rolle, da diese nach der Energieinjektion zu schmalen spektralen
Details im CMB Spektrum führen können, welche es im Prinzip
erlauben sollten, die obige Frage zu beantworten.
Wie funktioniert das? Angenommen bei Rotverschiebungen
z<50000 wurde Energie freigesetzt, dann führt
das nach einer sehr kurzen Zeit zu einer y-Abweichung.
Da in dem Fall das Spektrum des CMB nicht mehr durch einen
schwarzen Körper beschrieben wird, bilden sich unkompensierte
atomare Übergänge. Diese beginnen mit dem Einfangen eines
freien Elektrons durch einen geladenen Atomkern und enden mit der Absorption
eines energetischen Photons (für Wasserstoff und zweifach ionisiertes
Helium typischerweise im Lyman-Kontinuum) unter der Freisetzung eines Elektrons.
Zwischenzeitlich kann das eingefangene Elektron unter Freisetzung von mehreren
Photonen zu niedrigeren Atomniveaus gelangen. Dieser Prozess hat die Tendenz,
den Überschuss an energetischen Photonen zu reduzieren, und produziert
Lichtquanten dort, wo sie auf Grund der intrinsischen y-Abweichung
fehlen (siehe Abb. 1). Auf diese Weise ist es möglich in jedem Durchgang
mehrere niederenergetische Photons je absorbiertem energetischen Photon zu
produzieren (siehe Abb. 2).
Wissenschaftler des MPA haben vor kurzem die kosmologische
Rekombinationsstrahlung auf Grund von Wasserstoff und
zweifach ionisiertem Helium für den Fall berechnet,
dass der CMB anfänglich eine y-Abweichung aufweist.
Es konnte gezeigt werden, dass sich sogar für y~10-7-10-5
die resultierende Rekombinationsstrahlung stark von dem normalen kosmologischen
Rekombinationsspektrum unterscheidet und dass die Unterschiede auch von dem
Zeitpunkt der Energieinjektion abhängen. Dies ist in Abbildung 3 dargestellt.
Am stärksten fällt auf, dass die Amplitude der Rekombinationsstrahlung
sowohl bei niedrigen, als auch bei hohen Frequenzen stark beeinflusst wird.
Ausserdem taucht bei hohen Frequenzen eine Emissions-Absorptions-Signatur auf,
welche gänzlich fehlt, wenn der CMB bis zum Ende der Rekombinationsepoche
(z~800) ein Schwarzköperspektrum hätte.
Das wäre ein klarer Hinweis auf eine ungewöhnliche frühe
thermische Geschichte des Universums.
Wie schon früher diskutiert
(Aktuelle Forschung Juli 2007),
für Messungen bei niedrigen Frequenzen sollte
man die CMB Helligkeit an verschiedenen Frequenzen
vergleichen. Daher ist es aus Sicht des Beobachters wichtiger,
dass auch die spektrale Variabilität des CMB Spektrums
stark von den Details der Energieinjektion abhängt.
In Abbildung 4 zeigen wir die variable Komponente im CMB
Spektrum für den Fall, dass eine einzige Energiefreisetzung
bei z=8000 stattfand. Man kann deutlich sehen, dass
sich die resultierende Rekombinationsstrahlung stark von
dem normalen Rekombinationsspektrum (Kurve für y=0) unterscheidet.
Abschliessend kann man daher sagen, dass obwohl die hier diskutierten spektralen Details sehr klein sind, deren Beobachtung sollte es erlauben zu sagen, ob die intrinsische Abweichung des CMB Spektrums vor oder nach der Rekombinationsepoche aufgetreten ist, eine Frage die vielleicht anders nicht beantwortet werden kann.
J. Chluba and R.A. Sunyaev
Publications
Jens Chluba, Rashid Sunyaev
"Pre-recombinational energy release and narrow features in the CMB spectrum"
submitted to A&A,
arXiv:0803.3584
Jose Alberto Rubino-Martin, Jens Chluba and Rashid Sunyaev
"Lines in the cosmic microwave background spectrum from the epoch of cosmological helium recombination"
accepted by A&A,
arXiv:0711.0594
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