Robert W. Wilson (2015) - Cosmic Microwave Background Radiation and its Role in Cosmology

In the first half of the 20th century other galaxies were recognized, their red shift measured and theories of the whole universe were developed. They included Big Bang and Steady State

Prior to the 20th century cosmology was really the study of objects in the universe, not the universe as a whole, or the physics of the universe as a whole. Then in 1915 Einstein published general relativity which established a theoretical framework for understanding the universe as a whole. There was one cosmological fact, the night sky is dark. However, Einstein understood that the universe was static, and he introduced the cosmological constant to make general relativity in some sense capable of having a static universe. He was ignoring the fact that the night sky is dark because in such a universe wherever you look there will eventually be a star in that direction, if it's infinite. The night sky would be very bright. As we'll see it turned out not to be the case that the universe is static. People have claimed that Einstein called that his greatest blunder. It's not clear that he actually did. In 1925, using Cepheid variables, Hubble showed that the Andromeda nebula and other similar nebulae or nebulous objects were not part of the Milky Way galaxy, but were actually at a much larger distance. This greatly expanded our idea of the size of the universe. Hubble went on measuring these objects, looking at the frequencies of lines in them and gathering data. Meanwhile, in 1927, Lemaître proposed a theory of an expanding universe based purely on general relativity and not on observations. The first Hubble diagram looked sort of like a standard astronomical scatterplot, except that he drew a straight line through it because the expectation was the universe should be the same anywhere. And so the expansion should be a linear thing and it ought to be a straight line. Well, there are other problems here. Hubble didn't sample a very large region and the Hubble constant he developed was 5 times too large, so that the universe was shown to be younger than geologists understood the earth is - which is not a very satisfactory situation. (Laughter) Meanwhile Bondi, Gold, and Hoyle developed the steady state theory which actually would allow such a situation because the scale of the universe is simply an exponential expansion. And you could actually have objects older than the scale of the universe in that case. As time went on Vera Rubin and Fritz Zwicky, noticing the motions of stars in galaxies and galaxies in clusters, saw that the velocities were high. You know, we can tell the mass of the Sun by looking at the orbit of the Earth. So you can tell the mass of the galaxy by looking at the orbits of the stars. They saw that there had to be much more mass than one could understand from the starlight we were seeing. Let's see how do I make this thing work? That was where the idea of dark matter showed up. Now, switching subjects a little bit, John Pierce was a polymath at Bell Labs. He wrote the book on electron beams, he contributed to communication theory with Shannon, he started probably the first computer music group and programme. And he wrote science fiction under the pseudonym J.J. Coupling. I think it was probably this latter activity which caused him to write a paper on the possibility of having ... Let's see I'm having a little trouble with this thing. Of having ... I've got something I have to setup. Of having communication satellites. This isn't working the way it does on my Mac. Anyway, in 1957, when Sputnik went up, he was immediately interested. And in 1958 when NASA proposed to put up the Echo balloon, Bell Labs jumped on it and said, "We want to use that as a first communication satellite." It would have a very weak return signal, because a wave hitting the sphere will be distributed in all directions. However, they could get enough return to actually have at least one voice channel. So Bell Labs proposed using Echo for that just to get into the business of making Earth stations and so forth. Since the signal was going to be weak, they decided to use two Bell Labs inventions to have a very sensitive receiver system. A ruby traveling-wave maser which was the lowest noise amplifier, cooled with liquid helium only about 4 Kelvin of noise temperature. Since, if they use that with a regular parabolic antenna, there would be enough pick-up from the ground around to have much more noise. They would build a very large horn-reflector antenna which would, as you can see from the shape of this, the receiver which is in the cabin there, I don't know if this how ... Anyway, is very well shielded from the ground. Both models in measurements and calculation show that there would be very little ground pick-up with such an antenna. In 1957 I went to Caltech to get a PhD. Of course, Sputnik was launched at my first semester at Caltech. It seemed important but I didn't realize how important it was to me. The next semester I actually joined a radio astronomy group there. They had just finished the major construction of the first Owens Valley interferometer. I started taking astrophysics courses. My one cosmology course was taught by Sir Fred Hoyle and philosophically I really liked the steady state theory. At that time Allan Sandage at Caltech measured the Hubble constant to be about 50 and Gerard de Vaucouleurs at the University of Texas measured it at about 100. They would argue with each other, if they had simply averaged their 2 values they would have gotten about the right value. But anyway, these things were unknown to almost a factor of 2. In my thesis I used one of the large antennas to make a map of the Milky Way. I did that by pointing to the west of the Milky Way, letting the Earth's rotation scan the beam of the antenna through the Milky Way. If you look in the control room there you won't see any computers, there's a chart recorder. The pen of the chart recorder would go along and as we got to the Milky Way it would go up and then it will go back down on the other side. Later I rip off the chart, take a meter stick, draw a baseline and measure up from there. This of course has to be wrong because we're inside the Milky Way. Any direction we look we're going to be seeing something from it, but fortunately for my thesis the Milky Way is very thin compared to its diameter, so I got my PhD. After finishing it and a one year postdoc, I took a job at Bell Labs at Crawford Hill. You can see the 20 foot horn-reflector up there at the top of the picture. Arno Penzias had been hired a year or so earlier. He had done a radio astronomy thesis at Columbia with Charly Townes. Why did Bell Labs hire two radio astronomers? I think if they probably told the management that we'd be good at understanding large antennas receiving systems, what happens when we look through the atmosphere. I think there were two other things going on. First of all Art Crawford who was our first department head and who had supervised the building of the 20 foot horn-reflector, had come to Bell Labs in 1928, at the same time as Karl Jansky. And Karl Jansky, as you know, discovered radio astronomy, if that's the right word. They had a room together and there was a feeling at Bell Labs that his discovery was not followed-up very well, and maybe it was time for Bell Labs to do something for radio astronomy. Also Art and others there were very proud of what they had actually been able to put together, and wanted to see this nice receiving system used for something more than just one brief satellite experiment. Arno and I knew about the low noise capabilities and the possibility of calibrating the 20 foot horn-reflector. It seemed like a way to do science that no one else is doing, if I may quote one of the titles here. Always a very important thing to try to do. After I was there, Arno and I got together and set out a series of plans, things we wanted to do. The first one was to measure the absolute brightness of one source. This would be actually a service to the astronomy community and to the satellite community because you could check out an Earth station by measuring the signal to noise ratio on CasA. Second one, was to look for a halo of radiation around the galaxy, in other words fix up my thesis. It also had the advantage that it was looking into something which had not been measured before. The highest frequency at which such a measurement had been made was about 400 megahertz. We were going to start out at 4 gigahertz, then build a comparable system at 1.4 gigahertz or 21 centimetres, and among other things patch up Arno's thesis of looking for hydrogen in clusters of galaxies. I think all of our projects were using the unique capabilities of the 20 foot horn-reflector. Arno made a liquid helium cooled reference noise source and I put the radiometer together to be able to compare it. Our idea was to start out at 4 gigahertz where we thought the galactic halo had to be very small, we could make a null measurement there and then shift to the other frequency where we expected to see something. When we got it all together it was actually a considerable disappointment. Does this make ... yes. Oops, it also shifts. We have the liquid helium cool load here with power increasing to the right and the helium itself is 4.2 Kelvin. Using all these numbers down here we could calculate that the terminal temperature, the wave guided room temperature, was about 5 Kelvin. And here is the antenna looking straight up with an absolute minimum of atmospheric radiation and pick-up from the ground. It was definitely hotter than the liquid helium, it was over 7 degrees. Excess noise in systems had been seen at Bell Labs before but we had a direct confrontation with the antenna because we were comparing it directly to the helium. By this time Dave Hogg and I had measured the gain of the 20 foot horn-reflector for the CasA measurement. So Arno and I spent the next 9 months understanding our receiver, seeing that we could calibrate it in several waves and they all gave the same answer. During this time the excess 3.5 Kelvin kept showing up. Every time we weren't looking at something we knew about, there was always the extra 3.5 Kelvin. Then at one point we heard about the possibility of microwave radiation left over from a hot big bang from the Gravity Group at Princeton. There's an interesting story but I don't have time to tell it today. Dicke was a physicist who had worked with microwaves in the Second World War for the radar effort and then got interested in gravity. Gravity caused him to think about a big bang universe, and we thought about it being very hot but expanding. He realized that the radiation would cool and it would be microwaves now. He got a couple of people to work on this. Anyway, Arno and I by this time had eliminated everything we could think of which might be the source of our extra antenna noise. We believed in physics, whatever was coming out had to come from somewhere, but we had no idea. We were happy to have some explanation but at that point I think cosmology had hardly ever explained anything and we were not so sure about the cosmology. We ended up writing 2 separate papers, we wrote a 1.5 page paper about our measurements and the Princeton people wrote a rather longer paper about big bang cosmology or big bang universe. However, the interpretation of the radiation as being from the big bang was rather quickly accepted. The big bang in rough outline: we start off with a very hot early universe. Was maybe quark-gluon plasma, particle-antiparticle pairs are created and annihilated. And it's expanding rapidly, cooling rapidly at about 10^-11 seconds. The energies get down to the level were comparable to accelerator energy. We can actually start to understand the physics, at about a microsecond baryons form and as it cools off a little more, the particles and antiparticles all annihilate and there can be no more generation of the pairs. Remarkably, we're left over with about 1 part in 10^10 of the original set of particles as matter rather than antimatter. At least we call it matter. At the time of a few minutes neutrons and protons can get together to form a deuterium, tritium, helium and a bit of lithium. The next interesting thing is at about 380,000 years: neutral atoms can form. The protons and electrons get together, become neutral, the universe becomes transparent. The radiation that existed then has travelled unimpeded until we see it now. In the early stage, when all of this annihilation occurred, the universe was very heavily dominated by radiation, but at about this point it became matter-dominated. They were left with minor fluctuations and structure in the universe developed from that. Here we are looking at our universe with a lot structure. After about a year there had been several points on the Rayleigh-Jeans part of the black body curve but no indication of the turnover that has to occur in a black body spectrum. It was only in the '70s that that occurred. Then in 1990 a remarkable spectrum was published by the COBE satellite. This is both a theoretical curve and the points they measured with error bars are entirely within the blue line. It was, I think, a very remarkable measurement of a black body curve, way beyond the peak. When we started out, what we said was that the extra temperature is about the same everywhere we look. The COBE satellite, as George knows well, did a lot more than just the spectrum. By this time people knew that we were actually moving through the radiation field, and that in the direction we were moving there should be a slight blue shift and in the other direction a red shift, so there's a dipole component to the radiation. George and his people were successful in removing this and this and getting this picture where we have a little bit of residual from the galaxy, but we see definite evidence of inhomogeneity and structure in the early universe. This was quite a relief to theorists because if that hadn't been there it would very hard to understand why we are here. There just shouldn't be much structure. Later the WMAP satellite did a much better job of this and people started fitting theories to it. We started seeing what I think John Peoples called „precision cosmology“ where we were actually getting numbers, not with a factor of 2 error, but with several decimal points of accuracy. Meanwhile optical astronomers were measuring the structure in the more recent universe. The structure they measure is quite consistent with what you expect from the early picture of the universe. Meanwhile the Hubble diagram has been extended. Down here in this little yellow spot is the original place where the original one was. Here in 1995 one has a remarkably good linear expansion that one could be quite happy with. In 2004 as we heard Saul Perlmutter say on Monday, suddenly there was a disturbance, it was no longer linear. The universe, while its expansion was slowing down earlier is now expanding. But he talked about that, so I'll leave that alone today. Everything seemed to fit fairly well. We have bright matter that we see being only a tenth of a percent of the mass of the universe. About 4% of ordinary matter, dark matter. And 23% of some other kind of material that we don't understand, non-baryonic dark matter. These components can be seen in both the motion of stars and galaxies and in gravitational lensing, the two measurements agree. Then we have 73% of dark energy, which I'll get to in a moment. But there had been some nagging problems from the beginning. First one being that if we look in two different directions and measure, we get essentially the same temperature. But if you go back in this sort of symbolic thing with time, the radiation released here and here was from regions that had never been in causal contact. Why were they essentially the same? Second, if you start out the universe with something other than exactly the critical density, then the expansion will be very different. Here we have a 24 digit number for the density at one nanosecond after the big bang. If we increase the density by one in the least significant digit, the expansion is slowed down by gravity so much that a structure never develops and we don't occur. If you go the other direction, the expansion goes so fast that, again, we couldn't be here. The explanation of this came about when Alan Guth heard a talk by Dicke about the density problem and he had the basic ideas of cosmic inflation. He then heard from his colleagues about the uniformity problem and realized that inflation would solve that also. In 1980 he proposed it, and then there were developments since then. The idea is that by taking a tiny bit of the universe and having an inflation, then the properties of that tiny bit of the universe are changed into our whole universe. And not only that, the density will exponentially approach the critical value. After 60 e-folding times we will have what could become our present universe. The problem with this, of course, is that it requires new physics, a metastable state of the vacuum so that this inflation can occur. But inflation invokes quantum fluctuations which can seed the structure of the universe. This is the picture the Planck satellite made which is somewhat better than the WMAP satellite. Here we have measured values of the spectrum essentially of this picture. The predicted values with a 6 parameter fit of cosmic inflation, followed by big bang expansion. It seems like a remarkable fit of theory to data. Furthermore, the measurement of optical astronomers of the distribution of matter in the present universe is quite consistent with this. Although highly successful the inflationary paradigm represents a vast extrapolation from well-tested regimes of physics, in both quantum fluctuations at 10^16 GEV and time scales less than 10^-32 seconds. Something we don't know really very much about. But inflation also predicted more. There should be polarization of the cosmic background radiation. I don't think I have time to explain how that occurs but there are two modes, a fairly simple one called E-mode, because it looks like electric fields. And one that depends on a curl that's called B-mode because it's sort of like magnetic fields. The E-mode has been measured. It pretty much has to be what it is if the Planck picture is correct and, indeed, those fit together very nicely. The B-mode is another factor of 10 less intense and it turns out very difficult to measure. It's a unique prediction of cosmic inflation, resulting from quantum fluctuations, and as I said, very weak. The idea is that during the inflation there are density waves which, at the time when the cosmic microwave background is separated from the matter, cause the picture that we see from the Planck satellite. There are also gravitational waves stochastically generated because of quantum gravity. They expand ... in principle one might be able to detect them in the modern universe but they're entirely too weak. But at this time they, due to the distortion of space, should have imprinted the polarization on the cosmic microwave background radiation. Last year the BICEP2 organization announced a measurement of B-mode polarizations. It then turned out, the Planck satellite people who had measured dust in our galaxy, the foregrounds showed that the dust could explain a lot of what they actually measured, it could generate the same B-mode polarization. Then eventually the 2 groups got together and actually compared the data. The result now is that most of what the BICEP2 people saw is probably dust, however, the most likely value is actually positive for the primordial B-mode polarization. We very much need better measurements of both the dust and the actual B-mode polarization. Those experiments are ongoing. The BICEP people are improving theirs, I think Planck is probably at the end of what they can do. But there are several other experiments measuring at several frequencies that should be able to make the separation. I can tell you that those 2 guys in 1965 didn't know how important the CMB would be. I feel extremely lucky that I had a job at Bell Labs where I could take technology developed for communications and apply it to radio astronomy. And that I got into astrophysics and cosmology at a time when it was a very young science but poised to blossom as technology improved and we were able to do more. As you gathered there was no real Aha moment in the discovery of the Cosmic Microwave Background radiation. There was a long period of trying to identify the problem. And the importance of the CMB only became obvious later as experiments and theory one after the other improved, so that we understand what it can tell us and actually can measure it. Looking back I feel good that we did our job right, that's very satisfying. It's very satisfying to see what has come of all of this. If you go outside some of these photons are going to hit you but your skin is not the same of kind of detector as our antenna. Thank you.

Vor dem 20. Jahrhundert war Kosmologie eigentlich die Studie von Objekten im Universum, nicht vom Universum als Ganzes oder der Physik des Universums als Ganzes. Im Jahre 1915 veröffentlichte Einstein dann seine allgemeine Relativitätstheorie, die einen theoretischen Rahmen zum Verständnis des Universums als Ganzes einführte. Es gab eine kosmologische Tatsache, und zwar dass der Himmel nachts dunkel ist. Einstein verstand jedoch, dass das Universum statisch ist und er führte die kosmologische Konstante ein, damit die allgemeine Relativität auf gewisse Weise ein statisches Universum haben konnte. Er ignorierte die Tatsache, dass der Himmel nachts dunkel ist, da es in einem solchen Universum, egal wo man hinschaut, schließlich immer einen Stern in dieser Richtung gibt, wenn es unendlich ist. Der Himmel wäre nachts sehr hell. Wie wir sehen werden stellte sich heraus, dass das Universum nicht statisch ist. Leute behaupten, dass Einstein dies als seinen größten Fehler bezeichnete. Es ist nicht klar, ob er dies tatsächlich tat. Im Jahre 1925 zeigte Hubble mithilfe der Cepheid-Veränderlichen, dass der Andromeda-Nebel und andere ähnliche Nebel oder nebulöse Objekte nicht teil der Milchstraßengalaxie waren, sondern sich tatsächlich viel weiter weg befanden. Dies erweiterte unsere Idee bezüglich der Größe des Universums immens. Hubble fuhr dann fort, diese Objekte zu messen, sich die Frequenzen der Linien darin anzusehen und Daten zu erfassen. Währenddessen schlug Lemaître 1927 die Theorie eines expandierenden Universums vor, jedoch rein auf Basis der allgemeinen Relativität und nicht aufgrund von Beobachtungen. Das erste Hubble-Diagramm sah wie ein standardmäßiges astronomisches Streudiagramm aus, außer dass er eine gerade Linie hindurch zog, da erwartet wurde, dass das Universum überall gleich ist. Deshalb sollte die Expansion linear verlaufen und eine gerade Linie darstellen. Nun gibt es hier aber noch andere Probleme. Hubble bemusterte keinen sehr großen Bereich und die Hubble-Konstante, die er entwickelte, war 5 Mal zu groß, sodass das Universum jünger als das von Geologen vermutete Alter der Erde angezeigt wurde - Währenddessen entwickelten Bondi, Gold und Hoyle die Steady-State-Theorie, die eine solche Situation tatsächlich erlauben würde, da die Skala des Universums einfach eine exponentielle Expansion ist. Und die Objekte können in diesem Fall tatsächlich älter sein als die Skala des Universums. Später bemerkten Vera Rubin und Fritz Zwicky die Bewegungen der Sterne in Galaxien und der Galaxien in Clustern und sahen, dass die Geschwindigkeit hoch war. Sie wissen, dass wir die Masse der Sonne bestimmen können, indem wir uns die Umlaufbahn der Erde ansehen. Also kann die Masse der Galaxie bestimmt werden, indem wir uns die Umlaufbahn der Sterne ansehen. Sie sahen, dass es viel mehr Masse geben musste, als man es sich durch das Sternenlicht, das wir sehen, vorstellen könnte. Wie kann ich also dazu beitragen, dass dies funktioniert? Genau hier tauchte die Idee der dunklen Materie auf. Lassen Sie uns nun ein bisschen vom Thema abweichen. John Pierce war ein Universalgelehrter bei Bell Labs. Er schrieb das Buch über Elektronenstrahlen, trug zur Kommunikationstheorie mit Shannon bei und startete möglicherweise die erste Computermusikgruppe und das entsprechende Programm dafür. Außerdem schrieb er Science-Fiction-Bücher unter dem Pseudonym J. J. Coupling. Ich denke, dass wahrscheinlich diese letzte Aktivität dazu führte, dass er eine wissenschaftliche Arbeit über die Möglichkeit von... Moment, ich habe ein paar Schwierigkeiten mit diesem Ding. Möglichkeit von... Ich muss etwas einrichten. Möglichkeit von Kommunikationssatelliten schrieb. Dies funktioniert nicht so wie auf meinem Mac. Jedenfalls war er sofort interessiert, als im Jahr 1957 Sputnik ins All geschossen wurde. Und 1958, als die NASA vorschlug, den Echo-Ballon ins All zu schießen, meldete sich Bell Labs und sagte, dass "Wir ihn als ersten Kommunikationssatelliten verwenden möchten". Er würde ein sehr schwaches Rücksignal haben, da eine Welle, die auf eine Kugel trifft, in alle Richtungen verteilt wird. Jedoch kam genug zurück, um tatsächlich mindestens einen Sprachkanal zu haben. Bell Labs schlug also vor, Echo dafür zu verwenden, um in das Geschäft einzusteigen, Erdfunkstationen und ähnliches zu errichten. Da das Signal schwach sein würde entschieden sie, zwei Erfindungen von Bell Labs zu nutzen, um ein höchst empfindliches Empfangssystem zu erhalten: Den Ruby-Wanderwellenmaser, den rauschärmsten Verstärker, der mit flüssigem Helium auf nur ca. 4 Kelvin Rauschtemperatur gekühlt wird. Denn wenn sie diesen mit einer normalen Parabolantenne verwenden, würde genug vom umliegenden Boden aufgeschnappt werden, um viel mehr Rauschen zu verursachen. Sie bauten eine sehr große Hornreflektorantenne, die dann, wie sie aufgrund ihrer Form sehen können, den Empfänger in dieser Kabine hier, ich weiß nicht ob dies wie... Jedenfalls ist sie sehr gut vom Boden abgeschirmt. Mess- und Berechnungsmodelle zeigen beide, dass mit dieser Antenne nur sehr wenig vom Boden aufgenommen wird. Sputnik wurde in meinem ersten Semester am Caltech ins All geschossen. Dies war ein wichtiger Moment, aber ich ahnte noch nicht, wie wichtig er für mich war. Im nächsten Semester trat ich dort einer Radioastronomiegruppe bei. Sie hatte gerade die Hauptarbeiten am ersten Owens-Valley-Interferometer abgeschlossen. Ich begann, an Astrophysikkursen teilzunehmen. Mein einziger Kosmologiekurs wurde von Sir Fred Hoyle unterrichtet und philosophisch gesehen mochte ich die Steady-State-Theorie sehr gerne. Zu dieser Zeit maß Allan Sandage am Caltech die Hubble-Konstante auf ca. 50 und Gerard de Vaucouleurs an der Universität von Texas maß diese auf ca. 100. Sie stritten miteinander, aber wenn sie einfach das Mittelmaß der beiden Werte genommen hätten, wären sie dem richtigen Wert sehr nahe gekommen. Jedoch waren diese Dinge zu einem Faktor von fast 2 unbekannt. In meiner Doktorarbeit verwendete ich eine der großen Antennen, um eine Karte der Milchstraße zu erstellen. Dafür richtete ich die Geräte auf den Westen der Milchstraße aus und ließ die Erdrotation den Strahl der Antenne durch die Milchstraße abtasten. Wenn Sie in den Kontrollraum schauen, sehen Sie dort keine Computer, sondern einen Linienschreiber. Der Stift des Linienschreibers fährt am Blatt entlang und als wir die Milchstraße erreichten, ging er nach oben und auf der anderen Seite wieder nach unten. Später habe ich das Diagramm abgerissen, einen Meterstab genommen, eine Grundlinie eingezeichnet und ab dieser gemessen. Dies war natürlich falsch, da wir uns in der Milchstraße befinden. Egal in welche Richtung wir schauen, wir werden einen Teil davon sehen, und zum Glück für meine Doktorarbeit ist die Milchstraße im Vergleich zu ihrem Durchmesser sehr dünn, also erhielt ich meinen Doktortitel. Nach einem Jahr als Postdoktorand nahm ich einen Job bei Bell Labs in Crawford Hill an. Sie können dort den 6 m großen Hornreflektor oben auf dem Bild sehen. Ungefähr ein Jahr zuvor wurde Arno Penzias eingestellt. Er schrieb mit Charly Townes an der Columbia eine Arbeit über Radioastronomie. Wieso stellte Bell Labs zwei Radioastronomen ein? Ich denke, wenn sie dem Management erzählten, dass wir gut im Verständnis großer Antennenempfangssysteme sind, und was passiert, wenn wir durch die Atmosphäre sehen? Ich glaube, es lag noch an zwei anderen Dingen. Erstens fing Art Crawford, unser erster Abteilungsleiter, der außerdem den Bau des 6 m großen Hornreflektors überwachte, im Jahre 1928 bei Bell Labs an, zur selben Zeit wie Karl Jansky. Und Karl Jansky entdeckte, wie Sie wissen, die Radioastronomie, wenn dies der richtige Ausdruck dafür ist. Sie teilten sich einen Raum und bei Bell Labs entstand das Gefühl, dass diese Entdeckung nicht ausreichend weiterverfolgt würde und vielleicht war es für Bell Labs an der Zeit, etwas für die Radioastronomie zu tun. Außerdem waren Art und andere sehr stolz darauf, was sie dort tatsächlich zusammengestellt hatten und wollten sehen, wie dieses nette Empfangssystem für mehr als nur ein kurzes Satellitensystem verwendet wird. Arno und ich wussten über die Rauschfähigkeiten und die Möglichkeit, den 6 m großen Hornreflektor zu kalibrieren, Bescheid. Es sah nach einer Art aus, Wissenschaft zu betreiben, die kein anderer betreibt, um einen der Titel hier zu zitieren. Es ist immer sehr wichtig, dies zu versuchen. Nachdem ich ankam, traf ich mich mit Arno und wir besprachen eine Reihe an Plänen und Dingen, die wir tun wollten. Das erste war die Messung der absoluten Helligkeit einer Quelle. Dies wäre dann eine Dienstleistung für die Astronomiegemeinde und die Satellitengemeinde, da Sie eine Erdfunkstation durch das Messen des Signal-Rausch-Verhältnisses auf CasA prüfen könnten. Zweitens wollten wir uns einen Strahlungshof um die Galaxie herum ansehen oder in anderen Worten meine Doktorarbeit in Ordnung bringen. Dies hatte auch den Vorteil, dass etwas angesehen wurde, das vorher noch nie gemessen worden war. Die höchste Frequenz, mit der eine solche Messung durchgeführt worden war, lag bei 400 Megahertz. Wir wollten bei 4 Gigahertz starten und dann ein vergleichbares System mit 1,4 Gigahertz oder 21 Zentimetern aufbauen und unter anderem Arnos Doktorarbeit über die Suche nach Wasserstoff in Galaxie-Clustern vervollständigen. Ich denke, dass all unsere Projekte die einzigartigen Fähigkeiten des 6 m großen Hornreflektors nutzten. Arno machte eine Referenzrauschquelle mit flüssigem Helium und ich baute das Radiometer auf, um sie zu vergleichen. Unsere Idee war, bei 4 Gigahertz zu starten, wo wir dachten, dass der galaktische Hof sehr klein sein würde. Wir könnten dort dann eine Nullmessung machen und auf andere Frequenzen wechseln, von denen wir dachten, dass wir dort etwas sehen würden. Als wir dann alles zusammen hatten, war dies tatsächlich eine erhebliche Enttäuschung. Macht es... ja. Ups, es verschiebt sich auch. Wir haben hier flüssiges Heliums mit steigender Leistung nach rechts und das Helium selbst hat 4,2 Kelvin. Mithilfe all dieser Zahlen hier unten konnten wir berechnen, dass die Klemmentemperatur, die wellengeleitete Raumtemperatur, ca. 5 Kelvin beträgt. Und hier ist die Antenne, die sich gerade nach oben richtet, mit einem absoluten Minimum an atmosphärischer Strahlung und Störungen vom Boden. Sie war definitiv wärmer als das flüssige Helium und hatte mehr als 7 Grad. Es wurde bei Bell Labs schon vorher übermäßiges Rauschen in Systemen beobachtet, aber wir wurden mit der Antenne direkt damit konfrontiert, da wir sie direkt mit dem Helium verglichen. Zu dieser Zeit hatten Dave Hogg und ich die Verstärkung des 6 m großen Hornreflektors für die CasA-Messung gemessen. Also verbrachten Arno und ich die nächsten 9 Monate damit, unseren Empfänger zu verstehen und ihn auf verschiedene Wellen zu kalibrieren, aber sie gaben uns alle dieselbe Antwort. Während dieser Zeit wurden ständig die überschüssigen 3,5 Kelvin angezeigt. Jedes Mal, wenn wir nicht etwas beobachteten, das wir bereits kannten, waren dort immer die extra 3,5 Kelvin. Dann hörten wir von der Möglichkeit von Mikrowellenstrahlung, die noch von einem heißen Urknall der Gravity Group am Princeton übrig war. Dazu gibt es eine interessante Geschichte, aber ich habe heute keine Zeit, diese zu erzählen. Dicke war ein Physiker, der im zweiten Weltkrieg für den Radaraufwand mit Mikrowellen arbeitete und dann anfing, sich für die Schwerkraft zu interessieren. Die Schwerkraft veranlasste ihn, über den Urknall nachzudenken und wir dachten, dass dieser sehr heiß und expandierend war. Er kam zu dem Schluss, dass sich die Strahlung abkühlt und jetzt in Form von Mikrowellen besteht. Er beauftragte ein paar Leute mit der Arbeit daran. Jedenfalls hatten Arno und ich zu dieser Zeit sämtliche möglichen Quellen unseres überschüssigen Antennenrauschens ausgeschlossen. Wir glaubten an Physik - was auch immer auftrat, musste von irgendwo herkommen - aber wir hatten keine Ahnung. Wir wären glücklich über die Erklärung, aber an diesem Punkt erklärte Kosmologie glaube ich fast nie etwas und wir waren uns nicht so sicher über die Kosmologie. Wir schrieben schließlich 2 getrennte wissenschaftliche Arbeiten sowie eine 1,5-seitige Arbeit über unsere Messungen und die Leute von Princeton schrieben eine längere wissenschaftliche Arbeit über die Urknallkosmologie oder das Urknalluniversum. Die Interpretation, dass die Strahlung vom Urknall stammte, wurde ziemlich schnell akzeptiert. Der Urknall sehr grob dargestellt: wir beginnen mit einem sehr heißen frühen Universum. In dem vielleicht Quark-Gluon-Plasma und Teilchen-Antiteilchen-Paare erzeugt und ausgelöscht wurden. Und es dehnt sich schnell aus und kühlt sich schnell mit 10^-11 Sekunden ab. Die Energie sinkt auf ein Niveau ab, auf dem es mit Beschleunigungsenergie verglichen werden kann. Wir können tatsächlich beginnen, die Physik zu verstehen, wenn sich ca. eine Mikrosekunde Baryons formen und während es sich ein bisschen mehr abkühlt werden alle Teilchen und Antiteilchen ausgelöscht und es wird keine Generationen der Paare mehr geben. Bemerkenswerterweise sind noch ca. 1 Teil pro 10^10 des ursprünglichen Satzes an Partikeln als Materie anstelle von Antimaterie übrig. Zumindest nennen wir es Materie. Innerhalb weniger Minuten können sich Neutronen und Protonen zusammentun, um Deuterium, Tritium, Helium und ein bisschen Lithium zu bilden. Die nächste interessante Sache geschieht nach ca. 380.000 Jahren: neutrale Atome können sich formen. Die Protonen und Elektronen können sich zusammentun, neutral werden und das Universum wird transparent. Die Strahlung, die zu diesem Zeitpunkt existierte, reiste ungehindert, bis wir sie jetzt sehen können. Im frühen Stadium, als all diese Paarvernichtung auftrat, wurde das Universum sehr stark von Strahlung dominiert, aber ungefähr zu diesem Zeitpunkt wurde es von Materie dominiert. Es waren geringfügige Schwankungen übrig und die Struktur im Universum entwickelte sich daraus. Hier sehen wir unser Universum mit viel Struktur. Nach ungefähr einem Jahr gab es verschiedene Punkte auf dem Rayleigh-Jeans-Teil der Schwarzkörperkurve, aber kein Anzeichen des Wendepunkts, der in einem Schwarzkörperspektrum auftreten muss. Dieser trat erst in den 70ern auf. Im Jahre 1990 wurde dann ein bemerkenswertes Spektrum vom COBE-Satelliten veröffentlicht. Dies ist eine theoretische Kurve und die Punkte, die mit Fehlerbalken gemessen wurden, liegen komplett innerhalb der blauen Linie. Meiner Meinung nach war dies eine äußerst bemerkenswerte Messung einer Schwarzkörperkurve, weit über den Spitzenwert hinaus. Als wir anfingen, sagten wir, dass die extra Temperatur überall dort, wo wir hinschauen, ungefähr gleich ist. Der COBE-Satellit, wie George weiß, brachte uns mehr als nur das Spektrum. Zu dieser Zeit wussten die Menschen, dass wir uns tatsächlich durch das Strahlungsfeld bewegen und dass sich in der Richtung, in die wir uns bewegen, eine leichte blaue Verschiebung und in der anderen Richtung eine rote Verschiebung befinden sollte, also gibt es eine Dipolkomponente für die Strahlung. George und seine Kollegen entfernten diese erfolgreich und erhielten dieses Bild, indem wir ein paar Rückstände der Galaxie haben, aber wir sehen einen definitiven Beweis für die Inhomogenität und die Struktur des frühen Universums. Dies war eine Erleichterung für Theoretiker, denn wäre sie nicht da gewesen, wäre es schwer zu verstehen gewesen, warum wir hier sind. Es konnte einfach nicht viel Struktur geben. Später lieferte der WMAP-Satellit viel bessere Messwerte und Menschen fingen an, Theorien damit zu verknüpfen. Wir fingen an zu sehen, was John Peoples glaube ich als "Präzisionskosmologie" bezeichnete. Hier erhalten wir tatsächlich Zahlen, nicht mit einem Fehler um den Faktor 2, aber mit einer Genauigkeit von mehreren Dezimalstellen. Währenddessen maßen optische Astronomen die Struktur des aktuelleren Universums. Die gemessene Struktur ist relativ konsistent mit der, die von einem frühen Abbild des Universums erwartet wird. Zwischenzeitlich wurde das Hubble-Diagramm erweitert. Hier unten in diesem kleinen Punkt ist der originale Raum, wo das ursprüngliche war. Hier im Jahre 1995 hat man eine bemerkenswert gute lineare Expansion, mit der man relativ glücklich sein kann. Wie wir am Montag von Saul Perlmutter hörten, gab es 2004 eine Störung und sie war nicht länger linear. Das Universum, dessen Expansion sich vorher verlangsamte, dehnt sich jetzt aus. Aber er hat das schon erklärt, deshalb gehe ich heute nicht weiter darauf ein. Alles schien relativ gut zu passen. Wir haben eine helle Masse, die wir sehen können, und die nur ein Zehntel eines Prozents der Masse des Universums darstellt. Ca. 4% gewöhnliche Materie, dunkle Materie. Und 23% einer anderen Art an Material, die wir nicht verstehen, nämlich nicht baryonische dunkle Materie. Diese Komponenten können in der Bewegung der Sterne und Galaxien und im Gravitationslinseneffekt gesehen werden, die zwei Messungen sind sich einig. Dann haben wir 73% dunkle Energie, über die ich gleich noch spreche. Es gab aber von Anfang an ein paar anhaltende Probleme. Erstens, wenn wir in zwei verschiedene Richtungen sehen und messen, erhalten wir im Wesentlichen dieselbe Temperatur. Aber wenn wir zurück in diese Art Symbolik mit der Zeit gehen, wurde die Strahlung hier und hier von Regionen abgegeben, die niemals in kausalem Kontakt waren. Warum waren diese im Wesentlichen gleich? Zweitens, wenn das Universum mit etwas anderem als exakt der kritischen Dichte begonnen wird, ist die Ausdehnung sehr verschieden. Hier haben wir eine 24-stellige Zahl für die Dichte eine Nanosekunde nach dem Urknall. Wenn wir die Dichte um Eins in der am wenigsten wichtigen Stelle erhöhen, wird die Expansion von der Schwerkraft so stark gebremst, dass sich niemals eine Struktur entwickelt und wir nicht entstehen. Wenn wir in die andere Richtung gehen ist die Expansion so schnell, dass wir wieder nicht hier wären. Die Erklärung dafür entstand, als Alan Guth sich einen Vortrag von Dicke über das Problem der Dichte anhörte und dann die grundlegende Idee einer kosmischen Inflation hatte. Er hörte dann von seinen Kollegen vom Gleichförmigkeitsproblem und stellte fest, dass eine Inflation dieses ebenso lösen würde. Die Idee ist, dass wenn ein kleines bisschen des Universums genommen wird und eine Inflation verursacht wird, sich dann die Eigenschaften dieses kleines Bisschens des Universums zu unserem gesamten Universum ändern. Und nicht nur das; die Dichte nähert sich dann exponentiell dem kritischen Wert. Nach 60-maliger e-Fachung haben wir dann, was unser gegenwärtiges Universum werden würde. Das Problem damit ist natürlich, dass es eine neue Physik benötigt, einen metastabilen Zustand des Vakuums, damit diese Inflation auftreten kann. Aber eine Inflation beruft sich auf Quantumfluktuationen, die die Struktur des Universums säen können. Dies ist das Bild des Planck-Satelliten, der um einiges besser ist als der WMAP-Satellit. Hier haben wir gemessene Werte des essentiellen Spektrums dieses Bildes. Die vorhergesagten Werte mit einer 6-Parameter-Methode der kosmischen Inflation, gefolgt von einer Urknallausdehnung. Sieht nach einer bemerkenswerten Übereinstimmung der Theorie mit den Daten aus. Außerdem ist die Messung optischer Astronomen der Verteilung der Materie im aktuellen Universum relativ konsistent damit. Obwohl es höchst erfolgreich ist stellt das inflationäre Muster eine enorme Extrapolation von gut geprüften Systemen der Physik in Quantumfluktuationen bei 10^16 GEV und Zeitskalen von weniger als 10^-32 Sekunden dar. Dies ist etwas, von dem wir nicht viel wissen. Aber die Inflation sagte noch mehr voraus. Es sollte eine Polarisierung der kosmischen Hintergrundstrahlung geben. Ich denke nicht, dass ich die Zeit habe zu erklären, wie diese auftritt, aber es gibt zwei Modi: einen recht einfachen namens E-Modus, da er wie elektrische Felder aussieht. Und einen, der von einer Windung abhängt und B-Modus genannt wird, da er an magnetische Felder erinnert. Der E-Modus wurde gemessen. Es muss eigentlich dieser sein, wenn das Planck-Bild korrekt ist und diese beiden passen tatsächlich sehr gut zueinander. Der B-Modus ist um einen weiteren Faktor von 10 weniger intensiv und sehr schwierig zu messen. Er ist eine einzigartige Voraussage der kosmischen Inflation, ist ein Ergebnis der Quantumfluktuationen und ist, wie ich bereits sagte, sehr schwach. Die Idee ist, dass es während der Inflation Dichtewellen gibt, die, als der kosmische Mikrowellenhintergrund von der Materie getrennt war, das Bild verursachen, das wir vom Planck-Satelliten aus sehen. Es gibt auch stochastisch erzeugte Schwerkraftwellen aufgrund der Quantenschwerkraft. Sie dehnen sich aus... im Prinzip kann man sie im modernen Universum entdecken, aber sie sind viel zu schwach. Aber mittlerweile sollten sie aufgrund der Verzerrung des Weltraums die Polarisierung auf der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung abgedruckt haben. Letztes Jahr kündigte die BICEP2-Organisation eine Messung der B-Modus-Polarisierungen an. Es stellte sich dann heraus, dass die Kollegen vom Planck-Satelliten, die den Staub in unserer Galaxie maßen, entdeckten, dass die Vordergründe zeigten, dass der Staub eine Menge dessen erklären könnte, was sie eigentlich maßen und dieser dieselbe B-Modus-Polarisierung erzeugen könnte. Die 2 Gruppen setzten sich dann schließlich zusammen und verglichen die Daten. Das Ergebnis ist nun, dass das meiste, das die BICEP2-Leute sahen, wahrscheinlich Staub ist, der plausibelste Wert jedoch positiv für die ursprüngliche B-Modus-Polarisierung ist. Wir brauchen auf jeden Fall bessere Messungen für den Staub und die B-Modus-Polarisierung. Diese Experimente finden gerade statt. Die BICEP-Leute verbessern ihre und ich denke, dass Planck wahrscheinlich am Ende dessen angelangt sind, was sie tun können. Aber es gibt einige andere Experimente, die mit verschiedenen Frequenzen messen, die eine Unterscheidung möglich machen sollten. Ich kann Ihnen sagen, dass diese 2 Männer im Jahre 1965 nicht wussten, wie wichtig der CMB sein würde. Ich hatte großes Glück, dass ich einen Job bei Bell Labs hatte, wo ich die Technologie für Kommunikationen nehmen und sie für die Radioastronomie anwenden konnte. Und dass ich mich zu einer Zeit mit Astrophysik und Kosmologie beschäftigte, als diese Wissenschaft noch sehr jung war, aber die stark aufblühte als die Technologie besser wurde und wir mehr tun konnten. Wie sie bestimmt festgestellt haben, gab es keinen wirklichen Aha-Moment bei der Entdeckung der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung. Der Zeitraum, indem das Problem identifiziert wurde, war sehr lange. Und die Wichtigkeit des CMB wurde erst später deutlich, als die Experimente und Theorien besser wurden, damit wir verstehen konnten, was uns CMB sagen kann und wie wir diese tatsächlich messen können. Rückblickend muss ich sagen, dass ich ein sehr gutes Gefühl habe, dass wir unsere Arbeit richtig gemacht haben, das ist sehr zufriedenstellend. Es ist auch sehr befriedigend zu sehen, was sich alles daraus entwickelt hat. Wenn Sie nach draußen gehen, werden einige dieser Photonen Sie treffen, aber Ihre Haut ist nicht dieselbe Art Detektor wie unsere Antenne. Vielen Dank.

Robert W. Wilson (2015)

Cosmic Microwave Background Radiation and its Role in Cosmology

Robert W. Wilson (2015)

Cosmic Microwave Background Radiation and its Role in Cosmology

Abstract

In the first half of the 20th century other galaxies were recognized, their red shift measured and theories of the whole universe were developed. They included Big Bang and Steady State. Arno Penzias and I found the Cosmic Microwave Radiation (CMB) in 1964 and it was interpreted as thermal radiation left over from a hot big bang, ruling out other theories. In the 50 years since then, observations have improved so that the CMB gives a detailed picture of the universe at the age of about 380,000 years. That combined with the 3D distribution of galaxies gives high confidence in the standard model of the universe. The Big Bang must have been started in a very specific way and Cosmic Inflation is thought to explain how that happened. More evidence supporting Inflation may soon be available from the CMB.

Content User Level

Beginner  Intermediate  Advanced 

Cite


Specify width: px

Share

COPYRIGHT

Content User Level

Beginner  Intermediate  Advanced 

Cite


Specify width: px

Share

COPYRIGHT


Related Content