Neue Grenzen für spektrale Verzerrungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds
Das Spektrum des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB), die Strahlung aus dem sehr frühen Universum, ist eine fast perfekte Schwarzkörperstrahlung. Das CMB-Spektrum wurde vor etwa 25 Jahren mit hoher Präzision vom FIRAS Experiment auf dem Satelliten COBE gemessen. Das FIRAS-Experiment konnte dabei keine Abweichungen von einem Planck- oder Schwarzkörperspektrum erkennen und gab Obergrenzen für die spektralen Verzerrungen an, d.h. die Abweichungen von einem Planck-Spektrum, die durch die zwei Parameter "y" und "μ" parametrisiert wurden.
Neue Karte des y-Parameters über den gesamten Himmel. Der Bereich in der Mitte des Bildes, mit der Ebene unserer Milchstraße, wurde nicht analysiert. Eine Reihe von großen Galaxienhaufen ist markiert.
Die Verzerrungen vom Typ "y" ergeben sich durch die Compton-Streuung von Photonen des CMB an freien Elektronen bei höheren Temperaturen, wie sie im heißen Intracluster-Medium (ICM) in Galaxienhaufen zu finden sind. Insbesondere tritt die y-Typ Verzerrung dann auf, wenn der Energieaustausch zwischen Elektronen und Photonen sehr ineffizient ist. Beispielsweise wird in Galaxien nur ein sehr vernachlässigbarer Anteil der Elektronenenergie auf die CMB-Photonen übertragen. Da jedoch die Elektronentemperatur um viele Größenordnungen höher ist als die des CMB (1 bis 10 Millionen Grad Kelvin vgl. mit einige Grad Kelvin) ist die Wirkung auf das CMB-Spektrum keineswegs vernachlässigbar und kann beobachtet werden.
Wenn der Energieaustausch von Elektronen an Photonen und umgekehrt bei der Compton-Streuung effizient ist, kann ein neues Gleichgewicht erreicht werden. Diese neue Gleichgewichtslösung ist aber kein Planck-Spektrum nicht mehr, denn ihm Energie zugeführt wurde; es handelt sich um ein allgemeineres Bose-Einstein-Spektrum, das sich vom Planck-Spektrum durch das Vorhandensein eines nicht verschwindenden chemischen Potentials unterscheidet. Der Parameter μ ist nun genau die Größe dieses chemischen Potentials, dividiert durch Temperatur. Beide Größen haben die Einheit von Energie, so dass der Parameter dimensionslos ist.
Derartige Bedingungen, unter denen der Energieaustausch zwischen Elektronen und Photonen effizient ist, finden sich im frühen Universum, wenn Dichte und Temperatur von Photonen und Elektronen viel höher ist als die Temperatur des CMB heute. Beide Verzerrungen wurden durch Sunyaev und Zeldovich bereits 1969 und 1970 vorhergesagt. FIRAS setzte Grenzen für die Durchschnittswerte dieser Parameter im Universum mit y<10-5, μ<10-4.
25 Jahre später, haben jetzt Wissenschaftler am MPA beschlossen, erneut einen Blick auf diese Grenzen im Licht der neuen Daten des Planck-Satelliten und des South Pole Telescopes (SPT) zu werfen, die beide eine wesentlich höhere Empfindlichkeit als FIRAS besitzen aber eine viel kleinere Anzahl an Frequenzkanälen. Im Gegensatz zu FIRAS, sind Planck und SPT unempfindlich gegenüber der absoluten Intensität der Strahlung, sondern messen die Veränderung der Intensität, während das Teleskop den Himmel scannt.
Planck und SPT können daher nur Informationen über die Amplitude des fluktuierenden Teils der spektralen Verzerrungen liefern, ein konstanter Beitrag hebt sich auf. Dies ist jedoch kein Problem, da dieser schwankende Teil im Standardmodell der Kosmologie den dominierenden Beitrag zum durchschnittlichen y-Parameter liefert. Darüber hinaus kann der μ-Parameter schwanken, wenn es eine neue Physik gibt, die im frühen Universum bei sehr hohen Rotverschiebungen (z> 5x104) inhomogen Energie einbringt. Ein wichtiges Szenario, das zuerst von Pajer und Zaldarriaga vorgeschlagen wurde, ist die Dissipation der primordialen Schallwellen in Anwesenheit von primordialen Nicht-Gaussianitäten.
Indem sie tief in die öffentlich zugänglichen Planck-Karten eintauchten, konnten Rishi Khatri und Rashid Sunyaev am MPA mit y<2.2x10-6 eine neue, sehr konservative Grenze für den durchschnittlichen y-Parameter setzen (vom schwankenden Teil), die um einen Faktor 7 stärker ist als die COBE-FIRAS-Grenze. Diese Grenze wurde mit einer neuen, (fast) vollständigen Himmelskarte der y-Verzerrung mit einem neuen Algorithmus zur Komponententrennung namens LIL berechnet, der am MPA durch einen der Autoren (RK) entwickelt wurde. Darüber hinaus konnte das Team durch die Kombination der durch die Planck- und SPT-Teams bestätigten Galaxienhaufen in beiden Proben erstmals auch eine absolute Untergrenze für die mittlere y-Verzerrung von y>5.4x10-8 angeben.
Mit dem gleichen Algorithmus LIL erstellten sie auch eine Karte des chemischen Potentials oder des μ-Parameters und platzieren die Obergrenze bei 10 Bogenminuten Auflösung bei μ<6,4x10-6, um einen Faktor 14 stärker als die COBE-FIRAS-Grenze. Durch eine Kreuzkorrelation der μ-Karte mit der CMB-Temperaturkarte, die vom Planck-Team zur Verfügung gestellt wurde, waren sie in der Lage, die Nicht-Gaussianitäten auf die Größe von maximal eins einzuschränken. Dabei quantifiziert die hier untersuchte Nicht-Gaussianität die Korrelation zwischen den ursprünglichen Dichteschwankungen auf extrem kleinen Skalen, in der Größenordnung von 1000 Parsec, mit denen auf sehr großen Skalen, etwa 1 bis 10 Giga-Parsec. Die größte Skala, die wir beobachten können, ist die Horizontgröße heute. Die μ-Verzerrung ist eine der ganz wenigen Methoden, die Nicht-Gaussianitäten in einem derart großen Skalenbereich einschränken können.
