Wird PLANCK unsere Sicht auf das Weltall verändern?

9. Juli 2009 von Andreas Müller in Allgemein

Am 14. Mai 2009 katapultierte eine Ariane-5-Rakete zwei wichtige wissenschaftliche ESA-Instrumente ins Weltall: Herschel und PLANCK (siehe Helmuts Blog post). Herschel ist das bislang größte Weltraumteleskop (der 3,5m-Spiegel ist größer als "Hubble" mit 2,4 m Durchmesser) und dient der Infrarotastronomie. PLANCK wird wie seine Vorgänger Cosmic Background Explorer (COBE) und Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) die kosmische Hintergrundstrahlung außerhalb der Erdatmosphäre am ganzen Himmel messen – allerdings mit deutlich verbesserten Instrumentenleistungen.

 

BILD: Hier war PLANCK noch im warmen, irdischen Labor am 26.02.09. Unter der glänzenden Abdeckung sind die hochempfindlichen Messinstrumente (Credit: ESA-CNES-Arianespace / Optique Vidéo du CSG - L. Mira)

Hintergrundstrahlung? - Wir erinnern uns
Die kosmische Hintergrundstrahlung ist das Älteste, was Astronomen messen können. Es ist ein Relikt aus einer Epoche etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall bzw. bei einer kosmologischen Rotverschiebung von z = 1100 oder einfach nur gepflegte 13,69 Mrd. Jahre alt. Diese Strahlung ist vom Typus her thermisch, also Wärmestrahlung, und stammt von den ersten leichten Elementen im Kosmos, im Wesentlichen Wasserstoff und Helium, die eine Temperatur von gut 3000 Grad (vor Ort) hatten.
Durch die kosmische Expansion wird diese "Mutter aller Strahlungsformen" extrem rotverschoben und landet bei nur etwa 3 Grad Kelvin, wenn wir sie bei uns vor der irdischen Haustür beobachten. Astronomen beobachten sie als Mikrowellenhintergrund, daher CMB für cosmic microwave background. Das schwache Glimmen ist am ganzen Himmel noch sichtbar und eine der festen Säulen des Urknall-Modells. Zeigen Sie an den Himmel und schreien Sie "Da war der Urknall!" – Egal, wohin Sie zeigen: Sie werden Recht haben!

Ein richtig cooler Satellit
Der PLANCK-Satellit wiegt so viel wie zwei Kleinwagen (1,9 Tonnen) und hat Abmessungen von 4,2 Metern Höhe und 4,2 Metern Durchmesser. PLANCK besteht aus zwei Messinstrumenten: Während das Hochfrequenzinstrument (High Frequency Instrument, HFI) mit 0,1 Kelvin wirklich cool ist, bringt es das Niederfrequenzinstrument (Low Frequency Instrument, LFI) auf angenehm frische 20 Kelvin.

BILD: Der PLANCK-Satellit als künstlerische Darstellung mit Strahlengang auf Primär- und Sekundärspiegel (Credit: ESA)

BILD: Ein durchsichtiges Modell des Horn- und Empfängersystems. Die röhrenförmigen Gebilde sind Hornantennen, die für unterschiedliche Frequenzen empfindlich sind. Die großen Hörner gehören zum LFI, die kleinen zum HFI. (Credit: ESA/AOES Medialab)

Am 2. Juli hatte der PLANCK-Satellit seine Betriebstemperatur erreicht: -273,05 Grad Celsius, das sind nur 0,1 Grad über dem absoluten Nullpunkt! Kälter geht es wohl kaum. Wozu so extrem cool bleiben? Nun, die Kälte reduziert die Bewegungen der vielen Teilchen in den Messapparaturen und davon gibt es genug, nämlich ca. 10^23 pro Kubikzentimeter. Bei der extremen Kälte zappelt da fast nichts mehr und das durch Wärme verursachte Rauschen in den Messgeräten reduziert sich auf ein Minimum. PLANCK ist so bereit, um die echten Daten aus dem Weltall zu messen.
Der Nachteil: Das Kühlmittel, flüssiges Helium, wärmt sich mit der Zeit im Weltall auf, so dass die Lebensdauer von PLANCK begrenzt ist (Ein ähnliches Schicksal ist beim Weltraumteleskop Spitzer aktuell zu beobachten.). 15 Monate sind geplant – vielleicht reicht’s auch für etwas mehr. In dieser Zeit wird PLANCK mit 500 Mrd. Einzelmessungen (pointings) den ganzen Himmel nach der Hintergrundstrahlung abtasten. Am Ende resultiert daraus eine Himmelskarte der Hintergrundstrahlung ("CMB map"). Die komplette Himmelsphäre wird auf eine Ellipse abgebildet, ein Vorgang der Mollweide-Projektion genannt wird. Die folgenden Bilder belegen deutlich in ihrer zunehmenden Schärfe die wissenschaftlichen Leistungssprünge von COBE über WMAP zu PLANCK.

BILD: CMB-Karte - Von COBE zu WMAP (Credit: NASA)

 

BILD: Detailreiche, computersimulierte PLANCK CMB map (Credit: Cantalupo et al., UC Berkeley)

Gesucht: Ein schwaches, allgegenwärtiges Glühen
PLANCK will die kosmische Hintergrundstrahlung messen, die zwar überall am Himmel existiert, aber durch zahlreiche andere Himmelsobjekte und weitere Effekte verdeckt wird. Die Hintergrundstrahlung ist schwach und mit ca. 2,72 Kelvin sehr, sehr kalt. Da sind die oben genannten 0,1 Kelvin der Messinstrumente gerade kalt genug, um das schwache Himmelsglimmen jagen zu können.
PLANCK wird versuchen die 412 Lichtteilchen der Hintergrundstrahlung, die es pro Kubikzentimeter gibt, herauszufischen. Die Instrumente sind für Strahlung zwischen 27 und 1000 GHz empfindlich. UKW-Sender wie "Antenne Bayern" liegen mit bei 0,1 GHz deutlich darunter. PLANCK wird kein Radio hören, aber den Anfang von allem sehen. Ausgedrückt in Wellenlängen erstreckt sich dieser Bereich jenseits des sichtbaren Lichts zu langen Wellenlängen hin; präzise gesagt von etwa einem Drittel Millimeter bis einem Zentimeter, d.h. vom fernen Infrarot bis in den Mikrowellenbereich.

Die Natur macht es uns nicht leicht, die Karte der Hintergrundstrahlung zu sehen. Die erste Schwierigkeit: Unsere Heimatgalaxie bewegt sich relativ zum Rest des Universums. Somit macht es einen Unterschied, ob wir in oder entgegengesetzt zu dieser Bewegungsrichtung in den Kosmos schauen. Denn durch den Doppler-Effekt wird die Hintergrundstrahlung in Bewegungsrichtung blauverschoben und entgegengesetzt rotverschoben. Allein dieser Effekt bewirkt eine Temperaturschwankung der Hintergrundstrahlung im Bereich von Tausendstel Grad. Er verschmiert damit die kosmologisch interessanten Temperaturschwankungen der Hintergrundstrahlung, die im Bereich von nur Millionstel Grad liegen. Diesen Bewegungseffekt (genannt Dipol-Anisotropie) muss man deshalb natürlich berücksichtigen und heraus korrigieren. Umgekehrt kann man die Bewegungsgeschwindigkeit bequem messen: Sie beträgt ungefähr 370 km/s oder 1,3 Mio. km/h bzw. gut 1 1000 Mach. Die Erde rast mit mehr als tausendeinfacher, irdischer Schallgeschwindigkeit durch den Kosmos!
Die zweite Schwierigkeit: Es gibt zahlreiche andere Himmelsquellen, die im gleichen Wellenlängenbereich strahlen, z.B. der Staub in unserer Milchstraße, Punktquellen oder intergalaktisches Gas außerhalb der Milchstraße. Diese anderen Quellen müssen vom gemessenen Himmelsbild abgezogen werden, damit die Hintergrundstrahlung sichtbar wird. Die folgenden Bilder zeigen die Messdaten mit und ohne Signal der Milchstraße. In der Darstellung (ein Falschfarbenbild) tritt die Milchstraße deutlich als leuchtend roter Balken im Vordergrund hervor.

BILD: Die Sequenz zeigt (gemessen mit COBE) die Temperaturkarte der Hintergrundstrahlung inklusive Dipol-Anisotropie (oben), nach Abzug dieser Dipol-Anisotropie und inklusive leuchtender Milchstraße (Mitte) und schließlich die reine CMB-Karte nach Abzug der Störeffekte  (Credit: J. Mather, COBE, NASA)

Die Erforscher der Hintergrundstrahlung sind unglaublich geschickt, um all diese Störeffekte heraus zu rechnen. Das nächste Bild zeigt eine so genannte Maske, die über das gemessene Rohsignal "gelegt" wird. In der Maske sieht man die Störungen durch den Staub der Milchstraße (horizontaler, schwarzer Balken), viele kleine, einzelne Himmelsquelle (schwarze Punkte und Flecken) sowie den Bewegungseffekt der Milchstraße (ausgedehnte, diffuse Schattierungen links unten und rechts oben).

BILD: CMB-Maske aus einem Papier von Chluba & Sunyaev (2004)

Die dritte Schwierigkeit: Die Hintergrundstrahlung machte sich in einem Universum auf den Weg, in dem es noch keine Sterne oder Galaxien gab. Diese entstanden einige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall und machten dann der Hintergrundstrahlung Probleme. Denn die Lichtteilchen der Hintergrundstrahlung wurden an dem Material (vor allem an Elektronen) in den Galaxien gestreut und dabei veränderten sie ihre Energie. Die vielen Himmelskörper verschmieren demnach das viel ältere Hintergrundsignal. Dieser so genannte Sunyaev-Zel’dovich-Effekt ist das gravierendste Problem in der Analyse der Hintergrundstrahlung.

Und wo wir gerade bei Effekten sind: Das primordiale Gas, dass durch seine Hitze die Hintergrundstrahlung abstrahlt, weist geringe Dichteunterschiede auf. Das bewirkt somit ein leicht variierendes Schwerefeld, aus dem die Hintergrundstrahlung startet. Lichtteilchen verlieren Energie, wenn sie gegen die Gravitation ankämpfen (Gravitationsrotverschiebung). Dieser Effekt, dass die Hintergrundstrahlung gegen die Schwerkraft des Urgases Energie verliert, heißt Sachs-Wolfe-Effekt. Der physikalische Grund für die Dichtefluktuationen im Urgas ist die Inflation. Sie hat die mikroskopischen Quantenfluktuationen (die es prinzipiell immer gibt) auf makroskopische Dichtefluktuationen "aufgeblasen".

Bringen wir das doch mal auf den Punkt, und ich muss zugeben, dass das ziemlich abgefahren klingt: "Unser riesiges Universum ist eine ins Makroskopische aufgeblasene, eigentlich ursprünglich quantenhafte Struktur, in der sich selbst reflektierende Wasserbeutel mit bipedaler Fortbewegung leben, in deren Adern in Sternen fusioniertes Eisen fließt!"   

Beweis der Wärmestrahlung
Nach Abzug aller Störeffekte kann man die Intensität der Strahlung über ihrer Wellenlänge oder Frequenz darstellen. Mit dem COBE-Satelliten wurde ein wunderschönes Spektrum produziert, das keinen Zweifel daran lässt, dass die Hintergrundstrahlung thermischen Ursprungs ist. Das Spektrum (unten dargestellt)  folgt "wie auf Schienen" einer sog. Planck-Kurve eines Strahlers der Temperatur 2,725 Kelvin. Man beachte die winzigen Fehlerbalken der Messung, die mit WMAP noch weiter reduziert werden konnten.

BILD: CMB-Spektrum von COBE/FIRAS (Credit: Ed Wright, UCLA)

Lesen in der Karte
Wie  man Landkarten liest, ist klar, aber wie liest man die CMB maps? Es gibt darauf weder Straßen, noch Kontinente oder Ozeane. Die Karte zeigt winzige Temperaturschwankungen der Hintergrundstrahlung, die im Bereich von 10 Millionstel Grad liegen. Diese Schwankungen sind winzig; zum Vergleich: Der Anblick eines klaren, blauen Himmels, weist deutlich größere Schwankungen auf!

Profi-Analyse mit Winkel-Leistungsspektrum
Die Profis nutzen eine andere Darstellung als die ovale Hintergrundkarte. Sie betrachten sog. Winkel-Leistungsspektren (engl.  angular power spectra). Im Prinzip steckt darin die gleiche Information wie in der ovalen CMB map, nur ist sie präziser dargestellt. Beliebige Verteilungen einer skalaren Größe (wie der Temperatur) auf einer Kugeloberfläche können in bestimmten Funktionen dargestellt werden, die an die Kugelform angepasst sind. Das sind die Kugelflächenfunktionen. Jede dieser Funktionen kann parametrisiert werden durch ein Multipolmoment l. Je größer l ist, umso feinere Strukturen können in der Karte mathematisch angenähert werden. Überlagert man nun die Verteilungen mit verschiedenen l-Werten, können beliebige Verteilungen auf Kugelflächen dargestellt werden; so auch eine Temperaturverteilung einer Strahlung am kugelförmigen Himmel.  Nun sieht man komischerweise im Leistungsspektrum Spitzen bei bestimmten Werten von l. Warum?


 
BILD: WMAP-Leistungsspektrum (Credit: WMAP, NASA)

Diese stehen in Zusammenhang mit Schwingungen im Urgas (Peebles 1968). Die oben erwähnten Dichtevariationen breiten sich im Urgas als Schallwellen aus. Es gibt dabei eine Grundwelle und deren Obertöne (Oberwellen). Das nicht beliebig, sondern mit Grund- und Oberwellen schwingende Plasma ist in der Hintergrundstrahlung noch sichtbar und zwar als Spitzen bei bestimmten Multipolmomenten: Die Grundwelle ist deutlich erkennbar bei l = 220 als der sog. erste akustische Peak; die schwächer ausgeprägten Oberwellen folgen bei l = 540 (Zweiter Akustischer Peak), l = 800 (Dritter Akustischer Peak) usw. Die Hintergrundstrahlung hat im Moment der Entkopplung bei z=1100 die Informationen über die akustischen Plasmaschwingungen "huckepack" mitgenommen. Nun verraten uns diese Spitzen etwas über die Eigenschaften des fast 14 Mrd. Jahre alten Urplasmas.

Hohe Multipolmomente l stehen für kleinere Winkel. Das wird klar, wenn man im Diagramm auf die obere, horizontale Achse blickt. Bei großen Winkeln, also links, tritt die Dipol-Anisotropie auf. Bei mittleren Winkeln von etwa 1 Winkelgrad ist der erste akustische Peak, der auch als Schwankung auf der ovalen CMB-Karte bei Winkeln um einen Grad sichtbar ist. Die Schwankungen in der Substruktur liegen bei kleineren Winkeln unter einem Grad, was in der Karte nicht mehr so gut zu sehen ist. Hier erkennt man die Vorteile einer Darstellung als Leistungsspektrum.

Was kann PLANCK besser als WMAP?
PLANCK steht in der Reihe großartiger Instrumente, die der Erforschung der Hintergrundstrahlung dienten und dienen: Penzias‘ und Wilsons Hornantenne, COBE, die Ballon-Experimente BOOMERANG und MAXIMA sowie aktuell WMAP. Allerdings hat PLANCK eine 10fach bessere Empfindlichkeit und eine 3fach höhere Winkelauflösung als WMAP. Die Himmelskarte der Hintergrundstrahlung wird dadurch nochmal schärfer und detailgenauer werden – es ist wie wenn man zum Betrachten der Temperaturverteilung der Strahlung eine schärfere Brille aufsetzt. Das erlaubt eine genauere Analyse der Daten und eine Verringerung der Fehlerbalken. Die Modelle der Theoretiker für unser Universum können so abermals, jedoch mit größerer Genauigkeit getestet werden. 

Die brennenden Fragen der modernen Kosmologie

  • Wie groß sind die Anteile Dunkler Materie und Dunkler Energie?
  • Ist das Weltall unendlich oder doch endlich?
  • Welche Topologie hat das Universum? Wie ein Fußball oder ein Horn?  
  • Befinden sich Spuren der Inflation in der Hintergrundkarte?
  • Kann man mit der Karte auf erste, kosmische Gravitationswellen schließen?
  • Wie wirkt sich die Streuung der Hintergrundstrahlung an den Galaxien aus (Sunyaev-Zel‘dovich-Effekt)?
  • Rotiert das Universum wie ein Gödel-Kosmos?

Eine Lösung dieser Fragen stellen die neuen PLANCK-Daten in Aussicht.
Aber PLANCK dient nicht nur der Kosmologie, denn auch die Verteilung des kalten Staubs innerhalb der Milchstraße kann untersucht werden, ebenso wie andere Galaxien und Galaxienhaufen.

Meine persönliche Erwartung
Ich glaube, dass PLANCK kein entscheidendes Update für die Zahlenwerte von den Anteilen Dunkler Energie und Dunkler Materie im Kosmos sowie der Hubble-Konstanten bringen wird (siehe mein Blog post zu WMAP5). Aber durch die viel genauere Sicht auf die Temperaturverteilung der Hintergrundstrahlung, kann PLANCK die topologischen Eigenschaften unseres Universums untersuchen.
Auch bezüglich Inflation und ersten (primordialen) Gravitationswellen verspreche ich mir von PLANCK Durchbrüche – man darf über weitere Nobelpreise für die Hintergrundstrahlung spekulieren.
In zwei Jahren wissen wir vielleicht genau, ob unser Universum endlich oder unendlich ist – ich meine das ist doch einige Mühen und finanzielle Ressourcen wert. Wird PLANCK unsere Sicht auf das Weltall verändern? Ich erwarte ja.

Was geht und wie geht’s weiter?
Aktuell ist PLANCK in der Inbetriebnahme – "Commissioning", wie der experimentell arbeitende Physiker sagt. Die ersten wissenschaftlichen Ergebnisse werden für 2010/2011 erwartet.
PLANCK wird von der Bodenstation New Norcia in Australien kontrolliert.
Für alle, die mehr wissen wollen: Die ESA-Website von PLANCK ist wirklich gut gemacht und bietet eine Fülle von Informationen sowie den aktuellen Stand des Instruments und seiner Mission.

Die Post-PLANCK-Ära
Die Konkurrenz schläft natürlich nicht und neben PLANCK sind weitere Projekte am Start, die der Erforschung der Hintergrundstrahlung dienen werden, so u.a. CMBPOL, APEX, das South Pole Telescope (SPT) in der Antarktis und das Atacama Cosmology Telescope (ACT).

Quellen: 

 


12 Kommentare zu “Wird PLANCK unsere Sicht auf das Weltall verändern?”

  1. Matthias Antworten | Permalink

    Guter Artikel

    Vielen Dank für den tollen Beitrag, der mir als Laien die grundsätzliche Funktion/Aufgabe von PLANCK sehr anschaulich gemacht hat!
    Auf einen kleinen Fehler möchte ich jedoch hinweisen. Die Erde bewegt sich nicht mit Mach 1, sondern mit über Mach 1000 relativ zur Hintergrundstrahlung.

    Herzliche Grüße
    Matthias

  2. Andreas Antworten | Permalink

    @Matthias

    Ich danke ebenfalls! Richtig, Mach 1000 - das ist ja noch viel schlimmer (schneller)... Wird korrigiert.

    Gute Nacht,
    Andreas

  3. Martin Huhn Antworten | Permalink

    Temperatur

    0,1 Kelvin sind aber wirklich heftig. Mich wundert, daß es überhaupt so lange kühl bleibt. Das ist eine echte Meisterleistung.

  4. adenosine Antworten | Permalink

    Wie hoch ist bei so einem Einmalinstrument denn die Gefahr, dass man auf Störungen reinfällt?

  5. Michael Khan Antworten | Permalink

    @Martin Huhn

    > 0,1 Kelvin sind aber wirklich heftig. > Mich wundert, daß es überhaupt so
    > lange kühl bleibt. Das ist eine echte > Meisterleistung.

    In der Tat, es ist eine technische Meisterleistung. Von nix kommt nix - wie immer ist es die Ingenieursleistung - von der aber keiner redet - die die Messungen ermoeglicht, für die dann später einer einen Nobelpreis kriegt.

    Mehr zum Kühlsystem auf Planck hier:

    http://www.esa.int/...P/SEMLAL0YDUF_Germany_0.html

  6. Michael Khan Antworten | Permalink

    @adenosine: Messfehler

    Bei Planck reicht der Kühlmittelvorrat für mindestens 15 Monate wissenschaftlicher Missionsdauer, hoffentlich sind noch etliche Monate mehr drin.

    Das reicht für mehrfache komplette Durchmusterungen des Himmels, mit deren Hilfe man Messfehler ausgleichen kann.

  7. Michael Khan Antworten | Permalink

    *irdische Schallgeschwindigkeit*?

    Mit der Angabe von Geschwindigkeiten als Machzahl sollte man vorsichtig sein. Mir ist nicht bekannt, wie denn die "irdische Schallgeschwindigkeit" definiert ist. Diese hängt vom Aggregatzustand, von der Zusammensetzung und von der Temperatur des Mediums ab - ich nehme mal an, mit dem etwas schwammigen Begriff ist die Schallgeschwindigkeit in Luft in Bodennähe gemeint.

    Ich finde es wenig sinnvoll und auch eher verwirrend, wenn die Relativgeschwindigkeit einer Galaxie im Universum in Relation gesetzt wird zu einer - zudem auch noch schwammig definierten - Schallgeschwindigkeit in einem gasfoermigen Medium unter bestimmten Bedingungen, die mit denen der Umgebung, in der sich die Galaxie fortbewegt, gar nichts zu tun haben.

    Es ist natürlich nur eine Nebensache, die die (hohe) Qualität des Blog-Artikels keineswegs schmälert.

    Ich erwähne das nur, weil an dieser Stelle im allgemeinen Publikum eine erhebliche Verwirrung herrscht. Viele scheinen zu meinen, die Schallgeschwindigkeit sei eine feste Naturkonstante, so wie die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum.

    Vielleicht wäre es besser, den Wert von 370 km/s in Relation zur Bahngeschwindigkeit der Erde um die Sonne zu setzen ... demnach bewegt sich unsere Galaxie etwa 12mal so schnell durchs Universum wie unsere Erde um ihre Sonne.

  8. Martin Huhn Antworten | Permalink

    @ Khan

    Ich habe zwar Kältetechnik als Wahlpflichtfach gehabt, aber da ging es um ganz andere Temperaturen.

    Was ich so bisher gelesen habe müßte es sich um ein Verdünnungskryostat handeln.

    Hat eigentlich irgendwann mal ein Ingenieur ein Nobelpreis bekommen?

  9. Andreas Antworten | Permalink

    Schallgeschwindigkeit und Preise

    @Michael
    Danke, Michael, für die erklärenden und kritischen Worte. Klar, die Schallgeschwindigkeit variiert mit dem Material und dessen Beschaffenheit. Mit "irdischer Schallgeschwindigkeit" habe ich mich darauf bezogen, was die meisten Menschen darunter verstehen, nämlich die Schallgeschwindigkeit in Luft bei Raumtemperatur und Atmosphärendruck, also 343 m/s. (Exakt diese Zahl ist übrigens dafür verantwortlich, dass wir bei Gewittern nach Sichtung des Blitzes die Entfernung des Gewitters abschätzen können gemäß der Regel "Ein Kilometer Distanz pro gezählten drei Sekunden", weil 3 s x 343 m/s = 1029 m ~ 1km.) Mehr Infos zur Berechnung der Schallgeschwindigkeit z.B. auf meiner Website.

    Ich meine, dass man bei der Angabe der gemessenen Dopplergeschwindigkeit aus der Dipol-Anisotropie der Hintergrundstrahlung sehr genau hinschauen sollte. Was bedeutet diese Zahl? Es ist die Relativgeschwindigkeit des irdischen Detektors relativ zum Hintergrund. Okay. Genauer betrachtet ist diese Relativgeschwindigkeit eine (vektorielle) Summe einer ganzen Reihe von Geschwindigkeitskomponenten, nämlich der Bewegung der Erde mit ca. 30 km/s um die Sonne, der Bewegung der Sonne in der Milchstraße (nicht nur in Form einer Rotation mit ca. 250 km/s um deren Zentrum, sondern auch senkrecht dazu in Richtung des Sternbild Herkules mit 20 km/s) sowie der Geschwindigkeit der Milchstraße (genauer gesagt der Lokalen Gruppe) in Richtung Virgo-Haufen, ca. 350 km/s, und schließlich der Bewegung von Virgo in Richtung des Hydra-Centaurus-Superclusters mit ca. 310 km/s usw.

    Daraus wird klar, dass unsere Erde zusammen mit den an Lagrangepunkten geparkten Satelliten wie PLANCK eine unglaubliche komplexe Bewegung ausführt und es macht wenig Sinn, eine beliebige davon herauszupicken und mit der gemessen CMB-Dopplergeschwindigkeit zu vergleichen. Erschwerend kommt hinzu, dass wir ein Gefühl für die "irdische Schallgeschwindigkeit" haben, die auf Erfahrung beruht. Für die Erdbewegung um die Sonne haben wir keine solche Intuition.

    Apropos, die Schallgeschwindigkeit in dem im Artikel angesprochen "Urgas" aus Wasserstoff und Helium betrug satte 60% der Vakuumlichtgeschwindigkeit!

    @Martin
    Ich bedaure auch, dass die mit PLANCK verbundene Ingenieurskunst nicht mit einem Preis prämiert wird. Allerdings muss man hier klar sehen, dass der Nobelpreis für Physik für die "Science" verliehen wird und nicht für die Ingenieurskunst. Deshalb bekommt üblicherweise die Leitung des Science Teams den Nobelpreis; so geschehen bei Mather und Smoot vom COBE Science Team in 2006.
    Aber auch für Ingenieure gibt es Preise, nur dass sie eben nicht so renommiert/bekannt sind wie der Nobelpreis. Nennen könnte man hier die Stern-Gerlach-Medaille, verliehen für Experimentalphysik von der Deutschen Physikalischen Gesellschaft; den deutsche Zukunftspreis; den Innovationspreis der Deutschen Wirtschaft oder auch die Eugen-Sänger-Medaille für besondere Leistungen auf dem Gebiet der Raumfahrtwissenschaften bzw. des Raumfahrtgeräts. Wikipedia hat eine interessante Liste der Wissenschaftspreise zum Schmökern.

    Beste Grüße,
    Andreas

  10. Martin Huhn Antworten | Permalink

    @ Müller

    Ja, ich verstehe das schon. Beim Forschen weiß man vorher das Ergebnis nicht. Bei der Ingenieurskunst weiß man, daß es geht, aber noch nicht wie. Das scheint ja dann nicht so eine herausragende Leistung zu sein. Aber so scharf kann man das meines Erachtens nicht trennen. Ob das vorher wirklich so klar war mit einer Rakete zum Mond zu fliegen, dort zu landen und wieder zurück?

  11. alfred helmut Dürr Antworten | Permalink

    Art der Messung bei Planck und Herschel

    Folgende Frage habe ich auch Prof. Bartelmann beim Seminar in Stuttgart gestellt: warum kann Herschel den MWH
    nicht sehen? Obwohl beide Sonden in einem überschneidenden Wellenlängenbereich arbeiten?
    Liegt es nicht an der Art der Wahrnehmung?Das heißt:
    ob man mit einem Spektroskop (Prisma) Wellenlängen (Lambda)aufspaltet und untersucht
    und chemischen Elementen (Ionen, Atome, Moleküle) zuordnet oder
    ob man mit einer Kamera (Pixel) die Energie (E= hxf)also die Frequenz f misst? und so physikalische Größen wie
    Temperatur,u.a. ableitet ausrechnet...
    ein großer Unterschied???

  12. Klaus Lang Antworten | Permalink

    Winkel-Leistungsspektrum

    Als Laie kann ich einfach dieses Winkel-Leistungsspektrum nicht verstehen.
    Ich kann mir nicht vorstellen, welche Winkel hier vorliegen/gemeint sind.
    Wo liegen sie?
    Kann man das nicht einfach(er) erklären oder gibt es eine Graphik, die das veranschaulicht?
    Mit freundlichen Grüßen
    Klaus Lang

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