Kosmologie

Astronomie

Kosmologie

  • Woher kommt die Hintergrundstrahlung?
  • Was ist die kosmische Rotverschiebung?
  • Was ist Dunkle Materie …
  • … und was Dunkle Energie?
  • Was versteht man unter dem Standardmodell?
Das Standardmodell der Kosmologie ist die heute anerkannte kosmologische Theorie, die viele beobachtete Phänomene beschreibt und die auf zwei wesentlichen Theorien gründet. Einerseits dem Standardmodell der Teilchenphysik, also einem Gebiet, dass sich mit den Kräften und Wechselwirkungen von Atomen, Atomkernen und anderen Elementarteilchen befasst und andererseits der allgemeinen Relativitätstheorie von Einstein.

In den Galaxien, wie unserer Milchstraße, sind Milliarden von Sternen. Und so viele Sterne wie es in unserer Milchstraße gibt, so viele Galaxien kann man beobachten.

In den kosmologischen Modellen der allgemeinen Relativitätstheorie, die heute als Standardmodell angesehen wird, kann man sich das Universum als eine Sammlung von Galaxien vorstellen, die frei dahinschweben. Die Galaxien sind frei im Raum verteilt und führen eine ganz spezielle Form der Expansionsbewegung aus.

Die nebenstehende Animation, bei der die Größenverhältnisse in keiner Weise stimmen, soll in einem zweidimensionalen Schnitt zeigen, wie sich die Galaxien im Universum bewegen. Im Laufe von 100 Millionen Jahren haben sich die Abstände aller Galaxien verdoppelt.

Die beiden Galaxien, die zu Beginn der Animation eine Million Lichtjahre entfernt waren, haben nach 100 Millionen Jahren 2 Millionen Lichtjahre Abstand. Sie haben sich also mit einer Geschwindigkeit von \({v_1} = \frac{{{{10}^6}{\rm{Lichtjahre}}}}{{{{10}^8}{\rm{Jahre}}}} = 0,01 \cdot {\rm{Lichtgeschwindigkeit}}\) auseinanderbewegt.

Die beiden Galaxien, die zu Beginn der Animation zwei Millionen Lichtjahre entfernt waren, haben nach 100 Millionen Jahren 4 Millionen Lichtjahre Abstand. Sie haben sich also mit einer Geschwindigkeit von \({v_2} = \frac{{2 \cdot {{10}^6}{\rm{Lichtjahre}}}}{{{{10}^8}{\rm{Jahre}}}} = 0,02 \cdot {\rm{Lichtgeschwindigkeit}}\) auseinanderbewegt.

 

Mit der kosmischen Expansion geht demnach ein charakteristischer Zusammenhang zwischen der Entfernung einer Galaxie und der gegenseitigen Entfernungen der Galaxien einher, die Hubble-Beziehung genannt wird. Je weiter eine Galaxie von uns schon entfernt ist, umso schneller entfernt sie sich von uns.

Was mit der Animation nicht gezeigt werden kann, ist die Gleichberechtigung aller Galaxien. Wäre eine andere Galaxie in die Mitte gerückt haben, so ergäbe sich haargenau dasselbe Bild der Expansion, bei der sich alle Galaxien umso schneller von der Mittelpunktsgalaxie entfernen, je weiter sie von dieser Galaxie entfernt sind. Es gibt keinen ausgezeichneten Mittelpunkt der Expansionsbewegung - nur ein systematisches Anwachsen aller Abstände. Allen Beobachtern, auf welcher der Galaxien sie auch sind, bietet sich das gleiche Bild des expandierenden Universums.

Ein expandierendes Universum vergrößert die Wellenlänge des sich in ihm bewegenden Lichts. Dieses Phänomen, das oft mit dem Dopplereffekt einer sich entfernenden Lichtquelle verwechselt wird, lässt sich nur mit Hilfe der Allgemeinen Relativitätstheorie und der sich ändernden Geometrie exakt erklären. Je länger das Licht im Universum zu uns unterwegs ist, um so weiter ist es ins Rote verschoben. Daraus folgt: Je weiter eine Galaxie von uns entfernt ist, umso stärker ist ihr Licht in Richtung des roten Endes des Spektrums verschoben sein.

Gerade dieses Phänomen ist das stärkste Argument für das derzeit als richtig anerkannte Standardmodell, das von einem endlichen Anfang des Universums ausgeht. Es sind dies einerseits die bestätigte Rotverschiebung von sehr weit entfernten Galaxien oder Quasaren und andererseits die Wellenlänge der sogenannten kosmischen Hintergrundstrahlung.

Diese kosmische Hintergrundstrahlung ist eine Strahlung im Mikrowellenbereich und wurde von George Gamov u.a. als eine Folge des endlichen Anfangs unseres Universums vorausgesagt. Sie entstand nach der Theorie des Standardmodells, als das Universum etwa 380 000 Jahre nach seiner Entstehung durchsichtig (lichtdurchlässig) wurde, als Wärmestrahlung des damals vorhandenen 3000 Kelvin heißen "Urgases". In den inzwischen verstrichenen 13,7 Milliarden Jahren hat sich die Wellenlänge dieser Strahlung während ihres Weges durch das sich ausdehnende Universum soweit vergrößert, als würde sie von einem Temperaturstrahler von 2,7 Kelvin ausgehen. Es ist dabei zu beachten, dass zu uns nur Strahlung aus einem Bereich des Universums kommen kann, der weniger als 13,7 Milliarden Lichtjahre entfernt ist. Dies besagt nicht, dass das Universum räumlich begrenzt ist, es besagt nur, dass wir nur einen räumlich begrenzten Teil sehen können. Licht aus weiter entfernten Teilen des Universums konnte uns seit Entstehung des Universums nicht erreichen. Wenn man die Störeffekte unserer Galaxie, der Milchstraße und der Eigenbewegung unseres Sonnensystems innerhalb der Geometrie des Kosmos abzieht, so kommt die Strahlung aus allen Richtungen des Weltalls mit gleicher Wellenlänge und Intensität an.

Ergänzendes Material zum Thema bei Welt der Physik

nach einer Darstellung des Albert Einstein-Instituts

Wenn sich das Universum immer weiter ausdehnt und die Abstände zwischen den Galaxien immer größer werden, dann ergibt sich umgekehrt, dass die Galaxien in der Vergangenheit sehr viel dichter beieinander gelegen haben müssen als heutzutage.

Wie die Expansion im einzelnen stattgefunden hat, ergibt sich in den Modellen der relativistischen Kosmologie aus den Einstein-Gleichungen, welche die Eigenschaften der Materie und der Raumzeit-Geometrie miteinander verknüpfen. Für realistische Materiemodelle ergibt sich das Bild nicht nur eines Universums, in dem die Galaxien näher beieinander lagen, sondern viel extremer: In noch fernerer Vergangenheit war das Gas der Galaxien so dicht zusammengepresst, dass ein heißes Plasma aus Atomkernen und Elektronen den Kosmos erfüllte, ja, noch unglaublicher: Diese Modelle sagen einen konkreten Anfangspunkt des Universums voraus, der Urknall genannt wird und einem bizarren Anfangszustand unendlicher Dichte entspricht.

Im Folgenden wird diese Heiße Phase beschrieben, wohl wissend, dass es lediglich eine Beschreibung, aber keine Erklärung ist.

0 Sekunden Urknall Aussagen vor der ersten Millionstel Sekunde überlassen wir Wissenschaftlern, die sich mehr als wir damit befasst haben, da die Überprüfbarkeit hier natürliche Grenzen hat.
ca. 1 Millionstel Sekunde Entstehung von Kernteilchen Vor diesem Zeitpunkt war die Temperatur des frühen Universums so hoch, dass selbst die Quarks in einer brodelnden Kernmateriesuppe frei durcheinander flogen. Erst jetzt schließen sie sich zu den Kernteilchen zusammen, zu Protonen und Neutronen.
bis ca. 1 Sekunde Vernichtung der Antimaterie Auch nach Entstehung der Kernteilchen war die Temperatur des Universums hoch genug für ein Gemisch aus Teilchen, ihren Antiteilchen und Strahlung. Antiteilchen sind gewissermaßen die Spiegelbilder der Materieteilchen. Wenn sich Antimaterie und Materie begegnen, etwa ein Proton und ein Anti-Proton, dann können sie sich in einem Blitz von elektromagnetischer Strahlung vernichten. Im frühen Universum kam es laufend zu dieser Art von Vernichtung von Teilchen und Antiteilchen, aber ebenso oft zur Entstehung eines Teilchen-Antiteilchen-Paars aus Strahlung. Mit weiterer Ausdehnung und Abkühlung des Universums besitzt die Strahlung allerdings nicht mehr genügend Energie, um massereiche Teilchen-Antiteilchen-Paare zu erzeugen. Letztendlich kommt es zur Vernichtung aller Antimaterie - übrig bleiben energetische Strahlung und ein winziger Materieüberschuss. Aus diesem winzigen Überschuss besteht alle Materie, die wir um uns herum wahrnehmen, von der Erde bis hin zu fernen Galaxien.
bis ca. 3 Minuten Entstehung leichter Atomkerne Zu dieser Zeit fügen sich die ersten Protonen und Neutronen zu stabilen leichten Atomkernen zusammen, etwa den Kernen von Deuterium, Helium und Lithium. Die Vorhersagen der Urknallmodelle, ein wie großer Anteil dieser Kernsorten im frühen Universen entstanden sein sollten, lassen sich mit den heutigen astronomischen Beobachtungen vergleichen und liefern damit einen Test, den die Urknallmodelle sehr gut bestehen.
ab 300 000 Jahre Entkopplung von Strahlung und Materie Vor diesem Zeitpunkt war das Universum ein Tohuwabohu von Strahlung einerseits und Materie wie Kernteilchen und Elektronen andererseits. Stabile Atome aus Kernen und Elektronenhülle konnten sich nicht bilden, da Atome von der hochenergetischen Strahlung immer wieder auseinandergerissen wurden. Erst jetzt ist die Temperatur und damit die Energie der Strahlung soweit gefallen, dass stabile Atome entstehen. Fortan bleibt die betreffende Strahlung im Hintergrund, tritt kaum noch in Wechselwirkung mit der Materie und kühlt mit der Expansion des Universums immer weiter ab.
ab ca. 100 Mio. Jahre Entstehung von Galaxien Bereits kurz vor der Entkopplung von Strahlung und Materie hatte die Materie begonnen, unter Einfluss der gegenseitigen Schwerkraft zu verklumpen. Dabei entstanden Gebiete leicht höherer Dichte und die Verklumpung setzte sich fort, bis bereits etwa 100 Millionen Jahre nach dem Urknall - der genaue Zeitpunkt ist nicht gewiss - die ersten Protogalaxien entstanden, Vorläufer der heutigen Galaxien.
ca. 14 Milliarden Jahre Heute Rund 14 Milliarden nach dem Urknall formulierte Albert Einstein seine Allgemeine Relativitätstheorie - und gab den Forschern damit ein Werkzeug an die Hand, das es ermöglicht, die Geschichte unseres Universums bis zur heißen Phase zurückzuverfolgen.

nach einer Darstellung des Albert Einstein-Instituts

So beeindruckend die Art und Weise ist, in der die Urknallmodelle die Frühzeit des Universums zugänglich machen - an anderer Stelle zeigen sie uns, was wir noch nicht über unser Weltall wissen. Und das nicht nur, was die früheste Vergangenheit betrifft: Astronomische Beobachtungen und Urknallmodelle zeigen uns gemeinsam, dass die Materie aus Elektronen und Kernteilchen, die wir aus dem Alltag kennen, nur die Spitze des Eisbergs sind. Den überwiegend größten Anteil an der im Universum vorkommenden Masse haben Materie- und Energieformen, für die die Teilchenphysiker noch keine befriedigende Erklärung haben. Die Teilchen des Standardmodells der Elementarteilchenphysik, so scheint es, machen nur viereinhalb Prozent der im Universum enthaltenen Masse aus.

Weitere fünfundzwanzig Prozent entfallen auf eine Materieform, die dunkle Materie genannt wird. Solche Materie, die zwar zur Masse von Galaxien oder Galaxienhaufen beiträgt, aber nicht in Form leuchtender Sterne oder leuchtenden Gases vorliegt, können Astronomen auf verschiedene Art und Weise nachweisen.

Die Untersuchungen deuten darauf hin, dass es sich bei einem Großteil der dunklen Materie um bislang noch nicht direkt nachgewiesene Elementarteilchen handeln dürfte, von den Physikern WIMPs getauft: "Weakly Interacting Massive Particles", zu deutsch: massive Teilchen, die nur sehr schwach mit herkömmlicher Materie wechselwirken.

Die restlichen 70 Prozent der Masse entfallen auf die sogenannte dunkle Energie, eine Art Energie, die mit negativem Druck einhergeht und die dem leeren Raum innewohnt, ohne an irgendeine Art Materieteilchen gebunden zu sein. Genau so, wie herkömmliche Masse bestrebt ist, den Raum zusammenzuziehen, ist die dunkle Energie bemüht, den Raum beschleunigt auszudehnen. Beobachtungen an fernen Himmelsobjekten zeigen, dass unser Universum genau so eine beschleunigte Expansion durchmacht. Es ist zur Zeit noch nicht geklärt, ob es sich bei der dunklen Energie einfach um einen zusätzlichen, freien Parameter kosmologischer Modelle handelt oder ob die dunkle Energie auf eine ungewöhnliche Art Materiefeld zurückzuführen ist. Als Parameter, die sogenannte kosmologischen Konstante, hatte Einstein 1917 erstmals so etwas wie eine dunkle Energie in seine Gleichungen eingeführt; einige Teilchentheorien jenseits des Standardmodells der Elementarteilchenphysik könnten dagegen exotische Felder enthalten, die dieser dunklen Energie eine konkrete physikalische Bedeutung geben würden.

Kosmologie leitet sich aus dem griechischen kosmologia (κοσμολογια), der Lehre von der Welt her. Die Kosmologie beschäftigt sich mit dem Ursprung und der Entwicklung des Universums als Ganzem. Es ist ein Teilgebiet sowohl der Physik als auch der Philosophie.

Die physikalische Kosmologie versucht, das Universum mittels physikalischer Gesetzmäßigkeiten zu beschreiben.

Die Beschreibung besteht aus prinzipiell zwei Teilen:

  1. Dem derzeitigen Aufbau des Universums, der durch Verbesserung und Erweiterung der Beobachtungsmethoden verhältnismäßig gut einsichtig ist.
  2. Der zeitlichen Entwicklung, also Geschichte und Zukunft des Universums und seiner Teile. Diese beruht auf Erkenntnissen aus Experimenten in den Versuchlabors auf der Erde und in erheblichem Maße aus den uns im Weltall angebotenen Zuständen weit entfernter Objekte (Sterne, Galaxien, Galaxienhaufen, etc.). Da das Licht von diesen Objekten bis zu uns je nach Entfernung zur Erde unterschiedlich lange unterwegs war, sehen wir heute Zustände aus unterschiedlichen Zeitpunkten der Geschichte des Universums. Wenn wir heute ein weit entferntes Objekt beobachten, so beobachten wir den Zustand dieses Objekts vor Millionen bzw. Milliarden Jahren, weil das Objekt Millionen oder Milliarden Lichtjahre von uns entfernt ist. Durch Beobachtung ähnlicher Objekte in unterschiedlichen Entfernungen von der Erde können wir so unterschiedliche Zeitpunkte der Entwicklung solcher Objekte sehen und auf diese Weise auf die zeitliche Entwicklung eines solchen Objekts Rückschlüsse ziehen.
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