Antony Hewish

Can We Observe the Origin of Structure in the Universe?

Category: Lectures

Date: 29 June 1988

Duration: 32 min

Quality: HD MD SD

Subtitles: EN DE

Antony Hewish (1988) - Can We Observe the Origin of Structure in the Universe?

The radio astronomer Antony Hewish has lectured several times at the Lindau Meetings and this is his second lecture. In all his lectures one can hear him stress the fact that physics can learn from astronomy. From the historical point of view, considering, e.g

So for those of you who are young scientists beginning your careers in research, I hope that some of the ideas I shall be suggesting may be those places where you can find satisfying research. When you’re a young scientist, you should not be following fashionable research. The main trends in a subject as old as radio astronomy, maybe only a little, only 30 years old, but nevertheless the main lines of the subject are now quite well defined and there are schools of thought and instruments which are well established. And it is so easy to go into a conventional field where most of the spade work has been done and what remains is fascinating but nevertheless not so fundamental perhaps as some original work in another area. I believe what I’m talking about is such an area. The theoreticians are, I might say floundering, there are many confusing and conflicting ideas as I shall explain. And this is exactly the area for a young observer to enter. It is really very nice to be able to say which theories are right and which theories are wrong, and this is the aim of an observational scientist. Well, now, what are the problems in cosmology? Well, radio astronomy has had a major impact and has changed our thinking in two major ways and I can illustrate this very briefly. May I have the first slide please? Radio galaxies, the discovery of radio galaxies in the early days of radio astronomy. The moment we realised that these objects had very high redshifts, it was clear that the radio galaxies we realised that they, long ago, that they were ideal probes for investigating the past history of the universe. They are so far away that signals from them have crossed space for many, several thousand million years. A time comparable to the history of the whole universe if one believes in a Big Bang cosmology. And therefore these are ideal ways, ideal probes, which tell you something about the behaviour of the universe at an earlier phase in its history. Here you see an image of a typical radio galaxy which we made at Cambridge, using the last major radio telescope designed by Martin Ryle. He invented the technique which is now universal of aperture synthesis, which enables one to make high resolution images of these extremely distant objects. Now, what you see there is computer map of the radio emission from not such a distant radio galaxy, but you see it has a dot in the middle and if you were to look with an optical telescope in that direction you would see there a galaxy, probably an elliptical galaxy. But the radio galaxy is very much larger and it is quite clear that energy is being transported outwards along those snakelike paths and is being released in clouds at the ends where we have relativistic particles which emit the synchrotron radio emission which causes these galaxies to be detectable. Now, there is much of interest in radio galaxies still to be discovered. We do not know what the source of energy is. Probably in the centres of many galaxies we find active nuclei, compressed matter near the centre of a galaxy which may well be in the form of a black hole. And energy is being released from this in well defined directions. The energy is probably in the form of a relativistic beam of particles, most likely electron positron pairs. But whatever is the source of energy we now know roughly the physical processes which go on in a radio galaxy. It is because they are the most powerful emitters of energy in the sky that we can use them for these cosmological investigations which I mentioned. May I have the second slide? I’ll show you one more example of a radio galaxy. The next slide please. This is an even more peculiar object mapped by a radio telescope in the United States and you can see again the central dot which is the source of power. And you can see the narrow directed beams of energy which seem to be puffing clouds of particles outwards in each direction. This is typical behaviour of radio galaxies and the mystery is in that dot in the centre. When one looks with optical telescopes, one frequently sees a spot of light, these were therefore frequently called quasars, quasi stellar objects. The images I’ve shown you have been of relatively near by ones where you can see the structure quite clearly. Well, these are the typical objects, radio galaxies and what is their importance for cosmology? Well, when radio astronomy began it wasn’t certain that the universe was static in the sense that over periods of time its structure didn’t change. There was a popular cosmological theory, called the steady state cosmology, as the universe expanded, so material was created to fill the spaces. And in that sense the universe would be like a population of people, the people changing from time to time but the population remaining about the same. That was a very nice theory and was very popular. But of course, if one can look back over the history of the universe, then one is able to test this assumption, is the universe constant in time or not. And this was work started by Martin Ryle in Cambridge and elaborated by many others. It’s now very clear that the universe, as one observes it back in time, is very different from the universe today. Simply if we count the radio galaxies in the sky. This is a recent graph made by Malcolm Longair in Edinburg in the United Kingdom, and it plots simply the density, the number density of radio galaxies as one looks back from the present time here which I call now, to the beginning of the universe, perhaps around 10 to the 10, 10 billion years ago. And it is possible from the observations we have to predict that the density of these radio galaxies must have been very much higher early in the universe. We can look back over history, over roughly 9/10 of the history of the whole universe, if we take it to be a Big Bang universe, created at some instant. And as you can see the numbers increase here. At the very early phases of the universe radio galaxies were some hundred to a thousand times more numerous in a given volume of space as compared to today. The universe is evolving in a very major way and this became evident in the late 1950’s, the early 1960’s, it was clear that continuous creation, a steady state universe with no beginning or no end was impossible. It had to be evolving and of course this led straight to the so called Big Bang cosmologies which of course were models which had been much considered. Well now, radio galaxies are one of the major features of radio astronomy, but the feature I want to be talking more about today results from the discovery of Penzias and Wilson, here is their apparatus. Penzias and Wilson, as I’m sure you know, discovered that the sky was filled with a very weak background radiation corresponding to thermal radiation at a temperature of a little under 3 degrees Kelvin. Here is the apparatus they used. It looks a little strange but in fact it’s a very well designed radio telescope. It was designed not for astronomy but for satellite communication engineering. But those scientists discovered a weak radiation coming in all directions from the sky, which they could not explain in any other way than that it was an extraterrestrial signal. The antenna here you see is open to the sky and it was, inside the antenna was quite a popular place for birds to make their nests, it was a little warmer in there than outside and luckily they did not actually affect the experiment very much. Now, the only reasonable explanation it appears is that this radiation, this microwave radiation is heat radiation left over from an early hot phase of the universe. And it is immensely important in cosmology, because if one takes the models which relate to the expanding universe considered under the theory of general relativity, models of the universe such as the Einstein-de Sitter universe, expanding steadily. If we know that it is filled with this radiation, then we can compute what the universe was like at earlier times. The evolution of the universe is something now which we can consider physically in a quantitative way. And in the time available I can only hint at the structure we observe, but if we work back over the universe from the universe we see today, which is filled with galaxies and has this weak background radiation of around 3 degrees Kelvin filling it. Then at earlier times it must have been hotter. Of course if you put radiation in an enclosure, in this case the enclosure is the universe, and you compress it adiabatically, the temperature will rise and this is essentially what happens in the universe, it expands adiabatically from a hot condensed phase to a much lower temperature, lower density phase. And we can work out from the ordinary laws of physics what the matter in it must have been like. There are many problems in relating one phase to another. But if we look back from the present time to for example a few seconds from the beginning of everything, then we can relate a temperature to each time. And at a temperature, say of around 10 seconds, the temperature is around 10 to the 10 degrees Kelvin and this is the region where we can just begin to form atomic nuclei. Earlier than that, around 1 microsecond from the origin of time, I think it´s still amazing that we can discuss the physical structure of the universe in terms of conventional laboratory physics, only 1 millionth of a second after the universe was created. But nevertheless that seems to be true. At that time it was so hot, temperature of 10 to the 12 Kelvin that conglomerations of particles are no longer possible, you cannot have simple nuclei, you have to have individual particles, neutrons, protons, neutrinos and so forth. At earlier times things become harder to understand and we need more physics. The idea, the hope is that at even earlier times, like 10 to the minus 30 seconds from the beginning, there is a theory, we call it Grand Unified Theory, which accounts for all the forces in a homogenous way. There is no distinction one hopes between the fundamental forces of nature at a sufficiently early time. And this is the aim of Grand Unified Theories, which ultimately one hopes will combine quantum physics and general relativity. That of course is a goal, we are not too close to that goal. If those theories are indeed correct, the kind of theories now being formulated, then the universe went through a very exciting phase, even before 10 to the minus 30 of a second, when no normal particle would be possible. The universe can be in a state, the quantum physicists call it a false vacuum, where the vacuum energy dominates the situation. And the universe simply expands rapidly under the effect of a negative pressure. It is a strange idea but general relativity predicts that a negative pressure in the universe causes it to expand. And under those conditions it can expand increasing its energy at the same time. If you expand a volume with negative pressure, of course you gain energy and this is the way the universe may have begun. It is called the theory of inflation and is a very popular idea at present. It solves a number of problems. Now, this picture here seems maybe a little far from reality, how can be we sure that the universe is anything like our predictions, using physical theory. Well, of course there is much evidence. The period of the formation of simple atomic nuclei at a few 10’s of seconds after creation, that is something we know very well, what the physics of it is, and we can predict the quantities of light elements that will be created. And the interesting feature is that we make observations of the universe. We can calculate the amount of hydrogen, helium, lithium, deuterium and other things. And it appears that our calculations are well explained by this model of the time the universe spent in passing through at a particular density and temperature, the phase of nuclear formation. And the observations fit the theory very well and it’s rather hard to see how this general scheme could be incorrect. It’s much simpler to believe that this is how the elements originate than to dream up some other method. Of course the further back we go the harder it gets. We can’t look back beyond 1 microsecond. Well now, what is the importance of this for the radio astronomy that I was talking about? We see a universe filled with galaxies and it is sad to say that we just don’t know how those galaxies arose. Clearly in a hot expanding universe we have to have gravitational condensation of matter. And this takes a certain amount of time. Well there’s a problem and this is the experiment I should be talking about, how do we go, how do we understand the processes which operate from the beginning to 10 to the 10 years to produce the wonderful structure of the galaxies in the sky that we see today. A critical time is 10 to the 5 years after creation, which is when the simple atoms of hydrogen form, and it is at this time that the universe first becomes transparent. Clearly if photons are scattered in their passage through the universe, we can only see a blurred image. It’s rather like being inside a furnace, you do not see any structure. But when photons can travel freely across the universe, we can then begin with instruments on the ground to make cosmological observations. And the radiation we pick up now as the microwave background at a few degrees Kelvin was the radiation which was present after about 10 to the 5 years from creation when the universe had a temperature of a few thousand degrees Kelvin. Now, the interesting thing is that this radiation is amazingly constant over the sky. The radiation is constant over the sky as we see it in different directions to about, certainly better than 1 part in 10 to the 4. If we correct for the motion of our own planet through the universe. If you are in a body, if you are surrounded by black body radiation and you move through it at a certain speed, then relativity theory tells you quite clearly that the radiation will appear hotter towards the direction to which you are moving and cooler in the reverse direction. And this is very readily measurable with accurate radio telescopes. We can see that the earth, our local frame of reference, is moving through the universe at a speed of about 350 kilometres per second. It is also possible to measure the speed of the earth around the sun looking at the black body radiation, such is the accuracy of present day measurements. Well now, apart from that this is a big effect which we expect because different parts of the universe are not expanding uniformly with the Hubble expansion. They have their own motion due to perhaps the rotation of the galaxy we inhabit. And the motion of that galaxy relative to others and large scale motions, all these things. What then do we know about the large scale structure of the universe? May I have the next slide please? I don’t know if you can see this, but the universe as seen through an optical telescope is structured in the sense that the galaxies form clusters. We have a hierarchical system, I’m not sure that it fits the factual picture too well, but the stars that make the galaxies and the galaxies themselves are clustered as you see in this slide here. And the general structure of the universe on a large scale seems to be clusters of galaxies. These are the main features. If one wants to see this on a larger scale, then one has to look at pictures like this. This is the northern sky which can... And shows you a map from the famous Lick survey in the 1960’s which gives you the density, the number density of galaxies in pixel formation of just about 1 million galaxies. And the structure you see here is clearly non-uniform, it’s a little hard to specify exactly how non-uniform it is but one sees places where galaxies are clustered and places where galaxies are rather thinly spread. And this is on a structure of about, speaking astronomically 150 megaparsecs or something like 300 million light years, a few hundred million light years. This is the basic structure which the universe contains. And we know that these clusters of galaxies are gravitationally bound. We see them moving in orbits about each other and this is the structure we have to explain. Well, how does it come about? If the universe is very uniform, at 10 to the 5 years, then density concentrations have to form and condense into galaxies in the time available, which is of the order of a few times 10 to the 9 years. And this is where there’s a problem, because if we look at the large scale universe as I’ve just shown you, and ask what density fluctuations should have been present in the universe at 10 to the 5 years after creation, then it is quite clear that to allow the galaxies to form, one needs densities of the order of, density fluctuations of .1% about 1 part in 10 to the 3. And we know that the density fluctuations we can observe we know that those are 10 times, at least 10 times weaker than that. So we have no reason to see galaxies in the sky, there is not time to have made them. How can they have actually appeared? Well, we have primordial fluctuations of density which one can, certain theories can predict. But they seem to be insufficient, we seem to see insufficient of them to cause the structure of the universe observed around us. One way out of this is to suppose that there is more matter in the universe than we can currently observe. Now, we know already that, perhaps this is a bad admission for an astrophysicist, but we can only detect less than 10% of all the matter we know to exist in the sky. We see galaxies and we can infer from them the mass of the system they inhabit. And if we make extrapolations from these measurements which are not too inaccurate, we can compute that the universe contains so much total mass. Well now, when we do that we find there’s mass which is present from dynamical considerations, we see galaxies orbiting a central concentration of mass which is invisible. We know that there’s about 10 times as much mass present in clusters of galaxies as there is in the galaxies that we can see directly by stars. This is a famous problem in astrophysics, the problem of dark matter or unseen matter. But when it comes to galaxy formation we would like even more matter, because it is possible for galaxies to form if the universe contains roughly what in cosmology we call the critical density, if the average matter density is sufficient to just slow down the Hubble expansion after infinite time to zero speed, if we call that the critical density, then if we have that density it is possible to create galaxies in the time available. Because this dark matter that we don’t see can be decoupled, as we say, from the radiation. If this dark matter is in the form of exotic particles or other structures left over from this original inflation phase of the universe, then the gravitational concentrations which form into galaxies may be the result of perturbations of density of that dark matter which causes potential wells into which the neutrons and protons which make up our own galaxies actually fall. And this then becomes a possible theory. So we would like this dark matter to be present. And astronomers have worked out, I’m sorry, theoreticians have worked out what the universe might look like in the microwave background radiation at this time of about 10 to the 5 years after creation when hydrogen atoms are first possible. And this is the kind of structure one should see. It depends of course on a lot of theory and different theoreticians will have different ideas. This model is a model of Bond and Efstathiou at Cambridge, but you see that in the microwave background one should see fluctuations of brightness. They are very small, they’re on a scale of a few micro Kelvin. This is a very much elaborated picture which shows them rather enhanced. But you see in a 10 degree by 10 degree square of sky, one might expect to observe something like that, if there is dark matter causing galaxy formation. Well, that is but one theory, there are many others. We’re thinking of that particular theory, then it’s interesting to see that already observations of the microwave background are becoming important. This is the same picture as you saw before but a little more scientific perhaps in that it is in the form of a graph. We plot the temperature of the thermal fluctuations that one would expect to see in the microwave background as a function of the angular scale. And the thermal fluctuations first of all rise as the angular scale increases, and it then flattens off. This is simply because of local horizon effects which I can’t tell you about at the moment. But the predicted fluctuations for different models are shown here and there’s an observational point there, famous observations by Hewson and Wilkinson. And already it is seen that we can rule out some cosmological models by direct observation and I think this is a very important point. Models with parameters which come above this point here are clearly impossible. Well now, this is not the only way of causing galaxy formation. Theorists are very clever people, they’re always coming up with strange ideas. And one of the stranger ideas relating to Grand Unified Theories and inflation is the possibility that the universe is filled with, well maybe not filled with, but has within it cosmic strings. These are vortexes, a vortex structure, little enclosures of space time in the form of strings which could stretch across the whole visible universe or be in loops. And they are strings of false vacuum which, although they are essentially quite massive, exert no simple gravitational attraction, but in motion they cause gravitational perturbations which could stir up the medium in space to form condensations which could later become galaxies. Cosmic strings behave in a peculiar way and they distort space time in a complex fashion and I can only illustrate some results of computations here. Supposing there is such a cosmic string in space which has some shape like that, then the theoreticians tell us that it is in such a high state of tension that if the string oscillates, then the speed of the oscillations will be close to the velocity of light itself, so that we can imagine this loop lashing about with a transverse motion equal to C. Under those conditions it produces a differential redshift across it. Well, in fact it’s a blueshift. The spacetime is changed in such a way that from one side of the string to the other, when it is moving transversely, one should observe a blueshift. This will affect the microwave background radiation. And computations show that if you had such a string in the universe, its microwave background radiation would fluctuate as shown in that bottom picture. You see the characteristic change in radiation level as one goes from one side of that string to the other. Now, radio telescopes should be able to see things like this if we actually design the right instruments. That is going to be a problem because once again these differential temperatures are only of the order of a few millionths of a degree Kelvin. Which is very difficult indeed to measure. Nevertheless, I believe such things should be measurable and as you can see from the last 2 pictures, the different theories now we can begin to sort out with good observations. We can look at the angular structure of this radiation. We can see whether strings exist or not. And there is therefore a very powerful influence could be exerted on the theories. Of course the observations are by no means easy. And just to mention very briefly what some of the observation difficulties would be. The radiation comes from a redshift of about z = 1000 to the earth, it passes through clusters of galaxies in which hot electrons will scatter the background photons by the inverse Compton effect. And you will get apparent small absorption affects which have already been detected in the microwave background if the radiation passes through clusters containing hot gas, which we know to exist. Nearer home, well of course there are also a background of faint radio galaxies which will confuse the structure we are trying to observe in the background. Nearer the radiation passes through our own galaxy. There are components of radiation which have to be corrected for, that’s not impossible. Finally the radiation passes through the troposphere for radio telescopes on the ground. Radiation from clouds will also confuse these measurements and finally there’s radiation from the ground itself which is of course around 290 degrees Kelvin, which is a lot larger than 1 millionth of a degree Kelvin and that is what you´retrying to measure. So how is this going to work in practice, here is the challenge. Speaking now slightly more technically, anybody who is seeking faint signals in the presence of noise knows that there is a fundamental relationship which relates to the square root of the bandwidth of your receiving system and the time you are prepared to take over the observations. If you write down today what would be reasonable parameters for a radio telescope, which could detect 1 micro Kelvin against the microwave background radiation, the receivers have a certain noise fluctuation themselves which tends to go down as you pay more money for the receivers, but will not be much less at the moment than 50 degrees Kelvin, if one uses a bandwidth which is about as large as you can get at the right frequency which is 500 megahertz, and if the whole thing is at a frequency of about 15 gigahertz, then if you observe continuously your sky for 2 months, you will being to see the fluctuations required. Well, that’s not impossible. A PhD normally takes several years to achieve so that you have several observing times to see. But there’s another difficulty and this is where I shall be near the end of my talk, what would such a radio telescope actually look like? Well, you see the structures you're trying to find are very large in relation to most radio telescope parameters. The radio astronomers have been fighting to get high angular resolution now for 30 years. All of a sudden the requirements are quite different. You need a radio telescope which is extremely sensitive to structures of the order of minutes of arc to a degree or so as I showed you from the pictures of cosmic strings and the predictions of the inflation theory on fluctuations. What would that telescope look like? Well, it will be a cluster of instruments like this. And here is the astronomer to the same scale. It’s going to look very like conventional radio telescopes but it’s much smaller. And now the largest mapping telescope we know is the VLA in the United States, the very large array, we would call this the VSA, the very small array, this is what it would look like. Well, we believe that with observations of this sort it will be possible ultimately to measure fluctuations in the microwave background, these will be of fundamental importance, indeed they may be the only way of testing Grand Unified Theory. There is an intimate connection between the early phases of the universe and theories of particle physics, Grand Unified Theories and it could be that cosmological observations of this kind are the only way to check the theory. They are immensely important, they present a great challenge observationally and this is the kind of challenge which should be taken up by young radio astronomers today. Thank you very much.

So, für diejenigen von Ihnen, die als Nachwuchswissenschaftler ihre Karriere in der Forschung starten, hoffe ich, dass einige der Ideen, die ich vorschlagen werde, vielleicht diese Stellen sind, wo Sie Forschung, die Sie zufriedenstellt, finden können. Als Nachwuchswissenschaftler sollte man nicht der Forschung folgen, die in Mode ist. Die Haupttrends auf einem Gebiet, das so alt ist wie die Radioastronomie, vielleicht ein wenig über, vielleicht 30 Jahre alt, aber trotzdem sind die Hauptlinien des Themas gut definiert und es gibt Denkrichtungen und Instrumente, die gut etabliert sind. Und es ist so einfach in ein klassisches Feld zu gehen, wo die meiste harte Arbeit schon getan ist und was übrig bleibt ist faszinierend, aber trotzdem nicht so grundsätzlich wie vielleicht kreative Arbeit auf einem anderen Feld. Ich glaube, das, worüber ich spreche, ist ein solches Gebiet. Die Theoretiker, könnte ich sagen, quälen sich herum, da gibt es viele verwirrende und sich widersprechende Ideen, wie ich erklären werde. Und das ist genau das Gebiet wo ein junger Beobachter einsteigen sollte. Es ist wirklich richtig schön, wenn man sagen kann, welche Theorien richtig sind und welche Theorien falsch, und das ist das Ziel eines beobachtenden Wissenschaftlers. Also, was sind nun die Probleme in der Kosmologie? Nun, die Radioastronomie hat einen sehr starken Einfluss gehabt und hat unser Denken in zwei hauptsächlichen Richtungen geändert, und ich kann dies kurz illustrieren. Kann ich bitte das erste Dia haben? Radiogalaxien, die Entdeckung von Radiogalaxien in den frühen Tagen der Radioastronomie. In dem Moment, wo wir realisierten, dass diese Objekte sehr große Rotverschiebungen hatten, da war es klar, dass diese Radiogalaxien, diese beeindruckenden Bilder, die wir jetzt mit den besten, modernen Radioteleskopen bekommen können, wir realisierten, dass sie, vor langer Zeit, dass sie die idealen Sonden für die Untersuchung der Vergangenheit des Universums waren. Sie sind so weit weg, dass ihre Signale den Weltraum über viele, einige tausend Millionen Jahre durchkreuzt haben. Eine Zeitspanne, die vergleichbar ist mit der Geschichte des ganzen Universums, wenn man an die Urknallkosmologie glaubt. Und daher sind diese der ideale Weg, die idealen Sonden, die Ihnen etwas über das Verhalten des Universums in einer früheren Phase seiner Geschichte erzählen. Hier sieht man ein Bild einer typischen Radiogalaxie, das wir in Cambridge gemacht haben, und wo wir das letzte große Radioteleskop benutzt haben, das Martin Ryle entworfen hat. Er erfand die Technik der Apertursynthese, die inzwischen überall eingesetzt wird und die es ermöglicht, hochaufgelöste Bilder von diesen extrem weit entfernten Objekten aufzunehmen. Nun, was sie da sehen, ist eine Computerkartierung der Radioemission von einer nicht so weit entfernten Radiogalaxie, aber Sie sehen, da ist ein Punkt in der Mitte, und wenn man mit einem optischen Teleskop in diese Richtung schaut, würde man dort eine Galaxie sehen, vermutlich eine elliptische Galaxie. Die Radiogalaxie ist aber sehr viel größer und es ist sehr klar, dass entlang dieser schlangenartigen Pfade Energie nach außen transportiert wird und sie in Wolken am Ende freigesetzt wird, wo wir relativistische Teilchen haben, die Synchrotronstrahlung abgeben, die diese Galaxien nachweisbar machen. Nun, es gibt noch viel Interessantes in Radiogalaxien, was entdeckt werden muss. Wir wissen nicht, was die Energiequelle ist. Wahrscheinlich finden wir aktive Kerne in den Zentren von vielen Galaxien, verdichtete Materie nahe dem Zentrum einer Galaxie, was auch gut in der Form eines schwarzen Lochs sein kann. Und Energie wird von diesem in gut definierte Richtungen freigesetzt. Die Energie hat wahrscheinlich die Form eines relativistischen Teilchenstrahls, am wahrscheinlichsten Elektron-Positron-Paare. Was aber auch immer die Energiequelle sein mag, wir kennen die physikalischen Prozesse nun ungefähr, die in einer Radiogalaxie vor sich gehen. Weil sie die leistungsstärksten Sender von Energie im Himmel sind, können wir sie für diese kosmologischen Untersuchungen benutzen, die ich erwähnt habe. Kann ich das zweite Dia haben? Ich zeige Ihnen ein weiteres Beispiel einer Radiogalaxie. Bitte, das nächste Dia. Dies ist ein noch merkwürdigeres Objekt, das von einem Radioteleskop in den Vereinigten Staaten abgebildet worden ist, und man kann wieder den zentralen Punkt sehen, der die Energiequelle ist. Und man kann die dünnen, gerichteten Energiestrahlen sehen, die aussehen, als würden sie aus Teilchen bestehende Wolken in alle Richtungen ausstoßen. Dies ist ein typisches Verhalten von Radiogalaxien und das Geheimnis liegt in dem Punkt in der Mitte. Wenn man mit einem optischen Teleskop schaut, sieht man häufig einen Lichtpunkt, diese wurden daher oft Quasare genannt, quasi-stellare Objekte. Die Bilder, die ich Ihnen gezeigt habe, sind solchen von relativ nahen Objekten, wo man die Strukturen ganz klar sehen kann. Nun, dies sind die typischen Objekte, Radiogalaxien, und was ist ihre Bedeutung für die Kosmologie? Als die Radioastronomie begann, war nicht sicher, ob das Universum statisch war, in dem Sinne, dass seine Struktur sich im Laufe der Zeit nicht ändert. Es gab da eine beliebte kosmologische Theorie, Theorie des stationären Zustands genannt, die besagte, dass Materie geschaffen wird, während das Universum sich vergrößerte, um den Raum zu füllen. Und in diesem Sinne wäre das Universum wie eine Bevölkerung, die Menschen ändern sich von Zeit zu Zeit, aber die Bevölkerung bleibt in etwa erhalten. Das war eine schöne Theorie und sehr beliebt. Aber wenn man auf die Geschichte des Universums zurückblicken kann, dann kann man diese Annahme testen: Ist das Universum als Funktion der Zeit konstant oder nicht? Und dies war die Arbeit, die Martin Ryle in Cambridge begann und die durch viele andere weiter ausgebaut wurde. Es ist jetzt sehr klar, dass das Universum, wenn man es zurück in Richtung der Vergangenheit betrachtet, sehr unterschiedlich von dem Universum heute war. Einfach, indem man die Radiogalaxien im Himmel zählt. Dies ist eine kürzlich erstellte Kurve von Malcolm Longair in Edinburgh/UK, wo er einfach die Dichte, die numerische Dichte von Radiogalaxien, vom heutigen Zeitpunkt aus, die ich heute nenne, aufgezeichnet hat zurückblickend zum Beginn des Universums, vielleicht vor ungefähr 10 Milliarden Jahren. Und aus den Beobachtungen, die wir haben, kann man vorhersagen, dass die Dichte der Radiogalaxien im frühen Universum viel höher gewesen sein muss. Wir können auf die Geschichte zurückschauen, über ungefähr 9/10 der Geschichte des gesamten Universums, wenn wir ein Urknalluniversum annehmen, geschaffen zu einem Zeitpunkt. Und wie man hier sehen kann, steigen die Zahlen an. Und in den sehr frühen Phasen des Universums waren Radiogalaxien in einem gegebenen Raumvolumen hundertmal bis tausendmal so häufig verglichen mit heute. Das Universum entwickelt sich im großen Stil und dies wurde Ende der 50er Jahre, Anfang der 60er Jahre offensichtlich, es war klar, dass ein Gleichgewichtsuniversum ohne Anfang und ohne Ende nicht möglich war. Es muss sich entwickeln, und natürlich führte dies direkt zu den sogenannten Urknallkosmologien, die natürlich Modelle waren, die sehr stark in Betracht gezogen worden sind. Nun, Radiogalaxien sind eines der Hauptobjekte der Radioastronomie, aber das Merkmal, über das ich heute mehr sprechen möchte, resultiert aus der Entdeckung von Penzias und Wilson, hier ist ihre Apparatur. Penzias und Wilson, wie Sie sicher wissen, entdeckten, dass der Himmel mit einer sehr schwachen Hintergrundstrahlung gefüllt ist, die der Wärmestrahlung bei einer Temperatur von etwas weniger als 3 Grad Kelvin entspricht. Hier ist die von ihnen benutzte Apparatur. Es sieht ein wenig merkwürdig aus, aber es ist tatsächlich ein sehr gut konstruiertes Radioteleskop. Es wurde nicht für die Astronomie entworfen, sondern für die Satellitenkommunikationstechnik. Diese Wissenschaftler entdeckten aber eine schwache Strahlung, die aus allen Himmelsrichtungen kam und die sie nicht anders erklären konnten, als dass es ein außerirdisches Signal war. Die Antenne ist hier zum Himmel hin offen, und es war, Vögel liebten es, innerhalb der Antenne ein Nest zu bauen, es war ein wenig wärmer da drinnen als außen, und glücklicherweise beeinflusste dies das Experiment nicht sehr stark. Nun, es scheint, dass die einzig mögliche Erklärung ist, dass diese Mikrowellenstrahlung Wärmestrahlung ist, die von den frühen heißen Phasen des Universums übrig geblieben war. Und es ist sehr wichtig in der Kosmologie, weil wenn man die Modelle nimmt, die sich auf ein expandierendes Universum beziehen, wie es in der Allgemeine Relativitätstheorie betrachtet wird, Modelle wie das Einstein-De Sitter Universum, das kontinuierlich expandiert. Wenn wir wissen, dass es mit dieser Strahlung gefüllt ist, dann können wir berechnen, wie das Universum zu einem früheren Zeitpunkt war. Die Evolution des Universums ist jetzt etwas, was wir physikalisch quantitativ betrachten können. Und in der zur Verfügung stehenden Zeit kann ich nur die Struktur des Universums, das wir beobachten, andeuten, aber wenn wir uns zurückarbeiten im Universum von dem Universum, das wir heute sehen, das mit Galaxien gefüllt ist und eine schwache Hintergrundstrahlung von ungefähr 3 Grad Kelvin hat, die es füllt, dann musste es in früheren Zeiten heißer gewesen sein. Wenn man Strahlung in ein Gehäuse einsperrt, in diesem Fall ist das Gehäuse das Universum, und es dann adiabatisch komprimiert, dann erhöht sich die Temperatur, und das ist es im Wesentlichen, was im Universum passiert, es expandiert adiabatisch von einer heißen, kondensierten Phase zu einer Phase mit viel niedrigerer Temperatur und niedrigerer Dichte. Und mit Hilfe der normalen physikalischen Gesetze können wir ermitteln, wie die Materie darin wohl ausgesehen hat. Da gibt es viele Probleme, eine Phase mit einer anderen in Beziehung zu setzen. Aber wenn wir zurückschauen von der heutigen Zeit zu beispielsweise ein paar Sekunden nach dem Anfang von allem, dann können wir jeder Zeit eine Temperatur zuordnen. Und bei einer Temperatur von, sagen wir ungefähr 10 Sekunden, ist die Temperatur ungefähr 10 hoch 10 Grad Kelvin und dies ist die Region, wo wir gerade anfangen können, Atomkerne zu bilden. Früher als dieser Zeitpunkt, ungefähr 1 Mikrosekunde nach dem Anfang der Zeit, ich denke, dass es immer noch erstaunlich ist, dass wir die physikalische Struktur des Universums in Größen der normalen Laborphysik diskutieren können, nur 1 Millionstel Sekunde, nachdem das Universum geschaffen war. Es scheint aber trotzdem wahr zu sein. Zu dieser Zeit war es so heiß, Temperaturen von 10 hoch 12 Kelvin, dass Anhäufungen von Teilchen nicht länger möglich sind, man kann keine einfachen Kerne haben, man muss individuelle Teilchen haben, Neutronen, Protonen, Neutrinos usw. Es wird schwerer werden zu verstehen, wie die Dinge zu früheren Zeiten waren und wir benötigen mehr Physik. Die Idee, die Hoffnung ist, dass es zu noch früherer Zeit, wie z.B. 10 hoch -30 Sekunden nach dem Anfang, eine Theorie gibt, wir nennen sie die Große Vereinheitlichte Theorie, die für alle Kräfte in einheitlicher Weise verantwortlich ist. Zu einer hinreichend frühen Zeit gibt es dann, so die Hoffnung, keine Unterschiede zwischen den fundamentalen Naturkräften. Und dies ist das Ziel der Großen Vereinheitlichten Theorie, die letztendlich die Quantenphysik und Allgemeine Relativitätstheorie vereinigt, so hofft man. Das ist natürlich das Ziel, aber wir sind nicht sehr dicht vor dem Ziel. Wenn diese Theorien tatsächlich stimmen, diese Art von Theorien, die jetzt formuliert werden, dann ging das Universum durch eine sehr aufregende Phase, sogar noch vor 10 hoch -30 Sekunden, als noch kein normales Teilchen möglich gewesen wäre. Das Universum kann in einem Zustand sein, Quantenphysiker nennen es ein falsches Vakuum, wo die Vakuumenergie die Situation dominiert. Und das Universum expandiert einfach sehr schnell unter dem Einfluss negativen Drucks. Das ist eine merkwürdige Idee, aber die Allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass ein negativer Druck die Expansion des Universums bewirkt. Und unter diesen Bedingungen kann es expandieren, gleichzeitig auch seine Energie erhöhen. Wenn man ein Volumen mit negativem Druck expandiert, man gewinnt dann natürlich Energie, und auf diesem Weg könnte das Universum begonnen haben. Es wird die Theorie der Inflation genannt und ist zurzeit sehr beliebt. Es löst eine Anzahl von Problemen. Nun, dieses Bild scheint ein wenig von der Realität entfernt zu sein, wie können wir sicher sein, dass das Universum unseren Vorhersagen unter Benutzung der physikalischen Theorie auch nur ähnelt? Da gibt es selbstverständlich viele Beweise. Der Zeitraum der Entstehung von einfachen Atomkernen ein paar 10 Sekunden nach der Schöpfung, das ist etwas, was wir sehr gut kennen, was die Physik dort ist, und wir können die Mengen der leichten Elemente vorhersagen, die dann geschaffen werden. Und das Interessante ist, dass wir Beobachtungen des Universums durchführen. Und wir können die Mengen an Wasserstoff, Helium, Lithium, Deuterium und andere ausrechnen. Und es scheint so, dass unsere Berechnungen sehr gut erklärt werden mit diesem Modell der Zeit, die das Universum verbrachte, diese Phase der Atomkernerschaffung bei speziellen Dichten und Temperaturen zu durchlaufen. Und die Beobachtungen passen sehr gut zu der Theorie und es wäre sehr schwierig zu sehen, wie das allgemeine Schema falsch sein könnte. Es ist einfacher einfach zu glauben, dass die Elemente so entstanden sind, als eine andere Methode zu erfinden. Es wird natürlich umso schwieriger, je weiter wir zurückgehen. Wir können nicht weiter zurückschauen als 1 Mikrosekunde. Nun, wieso ist dies wichtig für die Radioastronomie, über die ich geredet hatte? Wir sehen ein Universum gefüllt mit Galaxien, und es ist traurig zu sagen, dass wir überhaupt nicht wissen, wie diese Galaxien entstanden sind. In einem heißen, expandierenden Universum müssen wir selbstverständlich eine Schwerkraftkondensation von Materie haben. Und die dauert eine gewisse Zeit. Hier gibt es nun ein Problem und das ist das Experiment, über das ich reden sollte, wie verstehen wir die Prozesse, die vom Anfang bis zu 10 hoch 10 Jahren arbeiten, um die wundervolle Struktur der Galaxien im Himmel zu produzieren, den wir heute sehen. Eine kritische Zeit ist die Zeit 10 hoch 5 Jahre nach der Schöpfung, das ist als sich einfache Wasserstoffatome bilden, und das ist die Zeit, wo das Universum zum ersten Mal durchsichtig wird. Es ist klar, wenn Photonen während ihres Fluges durch das Universum gestreut werden, dann können wir nur ein verschwommenes Bild sehen. Es ist, als ob man im Inneren eines Schmelzofens wäre, man sieht keine Struktur. Aber wenn Photonen sich durch das Universum frei bewegen können, dann können wir anfangen, kosmologische Beobachtungen mit Instrumenten auf dem Boden zu machen. Und die Strahlung, die wir jetzt als Mikrowellenhintergrund bei ein paar Grad Kelvin detektieren, war die Strahlung, die ungefähr 10 hoch 5 Jahre nach der Schöpfung vorhanden war, als das Universum noch eine Temperatur von ein paar tausend Grad Kelvin hatte. Nun, das Interessante ist, dass diese Strahlung erstaunlich konstant im Himmel verteilt ist. Die Strahlung ist konstant verteilt im Himmel, wenn wir sie aus verschiedenen Richtungen betrachten, mit Sicherheit besser als 1 Teil in 10 hoch 4, wenn wir Korrekturen für die Bewegung unseres Planeten durch das Universum machen. Wenn man sich in einem Körper befindet, wenn man von Schwarzkörperstrahlung umgeben ist, und sich mit einer bestimmten Geschwindigkeit durch sie hindurch bewegt, dann erzählt einem die Relativitätstheorie ganz klar, dass die Strahlung heißer erscheint in der Richtung, in die man sich bewegt, und kälter in der umgekehrten. Und das kann mit genauen Radioteleskopen sehr einfach gemessen werden. Wir können so sehen, dass die Erde, unser lokaler Referenzrahmen, sich mit einer Geschwindigkeit von ungefähr 350 Kilometer pro Sekunde durch das Universum bewegt. Es ist auch möglich, die Geschwindigkeit der Erde um die Sonne zu messen, indem man sich die Schwarzkörperstrahlung ansieht, so genau sind die heutigen Messungen. Davon abgesehen, gibt es einen großen Effekt, den wir erwarten, weil unterschiedliche Teile des Universums sich nicht gleichmäßig mit der Hubble-Expansion ausdehnen. Sie haben ihre eigene Bewegung, vielleicht verursacht durch die Rotation der Galaxie, die wir bewohnen. Und die Bewegung dieser Galaxie in Bezug auf andere und Bewegungen auf einem großen Maßstab, all diese Dinge. Und was wissen wir über die Großstruktur unseres Universums? Kann ich bitte, das nächste Dia haben. Ich weiß nicht ob man das sehen kann, aber das Universum, wie man es durch ein optisches Teleskop sieht, hat eine Struktur in dem Sinn, dass die Galaxien Haufen bilden. Wir haben ein hierarchisches System, ich bin nicht sicher, dass das dem tatsächlichen Bild sehr gut entspricht, aber die Sterne, die die Galaxien formen, und die Galaxien selbst sind gehäuft, wie man auf diesem Dia sieht. Und die allgemeine Struktur des Universums auf einem großen Maßstab scheinen Haufen von Galaxien zu sein. Das sind die Hauptmerkmale. Wenn man das in einem größeren Maßstab sehen will, dann muss man sich Bilder wie dieses ansehen. Das ist der nördliche Himmel, der.... Und zeigt Ihnen eine Kartierung der berühmten Lick Durchmusterung in den 1960er Jahren, die die Dichte, die numerische Dichte von Galaxien in Form von Pixeln von ungefähr 1 Million Galaxien wiedergibt. Und die Struktur, die man hier sieht, ist sicherlich nicht einheitlich, es ist ein bisschen schwer anzugeben, genau wie uneinheitlich es ist, aber man kann Räume sehen, wo Galaxien gehäuft auftreten, und Räume, wo sie recht dünn gesät sind. Und dies ist auf einer Struktur von, astronomisch gesprochen, 150 Megaparsek oder etwa 300 Millionen Lichtjahren, ein paar hundert Millionen Lichtjahren. Das ist die fundamentale Struktur, die das Universum enthält. Und wir wissen, dass diese Galaxienhaufen durch die Schwerkraft gebunden sind. Wir sehen, dass sie sich auf Bahnen umeinander bewegen, und das ist die Struktur, die wir erklären müssen. Nun, wie ist das entstanden? Wenn das Universum sehr gleichmäßig ist, bei 10 hoch 5 Jahren, dann müssen sich Dichtekonzentrationen bilden und sich in der Zeit, die zur Verfügung steht, in Galaxien verdichten und die Zeit liegt in der Größenordnung von 10 hoch 9 Jahren. Und das ist es, wo es ein Problem gibt, weil, wenn wir uns das Universum in großem Maßstab anschauen, wie ich es gerade gezeigt habe, und uns fragen, welche Dichtefluktuationen im Universum 10 hoch 5 Jahre nach der Erschaffung existieren sollten, dann ist es ganz klar, dass man Dichten von der Größenordnung, Dichtefluktuationen von 0,1%, ungefähr 1 Teil in 10 hoch 3 benötigt, damit sich Galaxien bilden können. Und wir wissen, dass die Dichtefluktuationen, die wir beobachten, weil sie als Fluktuationen der Helligkeit in dem Mikrowellenhintergrund in Erscheinung treten würden, wir wissen, dass sie zehnmal, mindestens zehnmal schwächer sind als diese. Es gibt daher keinen Grund, Galaxien im Himmel zu sehen, es gab nicht genügend Zeit, sie zu machen. Wie können sie dann in Wirklichkeit entstanden sein? Nun, wir haben Urfluktuationen der Dichte, die man, die bestimmte Theorien vorhersagen können. Aber sie scheinen unzureichend zu sein, wir scheinen nicht genügend von ihnen zu sehen, um die Struktur des Universums, das wir um uns beobachten, zu verursachen. Ein Ausweg wäre es anzunehmen, dass es mehr Masse im Universum gibt als wir derzeit beobachten. Nun, wir wissen schon, vielleicht ist ein schlechtes Eingeständnis für einen Astronomen, aber wir können nur weniger als 10% der Materie sehen, von der wir wissen, dass sie im Himmel existiert. Wir sehen Galaxien und können von ihnen ausgehend auf die Masse des Systems schließen, dem sie innewohnen. Und wenn wir von diesen Messungen, die nicht sehr ungenau sind, extrapolieren, können wir berechnen, dass das Universum eine Gesamtmasse von so und so viel hat. Nun, wenn wir das machen, finden wir, dass es da eine Masse gibt, die von dynamischen Überlegungen herrührt, wir sehen, dass Galaxien eine zentrale Konzentration von Masse umrunden, die unsichtbar ist. Wir wissen, dass in den Galaxienhaufen etwa zehnmal mehr Masse vorhanden ist als in den Galaxien, die wir durch Sterne direkt sehen können. Dies ist ein berühmtes astrophysikalisches Problem, das Problem der dunklen Materie oder unsichtbarer Materie. Aber wenn es um die Galaxienbildung geht, hätten wir gerne sogar noch mehr Masse, weil es möglich ist, dass Galaxien sich bilden, wenn das Universum ungefähr die Masse enthält, die wir in der Kosmologie die kritische Dichte nennen, wenn die durchschnittliche Massendichte ausreicht, um die Hubble-Expansion nach einer unendlichen Zeit auf die Geschwindigkeit null abzubremsen, wenn wir das die kritische Dichte nennen, dann ist es möglich, in der verfügbaren Zeit Galaxien zu erschaffen, wenn wir diese Dichte haben. Weil diese dunkle Materie, die wir nicht sehen, von der Strahlung abgekoppelt werden kann, wie wir sagen. Wenn diese dunkle Materie die Form von exotischen Teilchen oder anderen Strukturen hat, die von der ursprünglichen Ausdehnungsphase des Universums übrig geblieben sind, dann können die Schwerekonzentrationen, die sich in Galaxien umwandeln, das Resultat von Dichtestörungen dieser dunklen Materie sein, die Potentialmulden verursacht, in die Neutronen und Protonen, die unsere eigene Galaxie bevölkern, tatsächlich fallen. Und dies wird dann eine mögliche Theorie. Wir möchten daher, dass es diese dunkle Materie gibt. Und Astronomen, Entschuldigung, Theoretiker haben ausgearbeitet, wie das Universum aussehen könnte in der Mikrowellenhintergrundstrahlung zu dieser Zeit von ungefähr 10 hoch 5 Jahren nach der Erschaffung, als Wasserstoffatome zum ersten Mal möglich waren. Und dies ist die Art von Struktur, die man sehen müsste. Es hängt natürlich von einer Menge Theorie ab und verschiedene Theoretiker werden unterschiedliche Ideen haben. Dies ist ein Modell von Bond und Efstathiou in Cambridge, aber man kann sehen, dass man im Mikrowellenhintergrund Helligkeitsfluktuationen sehen sollte. Sie sind sehr klein, sie sind in der Größenordnung von ein paar Mikrokelvin. Dies ist ein sehr übertriebenes Bild, das sie ziemlich verstärkt zeigt. Aber man sieht, in einem Quadrat im Himmel von 10 Grad mal 10 Grad sollte man erwarten, etwas Ähnliches zu beobachten, wenn es dunkle Materie gibt, die die Galaxienbildung verursacht. Nun, dies ist nur eine Theorie, da gibt es viele andere. Wenn wir an diese bestimmte Theorie denken, dann ist es interessant zu sehen, dass Beobachtungen des Mikrowellenhintergrunds schon wichtig werden. Dies ist dasselbe Bild wie das, was Sie vorhin sahen, aber ein wenig wissenschaftlicher, vielleicht weil es in der Form einer Kurve ist. Wenn wir die Temperatur der Wärmefluktuationen zeichnen, die wir in dem Mikrowellenhintergrund als Funktion der Winkelskala zu sehen erwarteten. Und die Wärmefluktuationen werden zunächst stärker, wenn die Winkelskala wächst, und dann flacht es sich ab. Das ist einfach durch den Effekt des lokalen Horizonts, über den ich im Moment nichts erzählen kann. Aber die vorhergesagten Fluktuationen sind hier für verschiedene Modelle gezeigt, und da gibt es einen Beobachtungspunkt dort, eine berühmte Beobachtung durch Hewson und Wilkinson. Und man kann schon sehen, dass wir einige kosmologische Modelle durch eine direkte Beobachtung ausschließen können, und ich denke, das ist ein sehr wichtiger Punkt. Modelle mit Parametern, die über diesen Punkt hier hinausgehen, sind ganz klar unmöglich. Nun, das ist nicht der einzige Weg, um die Bildung von Galaxien zu verursachen. Theoretiker sind sehr kluge Leute, sie haben immer merkwürdige Ideen. Und eine der merkwürdigeren Ideen hat mit der Großen Vereinheitlichten Theorie und der Inflation zu tun, und ist die Möglichkeit, dass das Universum gefüllt ist, nun vielleicht nicht gefüllt, aber dass es in ihm kosmische Strings (Fäden) gibt. Das sind Wirbel, eine Wirbelstruktur, kleine Einschlüsse von Raumzeit in der Form von Fäden, die sich über das gesamte sichtbare Universum ausdehnen oder Schleifen bilden. Und sie sind Fäden von falschem Vakuum, die, obwohl sie im Prinzip sehr schwer sind, keine einfache Schwereanziehung ausüben, aber in Bewegung verursachen sie Schwerkraftstörungen, die das Medium im All aufrühren können um Verdichtungen zu bilden, die später zu Galaxien werden. Kosmische Fäden verhalten sich merkwürdig und sie verzerren die Raumzeit auf komplizierte Weise, und ich kann nur einige Resultate von Berechnungen erläutern. Unter der Annahme, dass es da so einen kosmischen Faden gibt, der so eine Form hat, dann erzählen uns die Theoretiker, dass es in so einem hohen Spannungszustand ist, dass dann, wenn der Faden schwingt, die Geschwindigkeit der Schwingungen nahe der Lichtgeschwindigkeit selbst sind, so dass wir uns vorstellen können, dass diese Schleife mit der transversalen Geschwindigkeit von c um sich schlägt. Unter diesen Bedingungen produziert sie eine differentiale Rotverschiebung quer dazu. Nun, eigentlich ist es eine Blauverschiebung. Die Raumzeit wird so geändert, dass von der einen Seite des Fadens zur anderen, wenn es sich senkrecht dazu bewegt, man eine Blauverschiebung beobachten sollte. Das beeinflusst die Mikrowellenhintergrundstrahlung. Und Berechnungen zeigen, wenn man einen solchen Faden im Universum hätte, seine Mikrowellenhintergrundstrahlung fluktuieren würde, wie im unteren Bild gezeigt. Man sieht die charakteristische Änderung im Strahlungsniveau, wenn man von einer Seite dieses Faden auf die andere Seite geht. Nun, Radioteleskope sollten Dinge wie dieses sehen können, wenn wir tatsächlich die richtigen Instrumente entwerfen. Das wird wieder ein Problem sein, weil wieder einmal diese differentiellen Temperaturen nur in der Größenordnung von ein paar Millionstel Grad Kelvin sind. Das ist in der Tat schwierig zu messen. Trotzdem glaube ich, dass solche Dinge messbar sein sollten und wie man aus den letzten zwei Bildern sehen kann, wir können jetzt mit guten Beobachtungen die verschiedenen Theorien auszusortieren beginnen. Wir können uns die Winkelstruktur dieser Strahlung ansehen. Wir können sehen, ob Fäden existieren oder nicht. Und da gibt es daher einen sehr großen Einfluss, der sich auf die Theorien auswirken könnte. Die Beobachtungen sind natürlich überhaupt nicht einfach. Und um nur sehr kurz zu erwähnen, was einige der Schwierigkeiten der Beobachtung sein würden: Die Strahlung kommt zur Erde von einer Rotverschiebung von ungefähr z = 1000 durch Galaxienhaufen, in denen schnelle Elektronen die Hintergrundphotonen mit Hilfe des umgekehrten Compton-Effekts streuen werden. Und man bekommt scheinbare, kleine Absorptionseffekte, die bereits im Mikrowellenhintergrund entdeckt wurden, wenn die Strahlung durch Haufen hindurchtritt, die heißes Gas enthalten und von denen wir wissen, dass es sie gibt. Näher zur Erde, da gibt es natürlich auch einen Hintergrund von schwachen Radiogalaxien, die die Struktur, die wir im Hintergrund zu beobachten versuchen, verwirren. Noch näher, passiert die Strahlung unsere eigene Galaxie. Da gibt es Strahlungskomponenten, die korrigiert werden müssen, das ist nicht unmöglich. Schließlich durchquert die Strahlung die Troposphäre, um bei den irdischen Radioteleskopen anzukommen. Strahlung von Wolken wird ebenfalls diese Messungen durcheinander bringen und schließlich gibt es noch Strahlung vom Boden selbst, die natürlich ungefähr 290 Grad Kelvin heiß ist, was viel größer ist als die 1 Millionstel Grad Kelvin, und das versuchen wir natürlich zu messen. Also wie das in der Praxis funktioniert, das ist die Herausforderung. Um nun etwas technischer zu werden: alle, die ein schwaches Signal in Anwesenheit von Rauschen suchen, wissen, dass es da einen grundsätzlichen Zusammenhang gibt, der die Beziehung zwischen der Quadratwurzel der Bandbreite des empfangenden Systems und der Zeit, die man sich für die Beobachtung nimmt, herstellt. Wenn man heute aufschreibt, was vernünftige Parameter für ein Radioteleskop wären, das 1 Mikrokelvin gegen die Mikrowellenstrahlung des Hintergrunds feststellen kann, die Empfänger haben selbst eine bestimmte Rauschfluktuation, die kleiner wird, wenn man mehr Geld für den Empfänger bezahlt, aber sie wird derzeit sicher nicht weniger als 50 Grad Kelvin sein, wenn man eine Bandbreite wählt, die ungefähr so groß ist wie man sie bei der richtigen Frequenz, das sind 500 Megahertz, bekommen kann, und wenn das ganze Ding dann bei ungefähr 15 Gigahertz ist, wenn man dann den Himmel 2 Monate lang an einem Stück beobachtet, wird man anfangen, die notwendigen Fluktuationen zu sehen. Nun, das ist nicht unmöglich. Eine Doktorarbeit dauert normalerweise mehrere Jahre, so dass man mehrere Beobachtungszeiten hat, um es zu sehen. Aber da gibt es eine andere Schwierigkeit, und hier bin ich nahe am Ende meines Vortrags, wie würde so ein Radioteleskop eigentlich aussehen? Nun, die Strukturen, die man versucht zu finden, sind sehr groß verglichen mit den Parametern der meisten Radioteleskope. Die Radioastronomen haben nun schon die letzten dreißig Jahre gekämpft, um eine große Winkelauflösung zu erhalten. Ganz plötzlich sind die Anforderungen ganz anders. Man benötigt ein Radioteleskop, das eine extreme Empfindlichkeit für Strukturen von der Größenordnung von Bogenminuten bis zu einem Grad hat oder so ähnlich, wie ich Ihnen von den Bildern von kosmischen Fäden und den Vorhersagen der Ausdehnungstheorie bezüglich der Fluktuationen gezeigt habe. Wie würde dieses Teleskop aussehen? Nun, es wäre eine Ansammlung von Instrumenten wie diesem. Und hier ist der Astronom in demselben Maßstab. Es wird so aussehen, wie ein konventionelles Radioteleskop, aber es wird viel kleiner sein. Und jetzt ist das größte Kartierungsteleskop, das wir kennen, das VLA (Very Large Array) in den Vereinigten Staaten, das würden wir VSA (Very Small Array) nennen, so würde es aussehen. Nun, wir glauben, dass es mit Beobachtungen dieser Art möglich sein wird, am Ende Fluktuationen im Mikrowellenhintergrund zu messen, diese werden von fundamentaler Bedeutung sein, vielleicht tatsächlich der einzige Weg um die Große Vereinheitlichte Theorie zu testen. Es gibt da eine enge Verbindung zwischen den frühen Phasen unseres Universums und den Theorien der Teilchenphysik, Große Vereinheitlichte Theorien, und es könnte sein, dass kosmologische Beobachtungen der einzige Weg sind, die Theorien zu überprüfen. Sie sind unglaublich wichtig, sie repräsentieren eine große Herausforderung in der Beobachtung, und es ist die Art von Herausforderung, der sich junge Radioastronomen heute stellen sollten. Vielen Dank.


The radio astronomer Antony Hewish has lectured several times at the Lindau Meetings and this is his second lecture. In all his lectures one can hear him stress the fact that physics can learn from astronomy. From the historical point of view, considering, e.g., the relevance of Johannes Kepler’s work for Isaac Newton’s theory of gravitation, this may seem somewhat unnecessary. Also recently, the realization that particle physics plays an important role in space, has again made astronomy and physics come together in the branch of astro-particle physics. Hewish, of course, also makes the point that radio astronomy is an ideal way to study physical processes in the Universe. His lecture brings together several threads of astronomical observations and theoretical ideas, from the discoveries of radio galaxies and quasars, the microwave background radiation, the clustering of galaxies, the theoretical maps of the sky and the need for dark matter. The main point, though, is to explain how we can understand what we observe and measure today using the theory of the expanding Universe. How can we, e.g., from what we observe today say about the density fluctuations that must have been present about 105 years after creation? This is the time when the electrons and the protons recombined to form hydrogen atoms and the Universe became transparent. There are many theories about this, the foremost today is probably the theory of inflation, in which the Universe undergoes an extremely rapid expansion following the Big Bang. Hewish argues that one could get help in deciding on different theories by using radio telescopes, maybe of a new kind. It is interesting to consider that when Hewish gave his lecture, the results of the COBE mission was not yet published. In particular the fluctuations in the microwave background registered by one of the COBE detectors in principle answers Hewish main question!

Anders Bárány