 Das ist mein Mikro. Es ist toll hier zu sein, das ist mein erster Tag, den ich eine Publikum von Nicht-Astronomen geben. Ich freue mich also sehr darauf, euch ein bisschen davon zu erzählen, was ich hier mache und auch die Technologie in Astronomie. Also bei der Vorbereitung dieses Talks habe ich bemerkt, dass Technologie und Wissenschaft sehr eng miteinander verbunden sind. Also jedes Mal, wenn man einen großen technologischen Fortsprung hat, führt es sehr, sehr häufig zu einem großen Fortschrott in der Wissenschaft und auch anders herum. Also wenn das passiert, gibt es sehr tiefgreifende Änderungen der Welt. Ein paar Beispiele von eurem heutigen Leben. Jeder weiß, dass die Erfindung des Mikroskrups zur Theorie der Zellen geführt hat. Vor allem Mikroskrupp konnte niemand den gesehen, die so klein war und deshalb nicht darauf kommen, dass alles in der Welt aus Zellen aufgebaut ist. Das führte dann zu entwickeln der modernen Medizin und zu einer effizienten Behandlungsmöglichkeit für Krankheiten. Ich möchte mal behaupten, dass die meisten von uns nicht hier wären ohne die Erfindung des Mikroskrups. Ein anderer Beispiele sind Halbleiter. Das war ursprünglich eine Entdeckung der Physik, ein Stoff, der manchmal aber nicht immer Elektrizät leitet. Das führte zur Entwicklung des Transistors in den 50ern. Daraus wurden dann integrierte Schaltkreise, moderne Elektronik und schließlich Computer und das Internet. Das gesamte Camp, da alle Infrastruktur würde nicht existieren, ohne die Entdeckung der Halbleiter. Eine Person hat vor langer Zeit bemerkt, wie wichtig Technologie für Wissenschaft ist und umgekehrt. Das ist ein Auszug aus dem Testament von Alfred Nobel, wo er darüber redet, wie er sein Erbe eingesetzt sehen will. Und er schreibt hier, es soll den wichtigsten Entdeckungen oder Erfindungen zugutekommen. Nicht unbedingt der tiefschürfensten Wissenschaft. Das ist ein Bild vom ICMP Village von vor ein paar Nächten. Wie viele Nobelpreise sind in diesem Bild? Möchte jemand vielleicht eine Raten 5, noch jemand 10, viele? Okay, ich habe gezählt, ich habe sieben gezählt. Gab es für das Rade ein Nobelpreis? 2014 gab es einen Physik-Nobelpreis für Blaue LEDs, davon habe ich wahrscheinlich ein paar hundert gesehen. Das zeigt, dass diese Entdeckungen, die Nobelpreiswürdig sind, unsere Leben sehr schnell infiltrieren. Bis zu einem Punkt, wo jemand, der hier sitzt, so ein Fablab und ein neues Case für das Radiolaser hat, noch nicht mal darüber nachdenken, dass dieser Laser in 1964 einen Nobelpreis bekommen hat. Deshalb möchte ich euch jetzt ein bisschen davon erzählen, wie Technologie das Feld der Astronomie revolutioniert hat, worin ich arbeite. Menschen haben schon seit tausenden von Jahren Astronomie betrieben. Die ersten Bekannten überlieferten astronomischen Aufzeichnungen sind etwa 8.000 Jahre alt. Das sind üblicherweise Zeichnungen von Teilen des Mondes oder von Sternen und so weiter. Aber Observation mit dem nackten Auge ist darauf begrenzt zu sehen, was wo steht und wie sie sich bewegen. Eine Sache, die uns Technologie erlaubt hat, ist darüber nachzudenken, was Dinge sind, nicht nur wo sie sind. Es begann mit der Erfindung des Teleskopes in 1609. Das ist ein Bild aus der Wikipedia. Es ist ein Gemälde von Galileo Galilei, der jemanden zeigt, wie ein Teleskop benutzt wird. Zu dieser Zeit war es ein riesiger Fortschritt. Die bessere Vergrößerung und Auflösung hat vorher unmögliche Messungen möglich gemacht. Zum Beispiel die Milchstraße. Wenn Menschen zuerst die Milchstraße gesehen haben, dachten sie, es sei eine Form von neblim Gas. Aber dem Teleskop konnte Galileo zeigen, dass sie aus vielen einzelnen Sternen aufgebaut. Das ist ein riesiges Ding zu der Zeit. Alle dachten, es sei Gas und haben nicht daran gedacht, dass es vielleicht Galaxien sind, die aus Milliarden von Sternen aufgebaut sind. Also das ist etwas, was in 1600 Schrummen schon gemessen werden konnte mit der einfachen Erfindung des Teleskopes. Da hat Galileo die Phasen der Venus gemessen und konnte damit zeigen, dass sie in verschiedenen Phasen beleuchtet wird. Während die Venus um die Sonne kreist, gibt es von halb Mon zu halb, voll zu voll Venus und viel abnehmen. Das war zurzeit revolutionär, weil man dachte, dass die Erde das Zentrum des Universums sei. Und natürlich hat die Kirche in der Affäre erst mal eingesperrt, dass sie ihre Doktrinentfrage gestellt hat. Aber nichts davon wäre möglich gewesen um die Erfindung des Teleskopes. Ich verspreche, dass ich nicht so viele Gleichungen hier drin haben werde, aber das ist eine ziemlich wichtige. Wenn er eine Teleskope baut, ist es besser, umso größer es ist. Je größer die Teleskope werden, das so kleinere Features kann man auflösen damit. Deshalb will jeder ein größerer Teleskope. Man bekommt mehr Licht herein, deshalb kann man auch weniger helle Objekte damit auflösen. Das ist ein Beispiel von einer Amateur-Astronomie-Website. Das ist ein Beispiel, was ich mit meinem Teleskop sehen kann. Das sind Bilder von Saturn. Man könnte sehen, mit größeren Blendenöffnungen sieht er die bessere Auflösung, bessere Detailtreue, bessere Auflösung. Also das Problem mit Teleskopen wird dann irgendwann sein, wie macht man sie größer? Das ist ein Bild mit den größten optischen Teleskropen der Welt. Das ist also ein Teleskop, das solche Linsen benutzt, wie wir sie in den Brillen, die viele hier tragen, benutzt. Das ist im Jörgs Observatorium. Es ist 0,1 Meter Durchmesser und 20 Meter lang. Deshalb musste das in ein riesiges Gebäude auf einem Ständer, der viel größer ist als ich. Und ein riesiger Fortschritt im Bereich der Astronomie und der Teleskopie war es dann, bessere Spiegel bauen zu können. Das ist eines der größten optischen reflektiven Teleskope, die gebaut wurden. Es steht auf Gran Canaria. Und das ist wahrscheinlich halb so breit wie dieses Zelt. Die Höhe ist etwa genau die gleiche, wie das Teleskop in einem vorherigen Bild. Und es ist keine Größenordnung größer, aber man hat im Durchmesser zwei Größenordnung dazu gewonnen. Also das war ein riesiges Ding, größer und besserer Spiegel bauen zu können. Der nächste Fortschritt in der Teleskoptechnologie war Fotografie. Das Teleskop werden ursprünglich mit dem nackten Auge verwendet. Das heißt, man schaut durch, zeichnet es auf. Nächste Nacht würde man das Gleiche machen. Man könnte so Änderungen beobachten, aber es war nicht besonders präzise. Fotografie ermöglicht jetzt zwei Dinge. Zum einen längere Belichtungszeiten, das Auge sieht nur, was es genau in dem Moment wahrnehmen kann. Aber Fotografien kann man über Sekunden bis Minuten belichten. Und das andere ist, dass man kontinative Messungen machen konnte. Man könnte also das selbe Bild mit dem selben Stern belichten, jede Nacht. Und deshalb erwarten, dass es sehr ähnliche Ergebnisse gibt. Das erlaubte dann endlich präzise Messungen von Dingen, die sich über die Zeit veränderten. Das ist nur ein Beispiel hier, was das menschliche Auge tun kann bzw. was frühe Fotografien tun konnten. Auf der rechten Seite haben wir Eta Carine, das ist ein Symponore-Überrest. Ihr könnt sehen, dass da so gasförmige Dinge... Sorry, links sind ein paar gasförmige Strukturen gemacht, ein paar Sterne. Und auf der rechten Seite im Fotograf kann man sehen, dass die Strukturen viel besser erkennbar sind und man viel mehr Dinge sieht, als vorher bekannt waren. Das ist von 1891. Der nächste große Fortschritt in Astronomie waren dann moderne Detektoren. Also Fotografien sind toll, aber es geht ein Problem damit, dass sie nämlich fundamental analog sind. Man macht eine Aufnahme, dann hat man einen Abzug und dann was platzt man damit? Die Daten von dem CCD sind naturgemäß digital. Jedes eurer Smartphones hat ein CCD-Chip drin für die Kamera. Und wir denken wahrscheinlich darüber nicht nach, aber als es neu war, war es ein riesiger Fortschritt. Und abgesehen von dem digitalen Format haben sie sehr hohe Quanteneffizienz. Quanteneffizienz bedeutet, wie viel des Lichts, das den Detektor trifft, wird auch als Signal registriert. Fotografischer Film hat etwa 5% des Lichts, das auch wirklich aufgenommen wird. Und die besten CCDs haben momentan so um die 90% Quanteneffizienz. Das ist also eine der wenigen Grafen, die ich hier drin habe. Dieser Laser-Paint funktioniert nicht so gut, aber ihr könnt unten sehen, was das Auge sehen kann. Also auf der X-Achse seht ihr die Wellenlänge der Strahlung. Die Augen können nur sehr kleinere Bereiche des sichtbaren Lichts wahrnehmen. Also das sichtbare Licht wahrnehmen. Die nächste Kurve ist, was ein fotografisches Papier wahrnehmen kann. Und ihr könnt sehen, dass das auf dieser logaritmischen Skala etwa um 1% Quanteneffizienz hat. Und dann seht ihr immer bessere und immer fortschuldlichere CCDs. Und sie sind nicht nur effizienter, sondern sie haben außerdem auch eine viel stärkere Abnehmungsleistung und Spektrum. Sie sehen also Dinge, die mit dem Auge niemals wahrnehmen können. Und schließlich das letzte Ding, was sehr wichtig ist, dass sie beliebig oft wiederholbare Ergebnisse bringen. Das heißt, wenn ihr ein Bild macht und dann direkt nochmal dasselbe auslässt, solltet ihr das gleiche Ergebnis bekommen. Film ist auch in dieser Form wiederholbar, aber nicht annähernd so exakt wie CCDs. So jedes Teleskop-Observatorium wird z.T. CCDs. Inwiefern als die Professionellen. Es gibt ein paar Amateure und Leute, die das aus historischen Gründen noch analog machen, aber die Observatorien nutzen jetzt alle CCDs. Und das war eine Änderung, wie in den 80en und 90en passiert ist. Also relativ neuzeitlich. Und der Grund, weshalb wir das tun konnten, ist, dass CCDs Silizium-basierte Geräte sind. Und alle Elektronik- und Computern und Smartphones sind alle auf Silizium-Waifers gebaut. Das heißt, die Technologie, um das tun zu können, wurde von der Elektronikindustrie vorangetrieben. Das heißt, die Möglichkeit zu haben, solche hochqualitativen CCDs zu bauen, wurde vor allem durch die Elektronikindustrie und die Herstellung von Consumer-Elektronik vorangetrieben. Was ist ein CCD? Ein CCD ist eigentlich nur eine Matrix aus Kondensatoren. Und ihr könnt hier oben eine Reihe von Elektronen sehen und eine Menge von sogenannten Brunnen. Und da sind Elektronen, die in diesem Potenzialbrunnen gefallen sind, gefangen sind. Wie bekommt das Signal jetzt aus dem Elektro raus? Die Elektronen sind die Elektronen auf der Chipover-Fäche bekommen und eine Spannung, die regelmäßig angelegt wird und die bewegen sich dann und können dann an einem Bus an der Seite ausgelesen werden. Wir haben hier ein sehr viel campartiges Foto. Wir haben hier einen Topf mit Regenwasser oder mehrere Töpfe und das Vergleich und die sind auf eine Art Tretmühle. Also sie füllen ihr Wasser einfach an der linken Seite und diese einmal wiederum. Füllen ihr Wasser in einen Röhre am Ende und das ist ungefähr so, wie ein CCD arbeitet. Nicht nur ist die Erkennung von Elektronen wichtig, das Lesen, das Auslesen ist auch sehr, sehr wichtig. Man könnte diese Scylix zum besierten Traditionen nicht verwenden, wenn es nicht Wege gäbe, die Elektronen zur Seite zu bewegen. Es ist also eine wichtige Entwicklung, die die Astronomie völlig verändert hat. Also dies hier ist mein Beispiel von CCD gegen Fotografie. Ich weiß nicht, ob das leicht zu sehen ist auf dem Bildschirm. Rechts haben wir dasselbe Fotografie, die ich vorgezeigt habe, aber links haben wir ein CCD Bild der selben Region mit einem der ESO europäischen Teleskope. Nicht nur haben wir hier verschiedene Farben, die erkennt werden können. Wir haben also hier verschiedene Filter und können verschiedene Bilder kombinieren, die wir getrennt aufgenommen haben. Man kann also dieses Gerät mit einer spiegere Reflexkamera an einem Teleskop auch aufnehmen. Oder in professionellen Observatorien gibt es immer noch Bandpassfilter und man hat tatsächlich dann einzelne Farben pro Bild. Aber es ist jetzt ein völlig digitaler Prozess, der mit einem Knopfdruck ausgelöst werden kann, anstatt mehrere Fotografien zu scannen und zu kombinieren. Also dieses Aspekt ist erstmal da und dann könnt ihr auch sehen, dass viele andere Features hier vorhanden sind, sind sichtbar sind. Und das liegt daran, dass die CCDs empfindlicher sind für lange Längen. Also das geht in Richtung Rot und Infrarot auch. Ich habe noch ein weiteres Beispiel dafür, dass hier ist ein Galaxienhaufen. Dies ist eine Folie der 2009 Nobelpreis-Lektion von Smith und dies war der Nobelpreis für die CCDs. Und es war also so wichtig als Entwicklung, dass dafür ein Nobelpreis vergeben wurde. Längst seht ihr diesen Haufen von vier Punkten, das sind sehr massive Galaxien. Und ihr könnt einige weitere Punkte sehen oder tupfen. Es ist nicht wirklich klar, dass dies sich im Galaxien hat. Das ist ein Galaxienhaufen, auf dem wir schauen. Rechts ein CCD-Bild, hier sehen wir nicht nur, dass es wirklich Galaxien sind. Wir sehen auch diese blauen Bögen, die am außen zu sehen sind. Das sind tatsächlich Galaxien, die durch Gravitationslinsen-Effekte zu sehen sind, die eigentlich hinter diesem Haufen sind. Galaxien hinter diesem Haufen werden sichtbar und dies wird eigentlich nur möglich durch CCDs. Also durch linsen sichtbare Galaxien, Gravitationslinsen. Ich sage immer wieder, dass CCD ein digitales Format ist durch die Natur des Dinge und das ist eine sehr wichtige Bemerkung. Hier zum Beispiel die Slown Digital Sky Survey, ein großes Projekt, um den gesamten Galaxien innerhalb unserer Region des Universums zu kartieren. Die Erde ist im Zentrum dieses Bildes und wenn wir nach außen gehen, dann wird die Intensität dieser Punkte anzeigen, wie viele Galaxien dieses Instrument in dieser jeweiligen Region erkannt hat. Dies ist nur eine einfache Scheibe, eine kleine Scheibe aus dem 3D-Datensatz. Und man sieht also, dass das Univers eine klumpige Struktur hat und das ist eine sehr wichtige Entdeckung. Das Gerät besteht aus 30 CCD-Chips, die 21 Megapixel hat und produziert jede Nacht 200 Gigabyte Data. Mit fotografischen Platten würde das hunderte Jahr von Jahren dauern, all dies zu verarbeiten, hochzuladen, analysieren. Aber Sie können dies hochladen und Daten im Internet veröffentlichen. Und wenn ihr euch interessiert, könnt ihr jetzt zu SkyServer.sdss.org gehen und das euch anschauen. Bisher habe ich eigentlich nur über optische Astronomie geredet, aber das elektromagnetische Spektrum ist sehr viel breiter als das. Und hier gibt es einen Glot der atmosphärischen Durchlässigkeit, wie viel Licht in jeder Wellenlänge bis zur Erde aber Fläche gelangt. Weit links habt ihr die sehr kurzen Wellen, Röntgenstrahlen, die Regenburgregion in der rechten Hälfte ist das, was wir lieben, das Licht. Und das ist all die Astronomie an die ihr vielleicht denkt, wenn ihr über das Dach denkt, was Astronomen anschauen. Aber wenn man weiter nach rechts geht, gibt es längere und längere Wellenlängen, größere und größere Wellenlängen. Wenn es bestimmte Lücken gibt in der Atmosphäre, in denen bestimmte Lichtanteile durchkommen, gibt es einen langen Lök in der die Radio Wellen sind. Und der Plot der Graf unten zeigt euch, welche Typen von Instrumenten normalerweise benutzt werden, um den jeweiligen Wellenlängen zu beobachten. Also Röntgenstrahlen werden absorbiert, sehr stark durch die Atmosphäre, also nur durch Satelliten beobachtbar. Wir haben das sichtbares Licht und die Nahinfrarotregion, wo es Lücken gibt, die uns erlauben, an der Atmosphäre zu beobachten. Es gibt das weitere Infrarot, wo das Licht wieder größtenteils absorbiert wird, sodass wir wieder Satelliten verwenden müssen. Und dann am Ende haben wir die Radio Wellenlängen, wo wir tatsächlich auf der Erde beobachten können. Ich könnte einen ganzen Vortrag halten über die Technologie in jeder dieser Wellenlängen. Und die Leitstechnologie, das Feld der Astronomie, komplett verändert hat, aber da ich nicht den ganzen Tag Zeit habe, werde ich einfach eine herausnehmen, direkt hier. Und dieser Punkt im Spektrum, der Rote Pfeil, zeigt auf 7,35 Zentimeter Wellenlänge. Und dafür gibt es einen Grund. In 1965 gibt es zwei Menschen, Pensius und Wilson, arbeiteten in einem Laboratorium und waren in der Lage ein sehr, sehr empfindliches 20 Fuß, also sechs Meter großer Antenne benutzen. Und dies war zu der Zeit also glänzende, neue Technologie. Niemand hatte mit sowas gespielt vorher. Und ihr Ziel war, das Rauschen in der Elektronik zu verringern und die empfindlichsten Messungen zu machen in der 7,35 Zentimeter Wellenlänge, die jemals in der gesamten Welt gemacht wurden. Und wenn Sie dieses Sklu-Zeleskop in den Himmel richteten, fanden Sie dieses merkwürdige Summen. Egal in welche Richtungen Sie das richteten, dieses Summen kamen von überall. Konstante lautstärke quasi. Und Sie als Wissenschaftler dachten, okay, irgendwas muss mit unserer Elektronik los sein. Und Sie haben sich viel Zeit damit verbracht, Ihre Elektronik zu debaggen. Und die Quelle dieser, es ist extra Rauschen, es ist extra Lärms zu finden. Und dann irgendwann dachten Sie, hey, also die Vögel haben gekackt auf unser Teleskop, vielleicht das. Und Sie haben Tage damit verbracht, also Vogel-Exkremente zu entfernen. Und dann haben Sie ein Papier veröffentlicht, eine Messung von überschüssiger Antennetemperatur, Antennetemperatur. Und dies zeigte sich, war ein sehr wichtiges Papier. Und ich sage euch, warum. In den 20er Jahren, 19, 20er Jahren hat Edwin Hubble erkennt, erkannt, dass das immer wiederum sich ausdehnt. Und er hat einen dieser, an dieser Fernseh-Zeleskop mit den großen Spiegeln benutzt dafür und fotografische Platten. Zu dieser Zeit war das also fortgeschrittene Technologie. Und was er gefunden hat, war im Wesentlichen, dass Galaxien sich von uns, um so schneller entfernen, je weiter sie entfernt sind von uns. Und er schloss daraus, dass das Universum mal kleiner war und sich jetzt ausdehnt. Wir haben hier ein Beispiel, der Pfeil unten ist Zeit. Links habt ihr Galaxien in der früheren Zeit, in der sie nah beieinander sind. Und während der Zeit voranschreitet, entfernen sie sich voneinander, ein sehr einfaches Konzept. Ihr könnt das sehen, im Prinzip, wenn ihr in der Zeit zurückschauen könnt. Warum dies interessant ist für Pensys und Wilson ist, dass die, dass Dinge sich abkühlen, während sie sich ausdehnen. Also links haben wir wieder diesen Zeitpfeil zwischen früher und später. Und außerdem haben wir aber auch einen Temperaturpfeil. Und während sich die Zeit, während die Zeit voranschreitet und das Universum sich aufstehnt, kühlt es auch ab. Und wir haben hier also Partikel in einem Kasten, die rote Wellenlänge während das heiße Fortunen. Und während es sich ausdehnt, gehen wir zu gelben Fortunen, die etwas kühler sind. Und am Schluss haben wir sehr viel weiter entfernte Partikel und sehr viel kühlere Strahlung. Also ein interessantes Ding ist, dass während sich das Universum ausdehnt, oder wenn es sich ausdehnt, dann muss es zu irgendeiner Zeit unendlich nicht und heiß gewesen sein. Und der Zeitpunkt, an dem es übergeht zu einem heißen Plasma, in dem man Freielektronen und Protonen hat, die sich, die an die Strahlung gebunden sind völlig und ansonsten sich frei bewegen und Übergang zu dem Punkt, in dem sich Elektronen und Protonen wieder kombinieren. Und wir haben Wasserstoffatome und die Strahlung können sich dann frei ausbreiten. Dazwischen, das ist der Punkt, den wir Rekombination nennen. Und das ist irgendein Punkt in der Expansion des Universums. Irgendwann gibt es diesen Übergang, dass sich Atome formen können und die Strahlung sich frei ausbreiten kann. Und wir sehen dies als die kosmische Hintergrundstrahlung. Es ist Strahlung übriggebliebenes von der Rekombinationsphase des Universums. Und zu diesem aktuellen Zeitpunkt unserer Geschichte würden wir erwarten, dass diese Reststrahlung herum sitzt in dem Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrons. Also wieder das Universum war früher heißer, jetzt wird es kühler, ist es kühler. Und diese beiden haben für ihre Entdeckung dieser Strahlung, die aus aller Richtung zu jeder Zeit im Universum entdeckt haben, bekam dafür den Nobelpreis in Physik in 78 für die Entdeckung dieser Hintergrundstrahlung, die wesentlichen ein Beweis für den Urknall ist. Ein Beweis dafür, dass das Universum mal unendlich heiß und dicht war und dass es sich jetzt ausdehnt. Und diese Hintergrundstrahlung ist also einer der Beweise dafür, dass dieser Urknall existierte. Also eine wissenschaftliche Erfindung, die möglich wurde, weil diese beiden Herren einen unheimlich empfindlichen Hornempfänger bekamen, den niemand vorher benutzt hatte. Ihr habt sicherlich all dies gesehen, diesen Comic von XKCD, der unsterblich gemacht wurde auf T-Shirts überall. Was dies jetzt zeigt, sind Messungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrund der Hintergrundstrahlung. Dies ist eine Schwarzkörperkurve. Diese Kurve ist definiert durch eine bestimmte Temperatur. Wenn man in der Lage ist, zu messen, welche Temperatur die kosmische Hintergrundstrahlung hat, dann können wir also mit etwas berechnen, was ich nicht verstanden habe. Ein schöner Comic, die sind die eigentlichen Daten. Auf diesem Plot, auf diesem Grafen, ist die blaue Linie, die zwei Kelvin, ein zwei Kelvin Schwarzkörper und die grüne Linie ist ein vier Kelvin Schwarzerkörper. Und alles andere sind Messpunkte, die mit der Hintergrundstrahlung gemacht worden sind. Und dies passt wunderbar perfekt auf einen Körper mit 2.7255 Kelvin, mit einem sehr kleinen Fehler. Dies ist also der perfekteste Schwarzkörper, der jemals im Universum gemessen wurde. Okay, also damit haben wir es erledigt, oder? Wir haben bewiesen, dass der Urknall stattgefunden hat und diese kosmische Hintergrundstrahlung ist überall. Leider, nein, wir sind nicht fertig. Dies ist eine kurze Geschichte des Universums. Ganz links haben wir das, was wir als Urknall kennen. Und was dies im Wesentlichen ist, ein Punkt in der Zeit, wo die Physiker sagen, das Universum ist jetzt unendlich heiß und dicht, es gibt Quantumflugtuationen. Und dann gibt es eine Periode der rapiden, der schnellen Ausdehnung, die Inflation genannt wird. Das seltsame ist, wenn wir ein komplett homogenes Universum annehmen, dann würden wir niemals am Ende Stern und Galaxien bekommen. Weil wenn alles genau gleich ist, dann haben wir keine Art, die irgendetwas durch Gravitation zusammenziehen kann in Sterne, Haufen, Galaxien. Es muss also irgendwas am Anfang gegeben haben, dass sich in all diese Struktur dann überführt hat. Und das ist, dass wir als Quantumflugtuationen am Anfang bezeichnen. Und man sollte in der Lage sein, die Muster dieser Flugtuation in der kosmischen Hintergrundstrahlung zu sehen, wenn man sie misst. Man sollte also kleine Abweichungen von diesem perfekten Schwarzkörper sehen, den wir mit so viel Aufwand gemessen haben hier. Okay, wir haben also diese unglaublich empfindliche Antenne von den Bell Labs im Jahr 1965. Da kamen sie her und haben diesen Schwarzkörper gemessen. Wir haben sehr viele Experimente danach, die das weiterhin messen. Wie messen wir diese unglaublich kleinen Flugtuationen, die als Quantumflugtuationen am Anfang der Zeit vorhanden waren? Wir müssen bessere Dektatoren einsetzen. Also brauchen wir wieder, wie immer, einen Fortschritt in der Wissenschaft, der getrieben wird von einem Fortschritt in der Technologie. Ich habe euch in der früheren Folie gesagt, dass die Temperatur dieses Schwarzkörpers 2,7 Kelvin ist. Wenn ich also jetzt hier in dem Weg stehe, könnt ihr diesen Schwarzkörper nicht sehen, weil ich viel zu hell bin im Sinne von Temperaturstrahlung. Also es ist nicht so, dass ihr sie nicht sehen könnt. Und die Flugtuationen sind außerdem sehr klein. Wir haben diesen unglaublich perfekten Schwarzkörper gemessen. Wenn die Flugtuationen größer wären, dann wäre der Körper nicht so perfekt. Diese Flugtuationen sind tatsächlich so klein, dass es etwa 1 zu 100.000. Es ist also ein außerdem unheimlich schwere Umgebungen, der man arbeiten muss, unheimlich harte Bedingungen. Wenn ihr an diesen Plot von vorhin denkt, es gibt sehr viel in der Atmosphäre vorhanden, was Licht absorbiert. Und im Spitze des kosmischen Hintergrundstrahlungsspektrums haben wir jetzt sehr viel Wellenabsorptionen in der Atmosphäre. Das ist also sehr hart. Wir müssen also entweder einen Satelliten einsetzen, der komplett über die Atmosphäre ist oder müssen eine absolut trockene Beobachtungsposition in der Erde finden. Es gibt zwei Orte, wo Experimente mit kosmischer Hintergrundstrahlung durchgeführt werden. Das eine ist die Atacama-Wüste in Chile, die zweite, zwei trockenste Wüste der Erde. Das andere ist der Südpult, also die trockenste Wüste der Erde. Außerdem braucht man einen Dektor, der sehr, sehr geringe Rauschen hat. Wir können Satelliten bauen, wir können zum Südpult gehen, aber was wir wirklich tun müssen, wir müssen die alle empfindlichsten Dektoren in der Welt haben, um diese Dinge messen zu können. Okay, dies hier ist das Schema eines Bologometers. Eine Art von Strahlungsdektor, in der eine kleine Strahlungsenergie, die auf dem Dektor ankommt, als Signal sichtbar ist. Die Energie, die wir uns anschauen wollen, sind Photone, also elektromagnetische Strahlung. Diese Linien zeigen Photonen an, die von oben kommen. Sie treffen auf dem Dektor, und es gibt einen Absorber, der im Wesentlichen ein Kandensator ist, deswegen mit sieben Kapacite markiert. Dann haben wir eine Art Thermometer, der auf dem Dektor sitzt, der misst, wie stark sich die Temperatur des Absorbers ändert, wenn er getroffen wird. Und dann gibt es hier diesen thermal link G, der diese Energie in einen Thermalbad überträgt. Das ist eine sehr gute Art, Energie zu übertragen. Aber wenn ihr darüber nachdenkt, wir messen hier Änderungen in der Temperatur, und nicht nur Licht sorgt für Änderungen in der Temperatur. Jede Art von thermischer Veränderung wird jetzt hier Rauschen im System einbringen. Also eine Art, um dies zu überwinden, ist, den Thermometer herunterzukühlen. Wir haben hier eine Gleichung für die Energie, das Energieequivalenz des Rauschens und in diesem Absorber. Und wir sehen, das ist proportional zur Temperatur. Das Ziel ist also, den Dektor so kühl wie möglich zu machen. Und die Temperatur, in der wir tatsächlich arbeiten, in Forschung über kosmische Hintergrundstrahlung, ist etwa ein Viertel Celsius Grad über dem absoluten Nullpunkt, also sehr, sehr kalt. Übrigens dies ist übrigens das Thema eines völlig anderen Vortrags, wie man Dinge überhaupt so kalt kriegt. Aber ich habe tatsächlich nicht jeden Tag Zeit, wir überspringen das, wir können darüber nachher reden, wenn ihr interessiert seid. Also dies ist wie ein Volometer in 1992 aussah, also fast 30 Jahre her, handgemacht von einer kleinen Forschungskuppe in Berkeley. Also tatsächlich Abschlussstudenten, die hier gesessen haben, hingesessen haben und mit Fliebel das angefertigt haben aus Nylon-Felden, die eine sehr kleine Membran halten. Und die haben dann in der Mitte den Detektor, mit Gamanium. Dies ist im Wesentlichen ein Thermometer, das sich durch Temperaturänderungen im Widerstand, im elektrischen Widerstand ändert. Und das kann man messen und herauskriegen, wie viel Energie auf den Detektor trifft. Okay, das ist schon mal toll. Aber es war noch nicht gut genug. Es war nah dran, aber noch nicht perfekt. Es ist immer noch thermisches Rauschen drin. Der nächste Schritt ist also, einen superleitenden Detektor zu bauen. Das wiederum nur möglich, weil irgendjemand Superleitung entdeckt hat ein paar Jahre vorher und auch dafür einen Nobelpreis bekommen hat. Und die Idee dabei ist, dass man das Thermometer so sensibel wie möglich machen möchte. Wir haben also den Thermister entfernt, dass durch einen superleitenden Film ersetzt. Und das tolle an Superleitern ist, dass sie grundsätzlich keinen Widerstand haben, bis zu einem gewissen Punkt, einem gewissen Temperaturpunkt. Und der Plot auf der rechten Seite zeigt diesen Übergangspunkt. Und wenn er eine gewisse Temperatur erreicht, hat er plötzlich diesen riesigen Sprung in der Widerstand. Und dann geht es wieder um einen fast konstanten Widerstand, der sich nur mit der Temperatur nur sehr, sehr langsam ändert. Die Idee dahinter ist also, dass die Thermistor so baut, dass sie genau in dieser sehr, sehr schmalen Region sind, wo sich der Widerstand mit der Temperatur ändert. Und dann jedes bisschen Energie, das auch ein Detektor trifft, wird also in einem sehr großen Änderungen Widerstand hervorrufen. Mit diesen superleitenden Thermometer konnten wir dann Detektoren bauen, die einen Rauschen von 50 Otterwatts... 10 Nuss minus 18 Watt. Also unglaublich exakte Rauschdetektoren. Und das sind auch heute noch die an der fordersten Front von der Technologie, was die Detektion von Mikrowellen angeht. Hier sehen wir, wie die 1998 aussehen. Ihr seht vielleicht, dass wir jetzt von einer Gruppe von Studenten, die das von Hand mit Pinzetten bauen, jetzt mit neuen Siliziumverarbeiten, Technologien arbeiten können, die es automatisch bauen, aber es sind immer noch einzelne Chips. Also man baut diesen Absorber, der Mitte dieses Spinnennetzes sitzt und da muss man das von Hand in eine Fokusebene zusammenbauen. Man hat immer noch Kameras, die quasi 10 Pixel auf einmal aufnehmen. Und wenn ihr das Hintergrund-Limit erreicht, also die Anzahl der Photoren, die auch ein Detektor erreicht, dann ist das einzige, wie ihr weitermachen könnt, noch mehr Detektoren zu bauen, um die Kamera noch sensibler zu machen. Also nochmals 10 Jahre später. Und Wissenschaftler haben es dann geschafft, die Siliziumverarbeiteten Maschinerie der Halbleiterindustrie zu benutzen. Sie nehmen also die normalen Silizium-Wafer-Prozesse, die von IBM und Intel und all diesen Firmen benutzt werden. Und wenn sie darauf an, diese sehr empfindlichen Detektoren zu bauen. Ich sollte dazu sagen, wenn es nicht diese Technologien verfügbar gewesen wäre, dann werden diese Detektoren niemals möglich gewesen. Wir werden immer noch mit Nylon und Pinzetten herum sitzen und würden die in Detektor von Hand bauen einzeln. Also dieser Fortstand Technologie hat es uns erlaubt, Kameras mit 10 Pixel jetzt auf Kameras von 100 oder 1000 in den Pixel hochzugehen. Das sind noch ein paar Bilder, das sind, glaube ich, Apex-Detektoren aus 2007. Okay, super. Jetzt haben wir also die empfindlichsten Detektoren, die jemals gebaut wurden. Was können wir damit machen? Ich habe vorhin schon gesagt, dass diese Quantenflugtuationen zu Beginn des Universums einen Abdruck im Krossbeschnitt der Grundstrahler hinterlassen hätten soll. Und wenn wir Detektoren in Wettraum bringen und das mit den Aufzeichnungen auf der Erde vergleichen, konnten wir diese Muster in der Hintergrundstrahlung erkennen. Von nix nach rechts gelesen sind immer empfindlichere Messungen der Flugtuationen. Zuerst in 1992 die CORO-Mission. Für diese Messung gab es auch einen Nobelpreis. Dann die WMAP-Mission 2003, die gerade vor ein paar Jahren ihre letzten Daten freigegeben haben. Und schießt sich das 2013er Planck-Daten-Release, das eben jetzt auch nur ein paar Jahre alt ist. Und ihr könnt sehen, dass über die Zeit die Empfindlichkeit besser wurde, die Auflösung wurde besser. Und man kann immer mehr Detail in der Krossbeschnitt-Hintergrundstrahlung sehen. Das ist toll. Also wir sehen jetzt diese Klumpen. Was bedeuten sie? Man kann dann eine Fourier-Transformation auf dieses Muster anwenden. Wir haben eine Karte des Simmels. Wir können sehen, wo es heißer und kälter ist. Wir Fourier-Transformieren das. Und was wir dann bekommen, ist ein Energiespektrum. Man könnte hier sehen, es geht wirklich schöne Berge und Täle. Und die sind von diversen Theorien sehr exakt davorgesagt. Die Höhe und die Abstände dieser Spitzen kann uns sagen, wo auch das Universum aufgebaut ist. Auf der rechten Seite haben wir Omega-Matter. Also oben Mitte, dass es wie viel Materie es im Universum gibt. Und ganz links haben wir die optische Tiefe zur Rekombination. Also wie viel Zeug es steht zwischen uns und dem Anfang des Universums. Und am rechten Ende ist quasi die Dämpfung dieses Chels. Und da können wir die Masse von Neutrinos messen. Im Moment haben wir nur grobe Richtwert, aber mit genug Messung könnte man das sehr genau sagen. Was auch noch wichtig ist, ist die Rolle von großen Computern. Wir haben jetzt diese Karte der Hintergrundstrahlung. Wenn aber jetzt so ein Abolometer über die Welle geführt wird, dann sieht man nur für einen sehr kurzen Moment eine Erhöhung der Energie. Und das muss man jetzt irgendwie in eine Karte ummachen. Was man also braucht, ist zum einen gute Algorithmen und zum anderen große Computer. Man muss außerdem viele verschiedene Modelle des Universums simulieren, um herauszufinden, welches man jetzt hat. Und schließlich muss man Markovketten und Simulationen ausführen können, um die Parameter des Modells zu finden, die zu den Daten passend ihr habt. Das braucht also Millionen von Rechenzeitstunden, um herauszufinden, was die Daten überhaupt bedeuten. Das wird erst möglich geworden, seit dem Fortschreiten von sehr schnellen Computern. Erst wenn er diese Daten in den 50ern gehabt hätte, hätte er niemals diese Ergebnisse bekommen, herauszufinden, woraus der Universum besteht, weil er keine Möglichkeit gehabt hätte, diese Berechnungen auszuführen. Von diesen extrem empfindlichen Messungen und den Berechnungen und Simulationen haben wir herausgefunden, dass das Universum zu 4% aus Parionen besteht. Das ist das Zeug, woraus alles hier besteht. Wir und die Erde und die Sterne und alles, was ihr sehen könnt. 26% dunkler Materie, 70% dunkler Energie, von der wir nicht wissen, was sie ist. Und dass das Universum 13,8 Milliarden Jahre alt ist. Das ist schon ziemlich cool. Das ist etwas, was man herausfinden kann, einfach nur, dass die Fluctuationen eines sehr gleichmäßigen Signals das 13,8 Milliarden Jahre alt ist. Ziemlich cool, ne? So, jetzt sind wir fertig, ja? Nein, wir sind nicht fertig. Zurück zu unserer kurzen Geschichte des Universums. Wir haben uns die Fluctuationen der krossischen Hintergrundstrahlung angeschaut. Diese Berge und Taylor in dem Spektrum. Es sind die heißen und kalten Flecken auf der Karte. Aber ihr könnt sehen, dass es diese Periode der Inflationen gibt zwischen den Quantenfluctuationen und der Rekombinationen. Und das ist eine Zeit in der Geschichte des Universums, über die wir als Physiker nicht viel wissen haben. Wir haben eine Menge Theorien, die wir gerne ausprobieren möchten. Und die krossische Hintergrundstrahlung ist nicht nur Fluctuationen in der Stärke, sondern sie ist auch polarisiert. Und viele Theorien der Inflationen sagen voraus, dass neben diesen Amplitunfluctuationen auch Polarisierungen sichtbar sein sollte. Und das sind Überreste von Gravitationswellen. Es gibt zwei Arten von Polarisierungen, die man in der Hintergrundstrahlung sehen könnte. Der eine ist RE-Modus, das ist auf der linken Seite. Das taucht auf die blauen Teile während kühle Flecken und die roten während heiße Flecken. Und die E-Polarisierung würde man entweder als ausländergehende Linien sehen oder als ein Kreis, der um den Punkt herum geht. Gravitationswellen würden etwas anderes produzieren, nämlich sogenannte BMODI-Polarisierung. Das ist eine Art Polarisierung, die spiralförmig rausgeht. Das heißt, man würde diese Windradmuster sehen. Und wenn man misst, wie stark die Amplitude dieser Polarisierung ist, dann wisst ihr was über die Energien, die damals Inflation benutzt wurden. Und das schränkt einen, welche Theorien überhaupt treffen können, zutreffen können. Das ist das Introbild dieses Talks und das ist eine Karte der Polarisierung der kosmischen Hintergrundstrahlung von Planksatelliten. Der Planksatelliten nutzte mehrere Zähne dieser spinnennetzartigen Volometer, die ich euch vorher gezeigt hatte, mit einem Poolfilter davor. Und obwohl das jetzt das relativ neueste Daten ist, ist es trotzdem schon fast zehn Jahre alt, die Technologie, die darin verwendet wurde. Und das zeigt uns E-Modi, die viel prominenter sind als die B-Modi, weil sie viel weniger empfindlich sind. Also die Farben, die ihr seht, sind die heißen und kalten Flecken und die Linien wiederum zeigen die Polarisierung. Also wir haben jetzt die Polarisierung gemessen, aber wir haben noch nichts von den B-Modi-Polarisierungen gesehen, weil wir zu wenige Pixel hatten. Und müssen wir also wieder bessere Detektoren bauen. Das ist ein Bild eines cryogenischen Volometer Matrix aus 2010. Und was Sie haben, ist ein phasenverschobenes Antennen-Array. Das ist ermöglicht, sehr empfindliche Polarisierung zu messen. Das Bild auf der linken Seite zeigt die Antennen und die Einrichtung erkennt eine Polarisierung, die in die andere Richtung die andere. Und jetzt haben wir zwei davon auf jeden Pixel. Das heißt, sie machen inherent Polarisierungsensibler-Detektoren und haben daraus noch gleich große Mengen gebaut. Und auf der rechten Seite seht ihr eine Fokusebenen aus diesem Projekt, die hunderte statt nur zehn dieser Pixel enthält. Und das ist dann eine Messung der B-Modus-Polarisierungen der kostbarste Hintergrundstrahlung. Und ihr könnt hier sehen diese verwundenen Muster um die heißen und kalten Spots. Das ist ein super wichtiges Resultat, das erst letztes Jahr rauskam. Und was ich daran wirklich mag, das ist ein Graf aller Experimente, die versucht haben, B-Modus-Polarisierungen zu messen. Die farbigen Punkte, oberen Teil, sind eine Reihe von zehn Experimenten, die versucht haben, das zu messen mit ihren gekühlten Bolometrie-Detektoren, aber in einzelnen Pixel, also sehr kleine Anzahl von Detektoren. Und die schwarzen Punkte sind die Bicep-2-Experiment mit hunderten solcher Detektoren, die inherent polarisiert sind. Das ist da viel empfindlicher. Und ihr könnt sehen, dass die Sintativität um Größenordnung verbessert wurde, um dieses Signal zu messen. Das wäre nicht möglich gewesen, ohne diesen technologischen Fortschritt. Okay, fertig, ja? Nein, immer noch nicht. Wir haben noch ein Problem. Und zwar, dass die Galaxie auch polarisiert ist. Es wäre total super, wenn man einfach rausgehen könnte, die Hintergrundstrahlung messen könnte und nur das sehen könnte, ohne irgendwelche Kontaminierungen. Aber wie viele von euch wissen, ist es immer irgendetwas, das ist also eine andere Karte von der Plankmission und sie zeigt die Polarisierung, die durch Staubpartikeln unserer Galaxie hervorrufen wird. Die galaxiert also ein magnetisches Feld und das sorgt dafür, dass die Staubpartikel in eine gewisse Richtung ausgerichtet werden. Und da wir nun leider in der Galaxie leben, müssen wir durch dieses Zeug durchschauen, um die Hintergrundstrahlung ordentlich zu messen. Und das kann diese Ergebnisse kontaminieren und deshalb auch die Ergebnisse des Bicep-Team in Frage gestellt. Der nächste Schritt ist also, Detektoren zu bauen, die mehrere verschiedene Farben sehen können. Die CCD-Kamera in eurem Phone, in eurem Smartphone, ist mehrfarbfähig. Deshalb bekommt ihr diese Mehrfarbbilder. Aber die Detektoren, die auf Millimeterwellenlänge waren, waren bisher einfarbig. Der nächste Fortschritt wäre also, polarisierungssensible Detektoren zu machen, die wir einmal wahrnehmen können. Hier sind Fotos von einem Experiment, das gerade jetzt gebaut wird und diese Kameras werden hunderttausende bis zehntausende Pixel haben und jeder einzelne Pixel wird drei Farben wahrnehmen können. Das erlaubt uns, einzelne Komponenten zu trennen. Deshalb könnt ihr hier sehen, das sind hochfrequente Staubemissionen, die man dann von den niedrigfrequenten Hintergrundstrahlungsemissionen trennen kann, die ihr sehen will. Wir wissen tatsächlich, was während der Inflation passiert ist. Hängt ab von neuer Technologie. Technologie hat also das Feld der Hintergrundstrahlungsforschung komplett revolutioniert. Ich möchte den Punkt machen, ohne diese fortgeschrittene Technologie wüssten wir nichts über die Hintergrundstrahlung, außer, dass sie sich in Temperaturen bei etwa 4 GHz, in Antennen bei etwa 4 GHz manifestiert. Eine andere Sache, die sehr wichtig ist ist viel Verarbeitung und das Auslesen von vielen Detektoren. Ich hatte jetzt nicht viel Zeit, über das Auslesen von Detektoren zu reden, aber es ist ein wirklich schwieriges Problem. Die meisten Experimente nutzen Hunderte von FPGAs um das Signal zu verarbeiten. Dann ein großer Computer. Für meine Doktorarbeit habe ich mehrere 100 Millionen CPU-Stunden verwendet. Das war nur ein winziger Schritt also ohne riesige Rechenzentren um das Inversum zu simulieren wäre nichts hier von möglich. Jetzt kommen wir zum interessanten Teil und das ist die Zukunft der Technologie in der Astronomie. Alles was wir über Astronomie in den letzten 400 Jahren wissen ist Fortschritten in Teleskopen, Detektoren, Computern zu verdanken und werden noch viele traditionelle Hardware-Fortschritte möglich sind. Zum Beispiel in allativen Optiken. Wir schießen riesige Laser in den Weltall um die Atmosphäre zu korrigieren. Das ist ziemlich cool. Moderne Interferometer, also viele Teleskope auf der ganzen Welt zusammenschalten für eine einzige Messung. Partikeldetektoren die solche Dinge wie Neutrinos messen können aus dem Weltraum. Es gibt aber auch eine Menge neue Technologien, die von das Internet noch nicht möglich gewesen wären. Wir betreten jetzt also eine Erart der Big Data wo viele unserer neuen Herausforderungen Berechnungen und Statistiken und einfach die Verarbeitung von gigantischen Datenmengen beeinhalten. Ein neues Experiment wird etwa ein Ex-Harbeit an Daten pro Tag produzieren. Wir haben also diese traditionellen Fortschritte in Technologie für die Astronomie, aber die sehr interessant ist als während wir uns in die Ära des Internets bewegen, wo wir alle offen zusammenarbeiten haben wir viele dieser traditionellen Fortschritte überspringen können und schauen uns andere Dinge an. Eine Sache ist zum Beispiel jedes Gerät, das man baut ist eine Handanfertigung. Es ist immer speziell, es ist immer teuer und es irgendwie anders zu finden und es ist schwierig. Dass sich jetzt da viele Leute anschauen ist neue Wege zu suchen um so etwas zu bauen und es gab gerade neulich ein Paper das veröffentlicht wurde, das heißt Hacking für die Astronomie können 3D Drucker und offene Hardware es ermöglichen für einen geringen Preis Submillimeter Auflösung zu erreichen von Karl Feinkoff aus Heidelberg und das eine ist dass man mit 3D Druck die Optiken für Teleskope baut und jeder könnte dann zuhause seine eigene Millimeter Wellenlänge Optik bauen aber auch das Auslesen und Kontrollen für Kontrollierungen des Instruments was sehr schwierig ist denn die gesamte Entwicklung passiert entlang der Open Hardware Association Richtlinien das heißt es ist für die ganze Welt offen um es zu benutzen und zu verändern das ist wohl übrigens inspiriert von der Hardworking Community und die sind alle auch in diesem Paper genannt also vielen Dank ihr seid alle Teil davon wenn eine andere Sache ist, offene Software für viele Jahre haben Astronomen mit Datenanalyse auf ihren Computern gearbeitet indem sie ihre bevorzugten Code verwendet haben also ich nutze da ein Tool das heißt IDL hat schon euch jemand schon mal gehört nein, 1, 2 vielleicht und Astronomen haben herausgefunden dass es tatsächlich kein so guter Weg ist voranzukommen also ein Projekt das seit der Weile jetzt geht läuft ist das Astropyprojekt das ist eine Gruppe von Astronomen die versuchen eine Open Source Python Paket zu bauen für alle Astronomischen Daten die ihr jemals machen können wollen würdet ein anderes Paper wurde veröffentlicht das heißt bring out your codes bringt auch ein Code das Problem das sie angehen ist dass Leute Daten nehmen dass sie dann irgendeine Paper veröffentlichen aber niemand kann das nachvollziehen oder den Code checken es wurde jetzt auch ein neues Journal geschaffen das heißt Astronomie und Computern wo man nicht nur seinen Source Code veröffentlicht damit anderes nutzen kann sondern auch um die Ergebnisse der anderen Kopen zu verifizieren und gleichzeitig kam da auf die Astrophysik Quelltext Bibliothek, die ASCL schließlich verteiltes Rechnen wurde ein großes Ding ich habe schon gesagt ich habe Millionen von Stunden für meine Doktorarbeit benutzt aber es gibt einfach nicht so viele Supercomputer in der Welt und es ist nicht so leicht diese Zeit zu bekommen man muss ein Proposisch schreiben man muss warten und hoffen es gibt also etwas das Boink heißt das ist von der Universität Berkeley und das erlaubt es allen weltweit ihre ungenutzte Rechenzeit zur Verfügung zu stellen für wissenschaftliche Experimente das prominenteste was wahrscheinlich viele von euch kennen es war ein Bildschirmschoner der in den frühen 2000ern rauskam und dem Cityprojekt ermöglichte ihre Radiobellendatens analysieren ein etwas neueres ist Cosmology at Home und dieses Projekt nutzt den Computer um verschiedene Modelle des Universums zu simulieren das ist also auch ziemlich cool ein anderer Aspekt von verteilter Berechnung ist es man die Öffentlichkeit also auch nicht der Experten einbeziehen kann vielleicht seid ihr interessiert daran Universen auf ihrem Rechtheit zu simulieren aber vielleicht sind das nicht alle Menschen deshalb ein tolles Beispiel was die breite Masse involvieren kann ist der Galaxy Zoo und das ist ein Problem das ist die SDSS wie jede jede Nacht Millionen von Datenpunkten reduziert und deshalb haben sie jetzt im Galaxy Zoo versuchen sie jetzt 50 Millionen Galaxien zu klassifizieren und das ist nicht nur eine anstrengende Arbeit das ist unglaublich langweilig und man wird damit nicht fertig und da gibt es jetzt den Galaxy Zoo wo Freiwillige sich diese Bilder anschauen können und sie klassifizieren können und es wird immer bekannter und es hat schon zu einigen interessante neue Deckungen geführt wie viele von euch haben ein Smartphone eine Tasche großartig alle von euch könnten Teil eines weltweiten Netzwerk von kosmischen Strahlungs-Sitektoren sein was es grundsätzlich was es ist jedes einzelne eurer Smartphones hat diese CCD-Chips über die ich eben geredet habe diese Chips sind empfindlich für das Licht das kosmische Schiff die wir hier sehen das ist ein Schiff das Licht das kosmische Strahlung auswürst wenn es sie trifft wir haben 1,5 Milliarden Smartphones auf diesem Planeten wenn wir sie allen mit Internet verbinden hättet ihr den größten Detektor für kosmische Strahlungen jemals gebaut das ist ziemlich cool wenn ihr also interessiert und seid Teil dieses Experiments zu sein hier ist der Link ich hoffe ich konnte euch heute ein bisschen zeigen dass die Technologie einen riesigen Unterschied in den Fortschritt der Astrophysik und der Astronomie gemacht hat über die letzten 400 Jahre aber großer Rechner und verteiltes Rechnen kamen erst vor Kurzem auf die Bühne es ist tatsächlich erst letzten 20 bis 30 Jahren wo das bekannt und wichtig wurde und schließlich die Wissenschaft endlich offene Hardware und Software gut heißt und verwendet das heißt diese neuen Technologien die jetzt verfügbar sind zum Beispiel 1,5 Milliarden Smartphones auf dem Planeten wird es hoffentlich ermöglichen neue Entdeckungen zu machen die vorher nie möglich gewesen wären also vielen Dank fürs Zuhören wir haben etwa fünf Minuten für einige Fragen also bitte kommt zu den Mikrofonen rechts und links finden ihr Fragen oder Klarstellungen habt wünscht nach Klarstellungen irgendjemand danke für diesen Vortrag sehr interessant noch eine Frage warum haben Leute wie haben Leute dieses große Horn in 65 bekommen ich weiß leider die Frage nicht ich weiß leider die Antwort nicht wofür das große Horn gebaut war die Frage glaube ich damals wusste man nicht über die Hintergrundstrahlung also es war für einen anderen Zweck gebaut dass ich mich gerade nicht erinnere das ist im Wikibitär zu sehen könnt nachschauen aber das interessantes Ergebnis war tatsächlich das Unerwartete dass nur mit dieser Technik möglich wurde ich glaube dass vielleicht der Ursprungszweck war irgendwas mit Sektanale anzuschauen die auf der Erde von anderen Menschen die anderen Technologien erzeugt worden sind ich weiß es nicht, muss sie nachschauen irgendwelche weiteren Fragen wir haben noch ein paar Minuten hallo ich denke das war für mich der allerbeste Talk danke was für eine Arbeit tust du ja also ich habe meine Doktorarbeit über die kosmische Hintergrundstrahlung geschrieben also das ist was ich für etwa 6 Jahre in der Universität gemacht habe jetzt habe ich mich auf Intrarot Astronomie verlegt ich fokussiere also darauf riesige Laser in die Atmosphäre zu schießen wofür ja ok weil wir riesen Laser in den Weltraum schießen können also es geht die Max das Black Institute für extra terrestrische Physik in Garching schaut sich zwei Dinge an das eine ist das galaktische Zentrum der Galaxie es gibt dort ein supermassives schwarzes Loch im Zentrum unserer Milchstraße und es gibt starne dieses schwarze Loch umkreisen und wir können diese Bahnen sehr genau messen und testen ob die allgemeine Relativität Theorie korrekt ist in diesen extremen Bedingungen und das andere ist die Formation und Evolution von Galaxien mit hoher Rotverschiebung und diese Messungen werden am besten im Infrarotbereich gemacht ich arbeite also im ganz anderen Wellenlängenbereich den über den ich geredet habe danke das ist sehr spannend du hast gesagt dass sehr viele dieser CCDs Silizium basiert sind gibt es hätte es einen Sinn Galliumasenit zu benutzen oder gibt es vielleicht einen Grund der mit der Größe der Diktoren zusammenhängt wir benutzen das Galliumasenit im Infrarotbereich was eine Welling ist, die ich heute nicht geredet habe und da hat man dann andere Lücken in der Entdeckung der Erfassung der Photonen das ist schwerer weil die gesamte Elektronikindustrie im Siliziumbereich gebaut ist also die alle Technologie um diese Detektoren zu bauen Silizium ist einfach erhältlich wenn wir andere Materialien wie Galliumasenit oder Quecksilber Katmium wenn wir haben also nicht die Infrastruktur die haben wir für Silizium ich erinnere mich es gab einen Dokumentarfilm über einen Rennen durch Australien mit solargetriebenen Autos und diese anderen Materialien gaben also mehr Reaktionsfähigkeit und danke für die Frage und nochmal danke mit den Lesen für ihren fantastischen Tag