Das Standardmodell der Kosmologie, Teil 2 - Institut für ...
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T h e m e n d e r W i s s e n s c h a f t<br />
<strong>Das</strong> <strong>Standardmodell</strong><br />
<strong>der</strong> <strong>Kosmologie</strong><br />
<strong>Teil</strong> 2: Der kosmische Mikrowellenhintergrund – Supernovae vom Typ Ia –<br />
Strukturen im Universum – Konsistenz in <strong>der</strong> <strong>Kosmologie</strong> – Inflation<br />
und Dunkle Energie<br />
von Matthias bartelmann<br />
In diesem zweiteiligen Artikel wird unser aktuelles Verständnis <strong>der</strong><br />
Welt als Ganzes vorgestellt: Heute ist die <strong>Kosmologie</strong> ein hochaktuelles<br />
Forschungsgebiet, in dem sich Astrophysik und <strong>Teil</strong>chenphysik,<br />
Theorie, Beobachtung und Experiment aufs Engste berühren.<br />
Rückblick auf <strong>Teil</strong> 1<br />
m <strong>Teil</strong> 1 dieses Artikels (SuW 8/<br />
2007,S. 38) beschrieb, wie einfache kosmologische<br />
Modelle aus <strong>der</strong> Allgemeinen<br />
Relativitätstheorie konstruiert werden<br />
können und welche überwältigende Bestätigung<br />
sie durch zahlreiche Beobachtungen<br />
finden. Bereits diskutiert wurden<br />
die Ausdehnung und das Alter des<br />
Bereits im ersten <strong>Teil</strong> dieses Beitrags<br />
wurde besprochen, wie<br />
George Gamow auf beeindruckende<br />
Weise von <strong>der</strong> Häufigkeit leichter<br />
Elemente, insbeson<strong>der</strong>e des Heliums,<br />
auf die Existenz eines Strahlungshintergrunds<br />
im Mikrowellenbereich schloss.<br />
Die bemerkenswerte Tatsache, dass es im<br />
Universum eine bestimmte Menge Helium-4<br />
gibt, und nicht entwe<strong>der</strong> gar keines<br />
o<strong>der</strong> nur Helium-4, erfor<strong>der</strong>te genau<br />
die richtige Menge Deuterium als Vorstufe,<br />
und damit genau das richtige Verhältnis<br />
zwischen den Anzahldichten von Baryonen<br />
und Photonen. Wenn im frühen<br />
Universum thermisches Gleichgewicht<br />
zwischen seinen verschiedenen Komponenten<br />
herrschte, musste dabei auch<br />
thermische Strahlung entstanden sein.<br />
Universums, die Entstehung <strong>der</strong> leichten<br />
Elemente gleich nach dem Urknall und<br />
die Hinweise auf Dunkle Materie aus <strong>der</strong><br />
Bewegung von Sternen und Galaxien und<br />
aus dem Gravitationslinseneffekt. Hier<br />
wird die Geschichte fortgesetzt und mit<br />
einem Ausblick auf Inflation und Dunkle<br />
Energie abgeschlossen.<br />
Thermische Hintergrundstrahlung<br />
Die Entdeckung dieses Kosmischen Mikrowellenhintergrunds<br />
(Cosmic Microwave<br />
Background, CMB) ist die interessante Geschichte<br />
zweier Forschergruppen, von<br />
denen die eine beim Ausmessen einer Telefonantenne<br />
zufällig fand, was die an<strong>der</strong>e<br />
aufgrund guter theoretischer Argumente<br />
zu finden hoffte. Jedenfalls erschienen im<br />
Mai 1965 zwei Arbeiten im Astrophysical<br />
Journal: Eine von Arno Penzias und Robert<br />
Wilson, in <strong>der</strong> die Entdeckung eines<br />
offenbar vollkommen richtungsunabhängigen<br />
Strahlungshintergrunds bei einer<br />
Wellenlänge von 74 Millimetern beschrieben<br />
wurde, und eine von Robert<br />
Dicke, Jim Peebles, Peter G. Roll und David<br />
T. Wilkinson, die den kosmischen Ursprung<br />
dieser Strahlung als eine Möglichkeit<br />
beschrieb.<br />
Damit drängten sich zwei Fragen in<br />
den Vor<strong>der</strong>grund. Zum einen: Ist die entdeckte<br />
Strahlung wirklich thermische<br />
Strahlung? Und zum an<strong>der</strong>en: Da unser<br />
Universum offenbar nur eine Näherung<br />
des Idealfalls eines homogenen und isotropen<br />
Friedmann-Kosmos ist, weil es<br />
durchaus nicht homogen, son<strong>der</strong>n strukturiert<br />
ist, sollte auch <strong>der</strong> CMB nur näherungsweise<br />
isotrop sein und bei genauerer<br />
Beobachtung ebenfalls Strukturen<br />
zeigen. Entsprechend war die zweite<br />
Frage: Weist <strong>der</strong> CMB Abweichungen von<br />
<strong>der</strong> idealen Isotropie auf, die mit den heutigen<br />
kosmischen Strukturen in Einklang<br />
zu bringen sind? Beide Fragen erwiesen<br />
sich als außerordentlich fruchtbar, ließen<br />
36 Sterne und Weltraum September 2007
Abb. 1: <strong>Das</strong> Hubble Ultra Deep<br />
Field ist die tiefste jemals gewonnene<br />
Aufnahme (Belichtungszeit<br />
insgesamt: eine Million Sekunden<br />
o<strong>der</strong> knapp zwölf volle Tage). Sie<br />
reicht bis zum Rand <strong>der</strong> Welt, wo<br />
die ersten Sterne und Galaxien<br />
aufleuchteten.<br />
Princeton University<br />
Nasa/Cobe<br />
Nasa/Esa/STScI<br />
<br />
Abb. 2: P. James E. (Jim) Peebles<br />
forscht und lehrt heute an<br />
<strong>der</strong> Universität Princeton. Ihm<br />
verdanken wir ganz wesentliche<br />
Ideen, auf denen das kosmologische<br />
<strong>Standardmodell</strong> aufbaut.<br />
Zu seinen großen Leistungen gehören<br />
– neben vielen an<strong>der</strong>en –<br />
die Vorhersage <strong>der</strong> Strukturen im<br />
kosmischen Mikrowellenhintergrund<br />
und das Modell <strong>der</strong> kalten<br />
Dunklen Materie.<br />
Abb. 3: Mit dem Satelliten Cobe<br />
wurden Temperaturschwankungen<br />
im Bereich von einigen zehn<br />
Mikrokelvin am Mikrowellenhimmel<br />
gefunden. Diese geringe<br />
Schwankungsamplitude weist darauf<br />
hin, dass <strong>der</strong> größte <strong>Teil</strong> <strong>der</strong><br />
Materie im Universum gar nicht<br />
mit Licht in Wechselwirkung treten<br />
kann.<br />
In Kürze<br />
m Die kosmische Hintergrundstrahlung<br />
im Mikrowellenbereich (CMB) erreicht uns<br />
aus allen Himmelsrichtungen, sie bezeugt<br />
den heißen Anfang <strong>der</strong> Welt. Ihre kürzlich<br />
gelungene, präzise Vermessung führt<br />
zur genauen Festlegung vieler Parameter<br />
des kosmologischen <strong>Standardmodell</strong>s.<br />
m Eine Supernova vom Typ Ia leuchtet<br />
dann auf, wenn ein Weißer Zwerg in einem<br />
Doppelsternsystem von seinem Begleiter<br />
so viel Material aufsammelt, dass<br />
er explodiert. <strong>Das</strong> geschieht stets unter<br />
gleichen Bedingungen. Deshalb sind<br />
diese Supernovae stets gleich hell und<br />
eignen sich bestens als Standardkerzen<br />
zur Vermessung des Weltalls.<br />
aber bis zum Jahr 1992 auf ihre Beantwortung<br />
warten.<br />
Wie die erste Frage zu überprüfen sei,<br />
war klar. Man würde ein Spektrum des<br />
CMB aufnehmen und feststellen müssen,<br />
ob es die wohlbekannte Form des Spektrums<br />
eines thermischen Strahlers aufweist,<br />
ein so genanntes Planck-Spektrum.<br />
Zur zweiten Frage musste erst geklärt<br />
werden, welche Strukturen man im CMB<br />
aufgrund <strong>der</strong> heutigen Strukturen im<br />
Universum zu finden erwartete. Klar war<br />
jedenfalls, dass die Vorläufer <strong>der</strong> heutigen<br />
Strukturen auch Spuren in <strong>der</strong> Temperatur<br />
des CMB hinterlassen haben mussten.<br />
Davon wird später noch die Rede sein.<br />
Es ist nicht schwierig zu berechnen,<br />
dass <strong>der</strong> CMB freigesetzt worden sein<br />
musste, als das Universum auf etwa 3000<br />
Kelvin abgekühlt war, und dass das Universum<br />
hierfür etwa 400 000 Jahre gebraucht<br />
haben musste. Damals wurde<br />
es kühl genug, dass sich Atome aus dem<br />
vorherigen Plasma bilden konnten. Damit<br />
verschwanden die freien elektrischen<br />
Ladungen <strong>der</strong> Elektronen und <strong>der</strong> Atomkerne,<br />
die vorher eine freie Ausbreitung<br />
des CMB verhin<strong>der</strong>t hatten, und die Photonen<br />
bekamen freie Bahn. Dieser Übergang<br />
vom ionisierten zum neutralen Zustand<br />
dauerte etwa 40 000 Jahre.<br />
Schon Gamow hatte abgeschätzt, dass<br />
die heutige Temperatur des CMB einige<br />
Kelvin betragen sollte. Da die Strahlungstemperatur<br />
im Universum im gleichen<br />
Maß abnimmt wie das Universum<br />
sich ausdehnt, musste ein beliebiger Ausschnitt<br />
des Universums um etwa das Tausendfache<br />
kleiner als heute gewesen sein,<br />
als <strong>der</strong> CMB freigesetzt wurde. Nun wachsen<br />
auch Strukturen im Universum in<br />
etwa demselben Maß an, wie es sich ausdehnt.<br />
<strong>Das</strong> bedeutet, dass die kosmischen<br />
Strukturen, <strong>der</strong>en Amplitude wir heute<br />
messen können, etwa ein Tausendstel<br />
dieser Amplitude gehabt haben sollten,<br />
als <strong>der</strong> CMB entstand. Daraus kann<br />
man schließen, dass <strong>der</strong> CMB bei seiner<br />
mittleren Temperatur von einigen Kelvin<br />
Temperaturschwankungen von einigen<br />
Tausendstel Kelvin zeigen sollte, also im<br />
Millikelvin-Bereich. Durch zunehmend<br />
genaue Messungen stellte sich im Lauf<br />
von Jahren heraus, dass es Temperaturschwankungen<br />
dieser Größenordnung<br />
im CMB nicht gab. Die <strong>Kosmologie</strong> geriet<br />
in eine Krise.<br />
m Die Strukturen im Universum sind<br />
im Keim bereits im CMB angelegt. Heute<br />
glauben wir zu verstehen, wie die anfänglichen<br />
minimalen Temperatur- und<br />
Dichteschwankungen im Quantenbereich<br />
zur Entstehung <strong>der</strong> Galaxien und zu <strong>der</strong>en<br />
großräumiger Verteilung geführt haben.<br />
m Inflation und Dunkle Energie sind<br />
zwei Zutaten des <strong>Standardmodell</strong>s, die<br />
wir noch nicht wirklich verstehen. Inflation<br />
erklärt die Flachheit des Raums,<br />
Dunkle Energie erklärt dessen beschleunigte<br />
Expansion. Die Lösung dieser Rätsel<br />
wird uns vermutlich in eine neue<br />
Physik führen.<br />
Sterne und Weltraum September 2007<br />
37
Einen eleganten Ausweg schlug Jim<br />
Peebles (Abb. 2) vor. Er argumentierte,<br />
dass die Schwankungen im Millikelvin-<br />
Bereich nur dann zu erwarten wären,<br />
wenn alle Materie im Universum elektromagnetisch<br />
wechselwirken könnte.<br />
Sollte die Dunkle Materie, aus <strong>der</strong> die<br />
kosmischen Strukturen überwiegend bestehen,<br />
aber gar nicht mit Licht in Wechselwirkung<br />
treten können, so würden die<br />
Temperaturschwankungen im CMB etwa<br />
um das Hun<strong>der</strong>tfache geringer ausfallen<br />
und im Bereich von einigen zehn Mikrokelvin<br />
liegen. Es war ein Triumph dieser<br />
Überlegung, als schließlich <strong>der</strong> Satellit<br />
Cobe genau solche Schwankungen im<br />
CMB fand (Abb. 3). Damit wurde die Tatsache,<br />
dass Temperaturschwankungen<br />
im CMB nicht im Bereich von Millikelvin,<br />
son<strong>der</strong>n im Bereich von etwa zehn Mikrokelvin<br />
liegen, zum kräftigsten Argument<br />
für die Annahme, dass die Dunkle<br />
Materie aus Elementarteilchen bestehe,<br />
die nicht elektromagnetisch wechselwirken<br />
können.<br />
Die Bestätigung <strong>der</strong> Temperaturschwankungen<br />
im CMB war eine von<br />
zwei bahnbrechenden Leistungen, die<br />
mit dem Cobe-Satelliten gelangen und<br />
die mit dem Nobelpreis für das Jahr 2006<br />
ausgezeichnet wurden. Die an<strong>der</strong>e war<br />
die genaue Vermessung des Spektrums<br />
des CMB und die Bestätigung, dass es<br />
sich in <strong>der</strong> Tat um das erwartete Planck-<br />
Spektrum handelt (Abb. 4). Tatsächlich ist<br />
das Spektrum, das <strong>der</strong> Cobe-Satellit vom<br />
CMB aufnahm, das bisher genaueste experimentell<br />
bestätigte Planck-Spektrum,<br />
einschließlich aller Labormessungen.<br />
Die daraus abgeleitete Temperatur von<br />
2.728 Kelvin bestätigte Gamows Abschätzung<br />
aus den 1940er Jahren auf eindrucksvolle<br />
Weise.<br />
Eine interessante Frage schließt sich<br />
hier unmittelbar an. Vorhin wurde erwähnt,<br />
dass <strong>der</strong> CMB nicht instantan freigesetzt<br />
wurde, son<strong>der</strong>n im Verlauf von<br />
etwa 40 000 Jahren. Währenddessen fiel<br />
die Temperatur um etwa 200 Kelvin ab.<br />
Manche <strong>der</strong> CMB-Photonen, die wir heute<br />
beobachten, sollten also etwas früher<br />
ein etwas heißeres, manche etwas verspätet<br />
ein etwas kühleres Plasma verlassen<br />
haben. Wir sollten also gerade nicht<br />
ein Planck-Spektrum zu einer einzigen,<br />
scharf definierten Temperatur sehen,<br />
son<strong>der</strong>n eine Mischung von Planck-Spektren<br />
aus einem Temperaturbereich von<br />
etwa 200 Kelvin. Wie kann es sein, dass<br />
wir trotzdem ein Planck-Spektrum zu einer<br />
Temperatur beobachten?<br />
Die Antwort liefert einen weiteren indirekten<br />
Hinweis auf die Gültigkeit <strong>der</strong><br />
Friedmann-<strong>Kosmologie</strong>. Ein verfrühtes<br />
CMB-Photon hatte eine etwas längere Reise<br />
vor sich als ein verspätetes. Zwischen<br />
<strong>der</strong> Aussendung des verfrühten Photons<br />
und heute dehnte sich das Universum<br />
daher etwas mehr aus und kühlte damit<br />
das verfrühte Photon etwas stärker ab.<br />
Im Rahmen <strong>der</strong> Friedmann-<strong>Kosmologie</strong><br />
ist diese etwas stärkere Abkühlung gerade<br />
so groß, dass sie die etwas höhere Anfangstemperatur<br />
des Photons exakt ausgleicht.<br />
Erst diese nachträgliche, leicht<br />
unterschiedliche Abkühlung reduziert die<br />
eigentlich erwartete Mischung aus Planck-<br />
Spektren zurück auf ein einziges. Die Tatsache,<br />
dass Cobe mit höchster Genauigkeit<br />
ein Planck-Spektrum fand, beweist<br />
also neben dem thermischen Ursprung<br />
des CMB auch, dass die Temperatur im<br />
Lauf <strong>der</strong> Entwicklung des Universums gerade<br />
in <strong>der</strong> Weise abgefallen ist, wie ein<br />
Friedmann-Modell es erwarten lässt.<br />
Strukturen im CMB<br />
Für die Strukturen im CMB (Abb. 5) sind<br />
drei physikalische Effekte verantwortlich.<br />
Zu den bereits angelegten Dichteschwankungen<br />
gehören Schwankungen<br />
des Gravitationspotentials. Wo die Dichte<br />
etwas erhöht war, war das Potential<br />
geringer, und umgekehrt. Photonen, die<br />
aus Potentialsenken herauslaufen mussten,<br />
als <strong>der</strong> CMB freigesetzt wurde, verloren<br />
einen kleinen <strong>Teil</strong> ihrer Energie, und<br />
ebenso gewannen solche Photonen Energie,<br />
die von Potentialhügeln loslaufen<br />
konnten. Dieser Effekt, <strong>der</strong> allein dadurch<br />
bedingt ist, dass die CMB-Photonen in einer<br />
leicht hügeligen Potentiallandschaft<br />
freigesetzt wurden, heißt Sachs-Wolfe-Effekt<br />
und spielt auf den größten Skalen die<br />
wesentliche Rolle.<br />
Auf kleineren Skalen setzen Schwingungen<br />
ein. Sie werden dadurch verursacht,<br />
dass Überdichten aus Dunkler<br />
Materie aufgrund ihrer Schwerkraft<br />
das Gemisch aus Photonen und Gas zu<br />
komprimieren beginnen, sodass dessen<br />
Druck steigt und <strong>der</strong> Kompression<br />
entgegen wirkt. <strong>Das</strong> ist <strong>der</strong>selbe Mechanismus,<br />
<strong>der</strong> es Schallwellen ermöglicht,<br />
sich durch die Luft auszubreiten, weshalb<br />
man von akustischen Schwingungen spricht.<br />
Sie breiten sich mit einer Schallgeschwindigkeit<br />
aus, die knapp sechzig Prozent <strong>der</strong><br />
Lichtgeschwindigkeit beträgt und kamen<br />
daher in den etwa 400 000 Jahren zwischen<br />
dem Urknall und <strong>der</strong> Freisetzung<br />
des CMB höchstens etwa 230 000 Lichtjahre<br />
weit. Strukturen, die größer als die-<br />
Intensität [MJy/steradian]<br />
400<br />
300<br />
200<br />
100<br />
2<br />
Wellenlänge [mm]<br />
1<br />
0.67<br />
0<br />
0 150<br />
300 450<br />
600<br />
Frequenz [GHz]<br />
0.5<br />
Nasa/Cobe<br />
<br />
<br />
Abb. 4: <strong>Das</strong> vom Firas-Instrument<br />
an Bord des Cobe-Satelliten aufgenommene<br />
Spektrum des kosmischen<br />
Mikrowellenhintergrunds<br />
ist das beste jemals gemessene<br />
Planck-Spektrum. Die Fehlerbalken<br />
<strong>der</strong> einzelnen Messpunkte<br />
entsprechen 400 Standardabweichungen!<br />
Abb. 5: Der Wmap-Satellit hat inzwischen<br />
eine sehr viel detailliertere<br />
Karte <strong>der</strong> Temperaturschwankungen<br />
im CMB aufgenommen.<br />
Anhand <strong>der</strong> charakteristischen<br />
Skalen <strong>der</strong> sichtbaren Strukturen<br />
können viele kosmologische<br />
Parameter genau bestimmt werden.<br />
38 Sterne und Weltraum September 2007
SuW<br />
<br />
einem negativ gekrümmten Raum voneinan<strong>der</strong><br />
weg gekrümmt. Dementsprechend<br />
erscheint dieselbe physikalische<br />
Länge, zum Beispiel <strong>der</strong> Schallhorizont,<br />
in einem positiv gekrümmten Raum unter<br />
einem größeren, in einem negativ gekrümmten<br />
Raum unter einem kleineren<br />
Winkel (Abb. 6). Die Winkelgröße des<br />
Schallhorizonts kann aus den Temperaturschwankungen<br />
des CMB abgelesen<br />
werden, und seine physikalische Größe<br />
ist bekannt. Aus dem Vergleich bei<strong>der</strong><br />
folgt, dass unser Universum mit hoher<br />
Genauigkeit gerade nicht gekrümmt, son<strong>der</strong>n<br />
räumlich flach ist.<br />
<strong>Das</strong> allein ist in mindestens zweierlei<br />
Hinsicht ein bemerkenswertes Ergebnis.<br />
Zum einen ist räumliche Flachheit eine instabile<br />
Eigenschaft eines Friedmann-Modells.<br />
Nur solche Modelle, die von Anfang<br />
an räumlich flach waren, bleiben es auch.<br />
Jede anfängliche Krümmung verstärkt<br />
sich im Lauf <strong>der</strong> kosmischen Entwicknegativ<br />
gekrümmt<br />
<br />
flach<br />
positiv<br />
gekrümmt<br />
ser Schallhorizont waren, konnten also<br />
nicht akustisch schwingen.<br />
Auf noch kleineren Skalen setzt ein<br />
Effekt ein, <strong>der</strong> daher kommt, dass ausreichend<br />
kleine Strukturen Photonen nicht<br />
400 000 Jahre lang einschließen können.<br />
Wenn die Strecke, die ein durchschnittliches<br />
Photon vor seiner Freisetzung zurücklegen<br />
konnte (seine mittlere freie<br />
Weglänge), größer war als die Struktur,<br />
in <strong>der</strong> es sich aufhielt, konnte es sie einfach<br />
verlassen und damit dazu beitragen,<br />
die Struktur zu verwischen. Dieser Diffusionsprozess<br />
<strong>der</strong> Photonen heißt Silk-<br />
Dämpfung und sorgte dafür, dass Strukturen<br />
umso stärker unterdrückt wurden, je<br />
kleiner sie waren.<br />
Entscheidend für die <strong>Kosmologie</strong> ist,<br />
dass diese drei Effekte empfindlich von<br />
den kosmologischen Parametern abhängen,<br />
insbeson<strong>der</strong>e von den Dichteparametern<br />
<strong>der</strong> Dunklen und <strong>der</strong> baryonischen<br />
Materie sowie <strong>der</strong> kosmischen<br />
Expansionsrate zur Zeit <strong>der</strong> Entstehung<br />
des CMB, die durch die Hubble-Konstante<br />
parametrisiert wird. Weiterhin sorgen die<br />
drei genannten Effekte für charakteristische<br />
Muster in <strong>der</strong> Intensität beziehungsweise<br />
<strong>der</strong> Temperatur des CMB und können<br />
daher durch <strong>der</strong>en statistische Analyse<br />
bestimmt werden. Ohne Details zu<br />
beschreiben, sind vielleicht zwei Beispiele<br />
hierfür nachvollziehbar.<br />
Die akustischen Schwingungen werden<br />
durch das Wechselspiel von Gravitation<br />
und Druck getrieben. Die Schwerkraft,<br />
mithin die Gesamtdichte <strong>der</strong> Dichteschwankungen,<br />
sorgt für Kontraktion,<br />
<strong>der</strong> Druck, bestimmt durch die Dichte<br />
des Gases, durch dessen Temperatur<br />
und durch die Photonendichte, verursacht<br />
die Expansion. Die Ausprägung dieser<br />
Schwingungen, insbeson<strong>der</strong>e <strong>der</strong>en<br />
Amplitude, ist durch das Verhältnis <strong>der</strong><br />
Dichten <strong>der</strong> baryonischen zur Dunklen<br />
Materie gegeben.<br />
Beson<strong>der</strong>s eindrücklich ist das folgende<br />
zweite Beispiel. Oben wurde schon<br />
erwähnt, dass akustische Schwingungen<br />
nur auf solchen Skalen auftreten können,<br />
die kleiner als <strong>der</strong> Schallhorizont sind. Diese<br />
physikalische Länge kennen wir aus<br />
<strong>der</strong> Theorie. Am Himmel können wir<br />
feststellen, wie groß die dazugehörige<br />
Winkelgröße ist. Unter welchem Winkel<br />
eine bestimmte physikalische Länge erscheint,<br />
ist eine Frage <strong>der</strong> Raumgeometrie<br />
beziehungsweise <strong>der</strong> Raumkrümmung:<br />
Während sich in dem uns vertrauten euklidischen<br />
Raum zwei Lichtstrahlen aus<br />
einer Quelle geradlinig ausbreiten und<br />
dabei ihren Abstand zueinan<strong>der</strong> linear<br />
vergrößern, werden sie in einem positiv<br />
gekrümmten Raum aufeinan<strong>der</strong> zu, in<br />
<br />
<br />
Abb. 6: Der Winkel, unter dem<br />
uns eine gegebene Länge in einer<br />
gegebenen Entfernung erscheint,<br />
hängt von <strong>der</strong> Art <strong>der</strong><br />
Raumkrümmung ab.<br />
Nasa/Wmap<br />
Sterne und Weltraum September 2007<br />
39
Nasa/Esa<br />
lung. Also führt die räumliche Flachheit<br />
unseres Universums, die aus den Strukturen<br />
im CMB abgelesen werden kann,<br />
unweigerlich zu <strong>der</strong> Frage, wodurch das<br />
Universum anfänglich so extrem flach<br />
wurde, dass es bis heute so geblieben ist.<br />
Zum an<strong>der</strong>en erfor<strong>der</strong>t räumliche Flachheit,<br />
dass die Gesamtdichte aller Materieund<br />
Energieformen im Universum gerade<br />
die kritische Dichte ergibt. Bisher ergibt<br />
unsere Bilanz aber nur etwa ein Drittel<br />
davon: Baryonen tragen vier Prozent bei,<br />
und mit Dunkler Materie kommen wir<br />
auf etwa dreißig Prozent. Offenbar fehlt<br />
uns bisher <strong>der</strong> entscheidende Anteil.<br />
Supernovae vom Typ Ia<br />
In einem Supernova-Ereignis leuchtet<br />
ein Stern in wenigen Tagen hell auf, um<br />
dann innerhalb von Monaten wie<strong>der</strong> zu<br />
verlöschen. Die dabei erreichten Leuchtkräfte<br />
sind extrem: Im Helligkeitsmaximum<br />
strahlt eine Supernova etwa so viel<br />
Licht ab wie die gesamte Galaxie, die sie<br />
beherbergt (Abb. 7).<br />
N<br />
<br />
O<br />
Abb. 7: Supernovae, wie hier die<br />
Supernova 1994d in <strong>der</strong> Galaxie<br />
NGC 4526, <strong>der</strong>en innerer Bereich<br />
in dieser Aufnahme mit dem HST<br />
abgebildet ist, leuchten etwa so<br />
hell auf wie die Galaxien, in denen<br />
sie auftreten.<br />
Zeigt ihr Spektrum Wasserstofflinien,<br />
gehört sie zum Typ II, an<strong>der</strong>enfalls zum<br />
Typ I. Findet man keinen Wasserstoff,<br />
aber Silizium, wird sie als Typ-Ia-Supernova<br />
(SNIa) bezeichnet. Supernovae werden<br />
durch thermonukleare Explosionen<br />
ausgelöst, in denen entwe<strong>der</strong> <strong>der</strong> Kern<br />
eines massereichen Sterns ausbrennt und<br />
aufgrund seiner Schwerkraft kollabiert,<br />
o<strong>der</strong> in denen ein Weißer Zwerg durch<br />
äußere Einflüsse über die Massengrenze<br />
getrieben wird, die er noch stabilisieren<br />
kann. Zu ersteren gehören die Typen Ib/c<br />
und II, letztere bilden den Typ Ia.<br />
Weiße Zwerge bestehen im Kern aus<br />
Kohlenstoff und Sauerstoff. Weitere Fusion<br />
ist nicht möglich, weil die Masse<br />
nicht ausreicht, um die Zentraltemperatur<br />
hoch genug zu treiben. Die nukleare<br />
Energieerzeugung erlischt, und <strong>der</strong> Stern<br />
wird so weit komprimiert, dass das Elektronengas<br />
in seinem Inneren entartet und<br />
ihn durch seinen Fermidruck stabilisiert.<br />
<strong>Das</strong> ist bis zur Chandrasekhar-Grenze<br />
von knapp 1.4 Sonnenmassen möglich.<br />
Kurz bevor ein Weißer Zwerg diese Grenze<br />
erreicht, wird durch die hohe Dichte<br />
in seinem Kern thermonukleares Brennen<br />
gezündet, das die Explosion in Gang<br />
setzt.<br />
Weiße Zwerge können auf verschiedene<br />
Weise über die Chandrasekhar-<br />
Masse getrieben werden. Die gängigsten<br />
Vorstellungen sind, dass entwe<strong>der</strong> ein<br />
5 Bogensekunden<br />
950 Lichtjahre<br />
massereicher Begleitstern Masse an den<br />
Weißen Zwerg abgibt, o<strong>der</strong> dass zwei<br />
weiße Zwerge kollidieren. Vereinfachend<br />
ausgedrückt, explodiert also bei einer Supernova<br />
vom Typ Ia immer dieselbe Menge<br />
»Sprengstoffs« (Abb. 8). Also sollten<br />
alle Supernovae dieses Typs im Wesentlichen<br />
gleich hell sein. <strong>Das</strong> ist nicht streng<br />
<strong>der</strong> Fall, aber die Abweichungen von <strong>der</strong><br />
Standardhelligkeit lassen sich durch eine<br />
einfache Beziehung korrigieren: Hellere<br />
Supernovae vom Typ Ia dauern etwas länger,<br />
schwächere etwas weniger lang, und<br />
damit lassen sich die wahren Helligkeiten<br />
dieser Supernovae standardisieren. Aus<br />
ihrer scheinbaren Helligkeit folgt dann<br />
ihre Entfernung, und zusammen mit <strong>der</strong><br />
Rotverschiebung ihrer Spektrallinien<br />
kann daraus das Expansionsverhalten des<br />
Universums rekonstruiert werden.<br />
Dies hat die spektakuläre Erkenntnis<br />
ermöglicht, dass die Ausdehnungsgeschwindigkeit<br />
des Universums seit etwa<br />
sieben Milliarden Jahren zunimmt. Eigentlich<br />
würde man das Gegenteil erwarten,<br />
denn die Schwerkraft sollte die kosmische<br />
Ausdehnung verlangsamen. Ein Friedmann-Modell<br />
kann sich nur dann beschleunigt<br />
ausdehnen, wenn nicht gewöhnliche,<br />
baryonische o<strong>der</strong> Dunkle<br />
Materie dominieren, son<strong>der</strong>n die kosmologische<br />
Konstante, die Einstein anfänglich<br />
gerade zu dem Zweck in seine Feldgleichungen<br />
eingebaut hatte, um ein statisches<br />
Universum zu ermöglichen.<br />
Wir haben bestenfalls sehr diffuse Vorstellungen<br />
davon, was die physikalische<br />
Bedeutung <strong>der</strong> kosmologischen Konstante<br />
sein könnte. Darüber wird später noch<br />
zu reden sein. Aber auch die Temperaturschwankungen<br />
im CMB hatten uns gezeigt,<br />
dass uns bisher etwa siebzig Prozent<br />
des kosmischen Materials entgangen<br />
waren. Nun zeigen die Supernovae vom<br />
Typ Ia, dass diese fehlende Substanz gerade<br />
die kosmologische Konstante sein sollte<br />
o<strong>der</strong> wenigstens etwas, was sich ähnlich<br />
wie sie verhält, indem es die Ausdehnung<br />
des Universums beschleunigt, statt<br />
sie abzubremsen.<br />
Auf diese Weise ergeben alle bisherigen<br />
Bestimmungen kosmologischer Parameter<br />
ein konsistentes Bild. Wir können<br />
ein Friedmann-Modell angeben, in<br />
das so gut wie alle kosmologischen Messungen<br />
hervorragend passen. Dieses Modell,<br />
von dem wir annehmen, dass es unser<br />
Universum tatsächlich beschreibt,<br />
ist dadurch gekennzeichnet, dass es zu<br />
etwa dreißig Prozent aus Materie und<br />
etwa siebzig Prozent aus kosmologischer<br />
Konstante besteht, was immer das sein<br />
mag. Altersabschätzungen, die Entstehung<br />
<strong>der</strong> leichten Elemente, direkte und<br />
indirekte Abschätzungen <strong>der</strong> Massendichte,<br />
die Temperaturschwankungen im<br />
40 Sterne und Weltraum September 2007
CMB und die anhand <strong>der</strong> Typ-Ia-Supernovae<br />
rekonstruierte kosmische Expansionsrate<br />
fügen sich in dieses Bild. Es stellt<br />
uns vor das große Rätsel, was die Dunkle<br />
Materie und die kosmologische Konstante<br />
sein könnten.<br />
Strukturen im Universum<br />
Zwei weitere kosmologische Messungen<br />
bestätigen zumindest, dass das Universum<br />
zu dreißig Prozent seiner kritischen<br />
Dichte aus Dunkler Materie besteht. Beide<br />
betreffen die großräumigen Strukturen,<br />
die das Universum durchziehen.<br />
Die Verteilung <strong>der</strong> Galaxien im Raum<br />
zeigt, dass es im Universum zusammenhängende<br />
Strukturen gibt, die Größen<br />
von etwa 100 Millionen Lichtjahren erreichen<br />
können. Große Leerräume werden<br />
von dünnen Filamenten umgeben, und<br />
wo Filamente sich schneiden, finden sich<br />
Galaxienhaufen. Die Theorie <strong>der</strong> Strukturbildung<br />
im Universum macht die be-<br />
<br />
Abb. 8: Die Explosion einer Supernova<br />
vom Typ Ia verläuft im Detail<br />
sehr kompliziert. Erst kürzlich<br />
gelang es Wolfgang Hillebrandt<br />
und seinen Mitarbeitern am Max-<br />
Planck-<strong>Institut</strong> für Astrophysik in<br />
Garching, die turbulente Ausbreitung<br />
<strong>der</strong> nuklearen Brennfront<br />
im Kern einer solchen Supernova<br />
realistisch zu simulieren.<br />
Hillebrandt et al./MPA<br />
G A L I L E O - I h r A s t r o s p e z i a l i s t<br />
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0.15 0.1<br />
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Rotverschiebung z<br />
0.05 0.1 0.15 0.2 0.25<br />
3 h<br />
2 h<br />
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2.5 2<br />
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Milliarden Lichtjahre<br />
0.5 1 1.5 2 2.5<br />
Milliarden Lichtjahre<br />
22 h<br />
23 h<br />
<br />
Abb. 9: Die großräumige Verteilung<br />
<strong>der</strong> Galaxien, abgeleitet<br />
aus einer in Australien durchgeführten<br />
spektroskopischen Durchmusterung<br />
des Südhimmels (vgl.<br />
Abb. 1 in <strong>Teil</strong> 1).<br />
merkenswerte Vorhersage, dass diesen<br />
Strukturen bereits im noch sehr jungen<br />
Universum eine wichtige Längenskala<br />
aufgeprägt wurde.<br />
Heute ist die gesamte Strahlungsenergiedichte<br />
im Universum, die im Wesentlichen<br />
vom CMB beigetragen wird, vernachlässigbar<br />
klein. Geht man aber in<br />
<strong>der</strong> Zeit zurück und verfolgt, wie sich<br />
die Dichten <strong>der</strong> Strahlung und <strong>der</strong> Materie<br />
im dann schrumpfenden Universum<br />
verhalten haben, so stellt man fest, dass<br />
die Strahlungsdichte gegenüber <strong>der</strong> Materiedichte<br />
immer weiter zunimmt. Es<br />
gab also einen Zeitpunkt, vor dem nicht<br />
Materie, son<strong>der</strong>n Strahlung das Verhalten<br />
des Universums dominierte. Davon<br />
haben wir bereits im Zusammenhang<br />
mit <strong>der</strong> Entstehung <strong>der</strong> leichten Elemente<br />
Gebrauch gemacht, weil sie so früh stattfand,<br />
dass nur die Strahlungsdichte für ihren<br />
Verlauf maßgeblich war.<br />
Der Zeitpunkt, zu dem die Strahlungsdichte<br />
unter die Materiedichte fiel, markiert<br />
das Ende einer für die Entwicklung<br />
<strong>der</strong> kosmischen Strukturen sehr wichtigen<br />
Zeitspanne. Multipliziert man sie<br />
mit <strong>der</strong> Lichtgeschwindigkeit, so erhält<br />
man eine physikalische Länge. Sie gibt an,<br />
über welche Strecken hinweg sich zwei<br />
hypothetische Beobachter bis zum Ende<br />
<strong>der</strong> strahlungsdominierten Phase verständigen<br />
konnten, da sich kein Signal schneller<br />
als mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten<br />
kann. Strukturen, die kleiner als diese<br />
Horizontlänge am Ende <strong>der</strong> strahlungsdominierten<br />
Phase waren, konnten so<br />
lange nicht anwachsen, bis endlich Materie<br />
zu dominieren begann. Dadurch wurde<br />
diese Horizontlänge für alle späteren<br />
Strukturen eine charakteristische Größe.<br />
Aus <strong>der</strong> Temperatur des CMB kennen<br />
wir die heutige Strahlungsdichte, denn<br />
alle an<strong>der</strong>en Beiträge dazu sind gegenüber<br />
dem CMB völlig vernachlässigbar.<br />
Wenn es uns gelingt, diese charakteristische<br />
Größe kosmischer Strukturen etwa<br />
anhand <strong>der</strong> Galaxienverteilung zu bestimmen,<br />
kennen wir die Horizontlänge<br />
am Ende <strong>der</strong> strahlungsdominierten<br />
Phase und können daraus berechnen, wie<br />
lange sie gedauert hat. Daraus kann dann<br />
die Materiedichte bestimmt werden.<br />
Mit etwa 200 Millionen Lichtjahren<br />
ist die charakteristische Länge sehr groß.<br />
Um sie bestimmen zu können, muss man<br />
die Galaxienverteilung innerhalb kosmischer<br />
Volumina ausmessen, die eine<br />
solche Strecke bequem einschließen können.<br />
<strong>Das</strong> ist erst seit wenigen Jahren möglich,<br />
wurde aber in zwei unabhängigen<br />
großen Durchmusterungsprojekten unternommen.<br />
Beide konnten auf diese<br />
Weise bestätigen, dass die Materiedichte<br />
im Universum wesentlich geringer als die<br />
kritische Dichte ist.<br />
Während die Verteilung <strong>der</strong> Galaxien<br />
offensichtlich leuchtende Strukturen abbildet<br />
(Abb. 9), kann <strong>der</strong> Gravitationslinseneffekt<br />
auch Dunkle Strukturen finden<br />
(Abb. 10). Wegen <strong>der</strong> großräumigen<br />
Strukturen im Universum muss das Licht<br />
von je<strong>der</strong> entfernten Quelle abgelenkt und<br />
damit dem Gravitationslinseneffekt unterworfen<br />
sein. Sein Astigmatismus sorgt<br />
dafür, dass weit entfernte Quellen messbar<br />
verzerrt erscheinen, und dass diese<br />
Verzerrungen auf relativ großen Winkelskalen<br />
am Himmel kohärent sind, also für<br />
ausreichend eng benachbarte Galaxien<br />
etwa gleich groß und gleich ausgerichtet<br />
sind. <strong>Das</strong> gesamte Universum zwischen<br />
den Quellen und uns als Beobachtern<br />
wirkt <strong>der</strong>gestalt als Linse und prägt dem<br />
fernen extragalaktischen Himmel ein charakteristisches<br />
Verzerrungsmuster auf.<br />
Es ist eine <strong>der</strong> faszinierenden kosmologischen<br />
Errungenschaften <strong>der</strong> vergangenen<br />
wenigen Jahre, dass dieser Effekt<br />
tatsächlich messbar wurde. Zunächst bedecken<br />
genügend schwache und weit entfernte<br />
Galaxien den Himmel wie eine fein<br />
gemusterte Tapete. Es gibt so viele von ihnen,<br />
dass <strong>der</strong> Mond einige Zehntausend<br />
davon bedeckt. Erst dadurch, dass die<br />
Verzerrung aufgrund des Gravitationslinseneffekts<br />
an <strong>der</strong>art vielen Objekten<br />
vermessen werden kann, wird sie über-<br />
42 Sterne und Weltraum September 2007
haupt nachweisbar, denn die typischen<br />
Verzerrungen sind sehr schwach. Wären<br />
die verzerrten Objekte ursprünglich<br />
kreisförmig, würden sie durch den Gravitationslinseneffekt<br />
zu Ellipsen, <strong>der</strong>en<br />
Hauptachsen sich um wenige Prozent unterschieden.<br />
Trotz zahlreicher Schwierigkeiten<br />
im Detail ist es inzwischen gelungen,<br />
den schwachen kosmischen Gravitationslinseneffekt<br />
nicht nur zweifelsfrei<br />
nachzuweisen, son<strong>der</strong>n ihn auch recht<br />
genau auszumessen.<br />
Lei<strong>der</strong> erlauben es diese Messungen<br />
nicht, die mittlere Materiedichte im Universum<br />
direkt zu bestimmen, weil <strong>der</strong><br />
Gravitationslinseneffekt nicht nur von<br />
ihr abhängt, son<strong>der</strong>n auch von <strong>der</strong> mittleren<br />
Amplitude <strong>der</strong> kosmischen Dichteschwankungen.<br />
Letztere lässt sich aber<br />
auch auf an<strong>der</strong>e Weise abschätzen, zum<br />
Beispiel anhand <strong>der</strong> Anzahl massereicher<br />
Galaxienhaufen. Kombiniert man solche<br />
Messungen mit dem schwachen Gravitationslinseneffekt,<br />
so wird das Ergebnis<br />
abermals bestätigt, dass (baryonische<br />
und Dunkle) Materie nur zu etwa dreißig<br />
Prozent zur Gesamtdichte des Universums<br />
beiträgt.<br />
Konsistenz in <strong>der</strong> <strong>Kosmologie</strong><br />
Diese Ergebnisse gewinnen zusätzliche<br />
Überzeugungskraft, wenn sie nicht jedes<br />
für sich genommen, son<strong>der</strong>n in ihrem<br />
Zusammenspiel betrachtet werden.<br />
Erinnern wir uns: Grundlage <strong>der</strong> mo<strong>der</strong>nen<br />
<strong>Kosmologie</strong> sind die Feldgleichungen<br />
<strong>der</strong> Allgemeinen Relativitätstheorie Einsteins.<br />
Verbunden mit zwei Symmetrieannahmen,<br />
nämlich denen <strong>der</strong> Isotropie<br />
und <strong>der</strong> Homogenität, folgt aus ihnen die<br />
Klasse <strong>der</strong> Friedmann-Modelle. Grundsätzlich<br />
sind Friedmann-Modelle möglich,<br />
die einen Urknall vermeiden, aber<br />
einige einfache Beobachtungen zeigen,<br />
dass unser Universum nicht von dieser<br />
Art sein kann. Wenn also überhaupt ein<br />
Friedmann-Modell zur Beschreibung unseres<br />
Universums in Frage kommt, dann<br />
nur eines, das sich aus einem Urknall heraus<br />
entwickelt hat.<br />
Zunächst muss geprüft werden, ob das<br />
Universum tatsächlich als so symmetrisch<br />
angesehen werden kann, wie die Friedmann-Modelle<br />
es annehmen. Für die Isotropie<br />
um uns spricht vieles, am überzeugendsten<br />
aber die fast perfekte Richtungsunabhängigkeit<br />
des CMB. <strong>Das</strong>s unsere<br />
Position im Universum gegenüber an<strong>der</strong>en<br />
nicht bevorzugt sei, ist eine Annahme,<br />
die wir nicht mehr gewohnt sind, in Frage<br />
zu stellen. Seit Kopernikus gehen wir unwi<strong>der</strong>sprochen<br />
davon aus, dass wir nicht<br />
im Mittelpunkt <strong>der</strong> Welt stehen. Auf dieser<br />
Grundlage erscheint uns die Annahme<br />
ganz natürlich, dass jedem Beobachter<br />
das Universum isotrop erscheinen muss,<br />
wenn es uns isotrop erscheint. Dann muss<br />
das Universum aber zumindest in sehr<br />
guter Näherung auch homogen sein.<br />
Die grundlegenden Symmetrieannahmen<br />
<strong>der</strong> Friedmann-Modelle scheinen<br />
also gerechtfertigt zu sein. Dann kommt<br />
eine Reihe von Hinweisen dazu, dass sich<br />
unser Universum zumindest qualitativ<br />
wie ein Friedmann-Universum verhält.<br />
Die Galaxienflucht war <strong>der</strong> erste davon,<br />
hinzu kamen dann die Häufigkeit des<br />
Heliums als Hinweis auf eine frühe heiße<br />
Phase, das perfekte Planck-Spektrum des<br />
CMB, das nicht nur zeigte, dass <strong>der</strong> CMB<br />
thermischen Ursprungs ist, son<strong>der</strong>n auch,<br />
dass sich das Universum gerade so ausgedehnt<br />
und abgekühlt hat, wie es für ein<br />
Friedmann-Universum zu erwarten ist.<br />
Legt man also die Allgemeine Relativitätstheorie<br />
zu Grunde und vertraut mit<br />
guten Gründen den Symmetrieannahmen,<br />
so erscheint es zwingend, dass das<br />
Universum zumindest in sehr guter Näherung<br />
durch ein Friedmann-Modell beschrieben<br />
werden muss. Dann bleibt die<br />
Frage, ob es einen einzigen Satz von Parametern<br />
gibt, die das Universum nicht nur<br />
in einem momentanen Zustand, son<strong>der</strong>n<br />
auch in seiner Entwicklung konsistent zu<br />
beschreiben vermögen. Dabei kommt ins<br />
Spiel, dass verschiedene kosmologische<br />
Messungen den Zustand des Universums<br />
zu ganz verschiedenen Zeiten überprüfen.<br />
Die Entstehung leichter Elemente war<br />
etwa drei Minuten nach dem Urknall abgeschlossen.<br />
Die gemessenen Häufigkeitsverhältnisse<br />
lassen auf eine Baryonendichte<br />
schließen, die etwa vier Prozent<br />
<strong>der</strong> kritischen Dichte beträgt. Auch<br />
aus den Temperaturschwankungen im<br />
CMB lässt sich eine Baryonendichte bestimmen,<br />
die den Wert aus den Häufigkeitsverhältnissen<br />
<strong>der</strong> leichten Elemente<br />
bestätigt. Aber <strong>der</strong> CMB entstand 400 000<br />
Jahre nach dem Urknall! <strong>Das</strong>s diese beiden<br />
Messungen <strong>der</strong> Baryonendichte trotz<br />
ihres enormen zeitlichen Abstands übereinstimmen,<br />
bestätigt die Konsistenz des<br />
einen Friedmann-Modells, mit dem wir<br />
unser Universum beschreiben möchten.<br />
Messungen <strong>der</strong> mittleren Materiedichte<br />
sind mit Hilfe des CMB ebenso<br />
möglich wie mit Hilfe des Gravitationslinseneffekts<br />
o<strong>der</strong> <strong>der</strong> typischen Längenskala<br />
in den kosmischen Strukturen.<br />
Beide überprüfen aber den Entwicklungszustand<br />
des Universums Milliarden von<br />
Jahren nach dem Urknall, also wesentlich<br />
später als <strong>der</strong> CMB. Trotzdem stimmen<br />
sie mit einem Friedmann-Modell überein.<br />
Diese nicht nur momentane, son<strong>der</strong>n<br />
auch zeitliche Konsistenz <strong>der</strong> Friedmann-<br />
Modelle verleiht ihnen einen kaum antastbaren<br />
Status, wenn man nicht die beiden<br />
Grundlagen in Zweifel ziehen will,<br />
auf denen sie beruhen: die Allgemeine<br />
Relativitätstheorie und zwei Symmetrieannahmen.<br />
Ausgedrückt in genaueren Zahlen sind<br />
heute 4.2 Prozent <strong>der</strong> kritischen Dichte<br />
Groupe INC, Stéphane Colombi, IAP<br />
<br />
Abb. 10: <strong>Das</strong> Licht entfernter<br />
Galaxien wird durch den Gravitationslinseneffekt<br />
großer kosmischer<br />
Strukturen vielfach abgelenkt,<br />
bevor es bei uns ankommt.<br />
Der Astigmatismus des<br />
Effekts verursacht kleine, aber<br />
messbare Verzerrungen, die<br />
Rückschlüsse auf die Strukturen<br />
aus Dunkler Materie erlauben.<br />
Sterne und Weltraum September 2007<br />
43
aryonisch, und 24.3 Prozent bestehen<br />
aus Dunkler Materie. Die kosmologische<br />
Konstante trägt gerade so viel bei, dass<br />
die Dichte insgesamt kritisch wird, was<br />
sich daran ablesen lässt, dass unser Universum<br />
räumlich entwe<strong>der</strong> flach o<strong>der</strong> im<br />
Rahmen <strong>der</strong> Messgenauigkeit von einem<br />
flachen Universum nicht zu unterscheiden<br />
ist. Daraus ergibt sich für das heutige<br />
Alter des Universums ein Wert von 13.7<br />
Milliarden Jahren.<br />
Inflation und Dunkle Energie<br />
Mit diesem großen Erfolg des kosmologischen<br />
<strong>Standardmodell</strong>s ist die <strong>Kosmologie</strong><br />
sicher nicht am Ende, aber zweifellos<br />
ist sie in eine neue Phase eingetreten.<br />
Während noch vor recht kurzer Zeit<br />
selbst die wichtigsten kosmologischen<br />
Parameter in Frage standen, steht das kosmologische<br />
Rahmenmodell heute so gut<br />
wie fest. Gleichzeitig stellt es uns vor eine<br />
Reihe schwerwiegen<strong>der</strong> Probleme.<br />
Literaturhinweise<br />
M. Bartelmann: Der kosmische Mikrowellenhintergrund.<br />
SuW 5/2000,<br />
S. 330 – 337<br />
H. Schulz: Dunkle Energie, Antrieb<br />
für die Expansion des Universums.<br />
<strong>Teil</strong> 1: SuW 10/2001, S. 854 – 861,<br />
<strong>Teil</strong> 2: SuW 11/2001, S. 948 – 955<br />
W. Hillebrandt, F. Röpke: Supernovae<br />
vom Typ Ia – die Physik <strong>der</strong> Explosionen.<br />
SuW 5/2005, S. 22 – 28<br />
B. Leibundgut: <strong>Kosmologie</strong> mit Supernovae<br />
vom Typ Ia. SuW 5/2005,<br />
S. 30 – 37<br />
V. Springel: Die Millennium-Simulation.<br />
Auf den Spuren <strong>der</strong> Galaxien,<br />
SuW 11/2006, S. 30 – 40<br />
SuW Dossier 1/2006 »Struktur des<br />
Kosmos«, Spektrum <strong>der</strong> Wissenschaft<br />
Verlagsgesellschaft mbH,<br />
ISSN 1612 4618<br />
SuW Special 1/2006 »Unsere kosmische<br />
Heimat – das neue Bild<br />
<strong>der</strong> Milchstraße«, Spektrum <strong>der</strong><br />
Wissenschaft Verlagsgesellschaft<br />
mbH, ISSN 1434 2057<br />
<br />
Abb. 11: Während <strong>der</strong> (hypothetischen!)<br />
Phase <strong>der</strong> kosmologischen<br />
Inflation wurde das Universum<br />
innerhalb sehr kurzer Zeit<br />
extrem stark ausgedehnt. Dabei<br />
wurden Quantenfluktuationen so<br />
stark vergrößert, dass sie zu Vorläufern<br />
heutiger Strukturen werden<br />
konnten.<br />
Zunächst müssen wir zur Kenntnis<br />
nehmen, dass fast alle Materie im Universum<br />
dunkel ist, o<strong>der</strong> jedenfalls nicht von<br />
<strong>der</strong> baryonischen Art, wie wir sie kennen.<br />
Aus <strong>der</strong> Tatsache, dass die Temperaturschwankungen<br />
im CMB im Bereich von einigen<br />
zehn Mikro- statt Millikelvin liegen,<br />
müssen wir schließen, dass die Dunkle Materie<br />
nicht mit Licht wechselwirken kann.<br />
Am plausibelsten erscheinen uns schwach<br />
wechselwirkende Elementarteilchen, aber<br />
wir haben keinen <strong>der</strong> wahrscheinlichen<br />
Kandidaten bisher auch entdeckt. Möglicherweise<br />
werden Experimente wie <strong>der</strong><br />
Large Hadron Colli<strong>der</strong>, <strong>der</strong> noch 2007 am<br />
Cern in Genf den Betrieb aufnehmen soll,<br />
eine Antwort auf die Frage liefern, woraus<br />
die Dunkle Materie besteht.<br />
Wir verstehen auch, wie kosmische<br />
Strukturen zu ihrer heutigen Amplitude<br />
angewachsen sein können, wenn wir davon<br />
ausgehen, dass sie im jungen Universum<br />
angelegt worden waren. Aber worin<br />
liegt ihr Ursprung? Wodurch wurden sie<br />
angelegt? Es stellt sich heraus, dass die ergänzende<br />
Theorie <strong>der</strong> kosmologischen<br />
Inflation hervorragend dafür geeignet<br />
sein kann, eine Antwort auf diese Frage<br />
zu geben, obwohl sie ursprünglich dazu<br />
geschaffen worden war, die räumliche<br />
Flachheit des Universums zu erklären.<br />
Wie erwähnt, ist Flachheit eine instabile<br />
Eigenschaft <strong>der</strong> Friedmann-Modelle,<br />
weil sie sich davon weg bewegen, falls<br />
sie nicht von Anfang an perfekt räumlich<br />
flach waren. Die kosmologische Inflation<br />
erklärt die Flachheit dadurch, dass sie eine<br />
Entwicklungsphase annimmt, in <strong>der</strong> sich<br />
das Universum sehr rasch sehr stark ausgedehnt<br />
hat (Abb. 10). Dadurch mag sein<br />
Krümmungsradius so groß geworden<br />
sein, dass er bis heute als beinahe unendlich<br />
erscheint und das Universum damit<br />
als räumlich flach.<br />
Wenn es eine solche Phase gab, dann<br />
müssen in ihr auch die unvermeidlichen<br />
Quantenfluktuationen extrem vergrößert<br />
worden sein, die es im sehr jungen<br />
Universum gegeben haben muss. Die Inflation<br />
kann dafür gesorgt haben, dass<br />
ursprünglich subatomar kleine Quantenfluktuationen<br />
so stark vergrößert wurden,<br />
dass sie zu Vorläufern <strong>der</strong> heutigen<br />
kosmischen Strukturen werden konnten.<br />
Für diese atemberaubende These spricht<br />
inzwischen alle Evidenz. Insbeson<strong>der</strong>e<br />
folgen aus ihr eine Reihe statistischer<br />
Eigenschaften solcherart entstandener<br />
Strukturen, die offenbar genau denen<br />
entsprechen, die wir an den kosmischen<br />
Strukturen beobachten können. Obwohl<br />
es noch keinen direkten Nachweis <strong>der</strong><br />
kosmologischen Inflation gibt, liefert sie<br />
inzwischen die einzige plausible Theorie<br />
für die räumliche Flachheit, den Ursprung<br />
kosmischer Strukturen und eine<br />
Reihe weiterer Eigenschaften des kosmologischen<br />
<strong>Standardmodell</strong>s.<br />
Wenn es eine Inflation gab, was mag<br />
sie getrieben haben? <strong>Teil</strong>chenphysiker<br />
sind nicht darum verlegen, eine physikalische<br />
Antwort darauf zu geben. Sie können<br />
zeigen, dass ein genügend stark mit<br />
sich selbst wechselwirkendes, einfaches<br />
Quantenfeld genau dazu führen kann,<br />
dass sich das Universum beschleunigt<br />
ausdehnt. Sie postulieren also ein solches<br />
Feld, das Inflatonfeld, als Ursache <strong>der</strong> kosmologischen<br />
Inflation.<br />
Wir mussten aber auch feststellen,<br />
dass das Universum heute abermals eine<br />
Phase beschleunigter Expansion durchläuft,<br />
was wir oben <strong>der</strong> kosmologischen<br />
Konstante zugeschrieben hatten. Aus vielen<br />
Gründen ist die kosmologische Konstante<br />
aus <strong>der</strong> Sicht <strong>der</strong> Allgemeinen Relativitätstheorie<br />
etwas sehr einfaches, aus<br />
<strong>der</strong> Sicht <strong>der</strong> <strong>Teil</strong>chenphysik aber etwas<br />
höchst unbefriedigendes. Also liegt es<br />
nahe, als Ursache <strong>der</strong> heutigen beschleunigten<br />
Expansion ebenso wie für die<br />
kosmologische Inflation ein geeignetes<br />
Quantenfeld anzunehmen, das üblicherweise<br />
als Kosmonfeld, Quintessenz o<strong>der</strong><br />
mit einem Oberbegriff als Dunkle Energie<br />
bezeichnet wird. Auf <strong>der</strong> Suche nach <strong>der</strong><br />
Dunklen Energie, von <strong>der</strong> wir fast nichts<br />
wissen, außer dass sie für die beschleunigte<br />
Ausdehnung des Universums verantwortlich<br />
sein soll, befinden wir uns an<br />
einem bescheidenen Anfang. Ohne Zweifel<br />
sind die Inflation, die Dunkle Materie<br />
und die Dunkle Energie die wichtigsten<br />
Rätsel, die uns das sonst so erfolgreiche<br />
kosmologische <strong>Standardmodell</strong> aufgibt.<br />
Sehr wahrscheinlich wird uns ihre Beantwortung<br />
in eine neue Ära <strong>der</strong> Physik begleiten.<br />
<br />
Matthias Bartelmann<br />
ist Direktor am <strong>Institut</strong><br />
für Theoretische Astrophysik,<br />
einem <strong>der</strong> drei<br />
<strong>Institut</strong>e des Zentrums<br />
für Astronomie <strong>der</strong> Universität<br />
Heidelberg,<br />
und Mitherausgeber<br />
von SuW.<br />
44 Sterne und Weltraum September 2007
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