5 Fragen zu Hintergrundstrahlung

Ja, die kosmische Hintergrundstrahlung (auch kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung, kurz CMB, genannt) trifft die Erde tatsächlich aus allen Richtungen gleichmäßig. Sie ist ein Überbleibsel aus der Frühzeit des Universums, etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum durchsichtig für Licht wurde. Seitdem breitet sich diese Strahlung nahezu gleichförmig im gesamten Universum aus. Messungen, zum Beispiel durch Satelliten wie [COBE](https://de.wikipedia.org/wiki/Cosmic_Background_Explorer), [WMAP](https://de.wikipedia.org/wiki/Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe) oder [Planck](https://de.wikipedia.org/wiki/Planck_(Weltraumteleskop)), zeigen, dass die CMB aus allen Richtungen des Himmels mit fast identischer Intensität auf die Erde trifft. Es gibt nur winzige Schwankungen (Anisotropien) in der Temperatur dieser Strahlung, die wichtige Informationen über die Entstehung und Entwicklung des Universums liefern. Zusammengefasst: Die kosmische Hintergrundstrahlung erreicht die Erde aus allen Richtungen rund um den Globus.

Die kosmische Hintergrundstrahlung (CMB, Cosmic Microwave Background) trifft die Erde aus allen Richtungen fast gleichmäßig, mit nur sehr kleinen Schwankungen (Anisotropien) im Bereich von etwa 1 zu 100.000. Diese minimale Ungleichmäßigkeit ist für die Entstehung von Strukturen im Universum (wie Galaxien) entscheidend, aber insgesamt ist die Strahlung extrem homogen. **Wie ist das mit dem Urknall in einem Punkt vereinbar?** Die Vorstellung, der Urknall sei in einem Punkt im Raum passiert, ist ein verbreitetes Missverständnis. Der Urknall war kein Ereignis an einem bestimmten Ort im Universum, sondern der Beginn von Raum und Zeit selbst. Das Universum war am Anfang überall extrem dicht und heiß – es gab keinen „leeren Raum“ außerhalb, in den es sich ausdehnen konnte. Die Gleichmäßigkeit der Hintergrundstrahlung erklärt sich dadurch, dass das frühe Universum sehr homogen war. Die Strahlung, die wir heute messen, stammt aus einer Zeit etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum durchsichtig wurde (Rekombination). Seitdem hat sich das Licht auf seinem Weg zu uns ausgedehnt und abgekühlt. **Zusammengefasst:** - Die kosmische Hintergrundstrahlung ist fast überall gleich, mit winzigen Schwankungen. - Der Urknall war kein Ereignis an einem bestimmten Punkt, sondern der Anfang von Raum und Zeit überall. - Die Gleichmäßigkeit der Strahlung ist ein Beleg für die Homogenität des frühen Universums. Weitere Informationen findest du z.B. bei der [Max-Planck-Gesellschaft](https://www.mpg.de/104819/Kosmische_Hintergrundstrahlung) oder der [NASA](https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html).

Die kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) ist die „Reststrahlung“ des Urknalls und stammt aus einer Zeit, als das Universum etwa 380.000 Jahre alt war. Damals war das Universum tatsächlich viel kleiner und dichter als heute, aber es war trotzdem schon sehr groß im Vergleich zu heutigen Maßstäben. Der scheinbare Widerspruch entsteht oft durch die Vorstellung, der Urknall sei eine Explosion an einem bestimmten Punkt im Raum gewesen. Tatsächlich war der Urknall aber eine Ausdehnung des gesamten Raums selbst – überall gleichzeitig. Das bedeutet: - **Das Universum war am Anfang sehr heiß und dicht, aber es hatte keine „Mitte“**. Jeder Punkt im heutigen Universum war damals Teil dieses heißen, dichten Zustands. - **Die CMB kommt aus allen Richtungen**, weil das Universum überall gleichmäßig mit dieser Strahlung gefüllt war. Egal, in welche Richtung du schaust, du siehst das Licht, das vor 13,8 Milliarden Jahren ausgesendet wurde, als das Universum durchsichtig wurde. - **Das Universum war zwar kleiner, aber nicht winzig**: Die „Größe“ des Universums zum Zeitpunkt der Entstehung der CMB ist nicht exakt bekannt, weil das Universum möglicherweise unendlich groß ist – es war nur viel dichter gepackt. Zusammengefasst: Die CMB trifft uns aus allen Richtungen, weil das Universum überall gleichzeitig expandierte und die Strahlung überall entstand. Das Universum war nach dem Urknall sehr dicht und viel kleiner als heute, aber es war nicht ein winziger Punkt im leeren Raum, sondern der gesamte Raum selbst war kleiner und hat sich seitdem ausgedehnt.

Die kosmische Hintergrundstrahlung, auch kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) genannt, ist ein Überbleibsel aus der Frühzeit des Universums. Sie entstand etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall, in einer Epoche, die als Rekombination bezeichnet wird. **Entstehung und Ort:** - **Wodurch?**: Nach dem Urknall war das Universum extrem heiß und dicht, gefüllt mit einem Plasma aus Elektronen, Protonen und Photonen. In diesem Zustand konnten sich Photonen (Lichtteilchen) nicht frei bewegen, da sie ständig mit den geladenen Teilchen wechselwirkten (Streuung an Elektronen, sogenannte Thomson-Streuung). - **Wo?**: Überall im Universum – die Strahlung entstand nicht an einem bestimmten Ort, sondern füllte das gesamte Universum aus. - **Wann?**: Nach etwa 380.000 Jahren kühlte das Universum so weit ab (auf etwa 3.000 Kelvin), dass sich Elektronen und Protonen zu neutralen Wasserstoffatomen verbinden konnten. Dadurch wurden die Photonen nicht mehr ständig gestreut und konnten sich frei ausbreiten – das Universum wurde durchsichtig. Dieser Moment wird als "Entkopplung" oder "Letzte Streuung" bezeichnet. **Unterschiede damals und heute (Messwerte):** - **Temperatur**: Damals hatte die Strahlung eine Temperatur von etwa 3.000 Kelvin (K). Heute ist sie durch die Expansion des Universums auf etwa 2,725 K abgekühlt. - **Wellenlänge/Frequenz**: Die ursprüngliche Strahlung war sichtbares bis infrarotes Licht. Durch die Ausdehnung des Universums wurde die Wellenlänge gestreckt (Rotverschiebung), sodass die Strahlung heute im Mikrowellenbereich liegt. - **Spektrum**: Die Strahlung folgt einem nahezu perfekten Planck’schen Schwarzkörperspektrum. Die Form des Spektrums ist gleich geblieben, aber die maximale Intensität liegt heute bei längeren Wellenlängen. - **Anisotropien**: Die Strahlung ist heute extrem gleichmäßig, zeigt aber winzige Temperaturschwankungen (Anisotropien) im Bereich von etwa 1 zu 100.000. Diese Schwankungen sind die "Samen" für die spätere Strukturbildung im Universum (Galaxien, Galaxienhaufen). **Zusammengefasst:** - Die kosmische Hintergrundstrahlung entstand überall im Universum, als dieses durchsichtig wurde. - Sie war damals viel heißer und energiereicher. - Heute ist sie stark abgekühlt und im Mikrowellenbereich messbar, mit winzigen Temperaturschwankungen, die wichtige Informationen über die Frühzeit des Universums liefern. Weitere Informationen findest du z.B. bei der [NASA](https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_cmb.html) oder beim [Max-Planck-Institut für Astrophysik](https://www.mpa-garching.mpg.de/214857/cmb).

Die beobachteten Peaks bei 15 keV und 79 keV im Gammaspektrum einer Bleiburg (Abschirmung aus Blei) lassen sich wie folgt deuten: **15 keV Peak:** Dieser Peak liegt im Bereich der charakteristischen Röntgenstrahlung (Kα-Linie) von Blei (Pb). Wenn Gammastrahlung auf das Blei trifft, kann sie innere Elektronen aus den K-Schalen herausschlagen. Beim Nachrücken von Elektronen aus höheren Schalen entsteht charakteristische Röntgenstrahlung. Für Blei liegt die Kα-Linie bei etwa 74–75 keV, die Lα-Linie bei etwa 10–15 keV. Der Peak bei 15 keV stammt daher sehr wahrscheinlich von der Lα-Röntgenstrahlung des Bleis selbst. **79 keV Peak:** Der Peak bei 79 keV entspricht ziemlich genau der Kα1-Linie von Blei, die bei etwa 74,96 keV liegt. Es könnte sich aber auch um die Kβ-Linie handeln, die bei etwa 84,94 keV liegt. Der Wert von 79 keV liegt dazwischen, was auf eine Überlagerung oder eine leichte Kalibrierungsabweichung hindeuten könnte. In jedem Fall ist dies ebenfalls charakteristische Röntgenstrahlung von Blei. **Fazit:** Beide Peaks stammen sehr wahrscheinlich von der charakteristischen Röntgenstrahlung des Bleis in deiner Bleiburg. Diese entsteht, wenn die Bleiatome durch die Hintergrundstrahlung angeregt werden und dann ihre überschüssige Energie in Form von Röntgenquanten abgeben. **Weitere Informationen:** - [Charakteristische Röntgenstrahlung – Wikipedia](https://de.wikipedia.org/wiki/Charakteristische_R%C3%B6ntgenstrahlung) - [Blei – Wikipedia](https://de.wikipedia.org/wiki/Blei) **Hinweis:** Solche Peaks sind typisch für Messungen mit Bleischirmen, da das Blei selbst durch die Wechselwirkung mit Gammastrahlen zur Emission seiner charakteristischen Röntgenstrahlung angeregt wird.