Astronomie

Ist das Universum für CMB makroskopisch transparent? Ist der von Sternen und Staub abgefangene Bruchteil so klein, dass er keinen Korrekturfaktor hat?

Ist das Universum für CMB makroskopisch transparent? Ist der von Sternen und Staub abgefangene Bruchteil so klein, dass er keinen Korrekturfaktor hat?

Hintergrund

Die Frage Warum wandern einige elektromagnetische Wellen weiter, während andere verschwinden? ist interessant, und zusätzlich zu der dortigen Antwort habe ich angefangen zu schreiben:

Dies ist eine ergänzende Antwort auf die Antwort von @ConnorGarcia anhand des Beispiels in der Frage. Es ist nicht sehr genau, aber es beantwortet einen Teil der Frage:

Die kosmische Hintergrundstrahlung, die ausgestrahlt wurde, als das Universum noch sehr jung war, existiert immer noch. Aber mein WLAN-Signal scheint in kurzer Entfernung von meiner Wohnung zu verschwinden. Warum?

Stellen Sie sich vor, Sie laufen mitten durch eine Stadt mit einem Empfänger, der 900 MHz bis 5 GHz empfangen kann. Es wird Ihnen sagen, dass Sie sich in einer "Suppe" von Radiophotonen befinden; Egal wo du hingehst Innerhalb die Stadt wirst du…

und dann merkte ich, dass ich nicht wusste, wovon ich rede.

Frage

Stattdessen würde ich gerne nach folgendem fragen:

Ich denke, dass CMB-Photonen als "reine Photonen" kurz nach dem Urknall angesehen werden, anstatt absorbiert und erneut emittiert und thermalisiert zu werden, und ich erinnere mich, dass ich kürzlich eine Antwort hier oder in Physics SE gelesen habe, die besagt, dass ein gemessenes CMB-Spektrum ( in eine beliebige Richtung) mit einer Planck-Verteilung mit dem Emissionsgrad Eins versehen ist; es gab keinen "Fudge" oder Skalierungsfaktor für die gemessene absolute spektrale Strahldichte.

Aber jetzt finde ich diese Antwort nirgendwo!

Zusammen schlagen mir die das vor makroskopisch das Universum ist für CMB im Wesentlichen transparent, und der von Sternen und Staub zwischen uns abgefangene Bruchteil ist so winzig, dass kein Korrekturfaktor erforderlich ist.

Frage: Habe ich das richtig?


Lassen Sie mich zu Erics ausgezeichneter Antwort einen kleinen Nachtrag hinzufügen.

CMB-Photonen interagieren hauptsächlich mit Materie über die Streuung von Elektronen in Plasmen. Nach der Rekombination (Rotverschiebung $sim 1100$, etwa 370.000 Jahre nach dem Urknall), war die baryonische Materie des Universums überwiegend nicht ionisiert, so dass es keine freien Elektronen gab, um CMB-Photonen zu streuen. Aber ab einer Rotverschiebung von etwa 10 (einige hundert Millionen Jahre später) begann etwas, die H- und He-Atome zu "reionisieren", bis der größte Teil des Universums durch eine Rotverschiebung von etwa 6 (etwa eine Milliarde .) wieder ionisiert wurde Jahre nach dem Urknall). (Unter diesem „Etwas“ wird im Allgemeinen die UV-Strahlung der ersten Sternengenerationen verstanden, die durch die UV-Strahlung aktiver Galaxienkerne unterstützt wird.)

CMB-Photonen, die durch das reionisierte Universum reisen, können mit den Elektronen im reionisierten Plasma wechselwirken – meistens früher, da das expandierende Universum das Plasma verdünnt und es den Photonen erschwert, auf ein Elektron zu treffen. Für Elektronen in Plasmen mit Temperaturen von $sim 100.000$ K oder weniger (das ist der größte Teil des Universums!), dies nimmt die Form der Thomson-Streuung an, die den Nettoeffekt hat, die Pfade der Photonen zu ändern und ihre Polarisation zu erhöhen; der erstere Effekt führt zu einem leichten Unschärfeeffekt. Es ändert jedoch nicht die Gesamtverteilung der Photonenenergien, und daher bleibt das Spektrum des CMB-Schwarzkörpers unberührt. Wie die Physik-Stackexchange-Antwort durch Pela-Notizen ist, wird dieser Effekt als Teil der Analyse des CMB berechnet, und die aktuellen Schätzungen sind eine optische Gesamttiefe $ au$ (von der Rekombination zu uns) von $sim 0.06$, was bedeutet, dass nur $sim 6$% der CMB-Photonen werden auf diese Weise gestreut.

In massereichen Galaxienhaufen ist das intergalaktische Plasma jedoch dichter und heisser, mit Temperaturen erreichen $sim 10$ Millionen K oder höher. Elektronen mit solchen Temperaturen bewegen sich mit erheblichen Bruchteilen der Lichtgeschwindigkeit und streuen Photonen in einem Prozess, der als inverse Compton-Streuung bezeichnet wird. Dies beinhaltet die Ablenkung und Polarisation, die bei der Thomson-Streuung beobachtet werden; aber im Durchschnitt auch steigert die Photonenenergien. Dies hat den Effekt, dass die beobachtete CMB-Temperatur zu etwas höheren Werten verschoben wird. Dieser "Sunyaev-Zeldovich (SZ)-Effekt" wurde tatsächlich gemessen und wird für einige kosmologische Berechnungen verwendet. Da jedoch nur ein sehr kleiner Teil des Volumens des Universums in Form von Galaxienhaufen vorliegt, hat dies einen sehr geringen Gesamteffekt; die optische SZ-Tiefe durch einen massiven Haufen beträgt nur $sim 0,01$, so dass auch dort nur etwa 1% der Photonen betroffen sind.


Die CMB-Photonen reisen zum größten Teil direkt von der Oberfläche der letzten Streuung zu unseren Teleskopen. Einige Korrekturen müssen vorgenommen werden, um die Schwarzkörpernatur des Spektrums zu bestimmen, aber sie sind keine Korrekturen für Absorption der Photonen.

Die beiden Hauptkorrekturen werden durch diese COBE-Bildsequenz deutlich gezeigt:

(von hier).

Erstens verzerrt die Bewegung von uns als Beobachtern relativ zum Restsystem des CMB seine Eintemperatur-Schwarzkörperform, wodurch er in eine Richtung heißer und in die entgegengesetzte Richtung kühler erscheint.

Sobald diese entfernt ist (durch eine himmelspositionsabhängige Frequenzverschiebung), wird der Vordergrund Emission der Milchstraße sichtbar wird (mittleres Bild), und das muss modelliert und abgezogen werden. Der Staub in unserer Galaxie ist im Durchschnitt heißer als der CMB, daher kann sein Beitrag durch Beobachtung über einen Wellenlängenbereich gut gemessen werden, und er ist natürlich am stärksten auf die galaktische Ebene konzentriert.

Danach ist die verbleibende Emission (unteres Bild) die eines schwarzen Körpers mit sehr hoher Präzision, mit natürlich der verbleibenden Struktur, die uns so viele interessante Informationen über das frühe Universum liefert.

Hier ist ein Teil des wichtigsten abschließenden Absatzes von Mather et al. 1992 Papier zur Messung des Spektrums:

Das FIRAS-Spektrum der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung stimmt mit hoher Genauigkeit mit einem Schwarzkörperspektrum überein. Das CMBR-Spektrum ist das Ergebnis der Anpassung eines Modells mit einem Dipol und einer Staubkarte, die aus 240-Mikrometer-Daten abgeleitet wurde, ohne eine Region um das galaktische Zentrum herum. Die Endtemperatur beträgt 2,726 +/- 0,010 K (95% CL systematisch), wobei der Fehler von unserer Schätzung der Thermometriefehler dominiert wird.

Sie verschieben also die Emission und subtrahieren die Vordergrundemission, wenden jedoch keine Gesamtkorrektur für an Absorption der Emission.


Schau das Video: Gravitation - die Urkraft im Universum Doku Hörspiel (Dezember 2021).