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 Wichtigste auf einen Blick

  • Die Kosmologie beschäftigt sich mit dem derzeitigen Aufbau und der zeitlichen Entwicklung, also der Geschichte des Universums
  • Das sog. Standardmodell der Kosmologie ist die anerkannteste Theorie über die Entwicklung des Universums und geht von einem Urknall vor 13,8 Milliarden Jahren aus.

Der Begriff Kosmologie

Die Kosmologie beschäftigt sich mit dem Ursprung und der Entwicklung des Universums als Ganzem. Sie ist ein Teilgebiet der Astrophysik und ihr Name leitet sich aus dem griechischen kosmologia (κοσμολογια), der Lehre von der Welt her.

Die Kosmologie versucht, das Universum mittels physikalischer Gesetzmäßigkeiten zu beschreiben. Dabei kann zwischen zwei verschiedenen Aspekten unterschieden werden:

  1. Der Beschreibung des derzeitigen Aufbaus des Universums. Dieser ist durch die Verbesserung und Erweiterung der Beobachtungsmethoden (z.B. durch Satelliten) verhältnismäßig gut beobachtbar bzw. bestimmbar.
  2. Die Beschreibung der zeitlichen Entwicklung, also der Geschichte und der Zukunft des Universums und seiner Teile. Diese beruht auf Erkenntnissen aus Experimenten in den Versuchslabors 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.

Standardmodell

Das Standardmodell der Kosmologie ist die heute anerkannteste kosmologische Theorie über die Entwicklung des Universums. Das Standardmodell beschreibt viele beobachtete Phänomene und gründet sich im Wesentlichen auf zwei Theorien: 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. Weiter geht es von der Universalität der Naturgesetze aus. Es setzt also voraus, dass die auf der Erde bzw. von der Erde aus bestimmten Naturgesetze überall im Universum gelten. Ebenso legt das Modell das sog. kosmologische Prinzip zugrunde: Das Weltall ist bezogen auf große Distanzen homogen - es stellt sich also für einen Beobachter immer gleich dar, egal an welchem Punkt im Universum er sich befindet, und das Universum ist isotrop - es stellt sich für einen Beobachter unabhängig von seiner Beobachtungsrichtung immer gleich dar. Das kosmologische Prinzip gilt natürlich nur sehr große Distanzen. Der ungleichmäßig verteilte Sternenhimmel zeigt anschaulich, dass das Prinzip auf kurze Distanzen nicht gilt.

Das Standardmodell geht davon aus, dass vor etwa 13,8 Milliarden Jahren der sog. Urknall stattfand. Von diesem Ausgehend entwickelte sich das Universum fortlaufend bis zu seiner derzeitigen Form.

Das Wichtigste auf einen Blick

  • Das Universum als Ganzes dehnt sich gegenwärtig aus.
  • Dabei besteht ein Zusammenhang zwischen der Entfernung der Galaxien voneinander und ihrer "Fluchtgeschwindigkeit" voneinander.
  • Bei der Ausdehnung gibt es keinen ausgezeichneten Punkt, keinen Mittelpunkt.

Andromedagalaxie
Abb.
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Andromedagalaxie
Galaxien, wie unserer Milchstraße oder die benachbarte Andromedagalaxie (siehe Abb. 1), bestehen aus Milliarden von Sternen. Und so viele Sterne wie es in unserer Milchstraße gibt, so viele Galaxien kannst du auch beobachten.

In den kosmologischen Modellen der allgemeinen Relativitätstheorie, die heute als Standardmodell angesehen wird, kannst du dir 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.

2 Ausdehnung des Kosmos am Beispiel der Entfernungen zwischen Galaxien

Expansion des Raums

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 zweier Galaxien voneinander und der "Fluchtgeschwindigkeit" (in der Astronomie meist Rezessionsgeschwindigkeit genannt) voneinander einher. Je weiter zwei Galaxien voneinander entfernt sind, um so größer ist auch die Zunahme der gegenseitigen Entfernung in einem Zeitraum. Diese Beziehung wird Hubble-Beziehung genannt. Für uns als Beobachter auf der Erde gilt somit: Je weiter eine Galaxie von uns schon entfernt ist, umso schneller entfernt sie sich von uns. Die Ursache für diese Zunahme der Entfernung ist dabei allerdings keine einfache Relativbewegung, sondern die Ausdehnung des Raums.

Kein ausgezeichneter Mittelpunkt

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.

Das Wichtigste auf einen Blick

  • In den Spektren weit entfernter Galaxien finden sich, wie beim Sonnenspektrum, verschiedene Absorptionslinien.
  • Die Absorptionslinien weit entfernter Galaxien sind deutlich stärker ins Rote verschoben.
  • Ursache für die kosmologische Rotverschiebung ist die Ausdehnung des Raumes selbst, nicht eine Relativbewegung der Galaxie im Vergleich zum Beobachter.
  • In der Astronomie wird die Rotverschiebung häufig durch die dimensionslose Größe \(z\) angegeben.

Absorptionslinien im Spektrum

Zunehmende Rotverschiebung im Absorptionsspektrum von BAS11
Abb.
1
Zunehmende Rotverschiebung bei weit entfernten Galaxien

Analysiert man das Spektrum von weit entfernten Sternen und Galaxien, so findet man genau wie im Spektrum der Sonne verschiedene spezifische Absorptionslinien. Die Absorptionslinien entstehen z.B. durch die Absorption des Lichtes der jeweiligen Wellenlänge in der Atmosphäre des Sterns. Einige Linien entstehen jedoch auch beim Passieren der Erdatmosphäre. Durch die Beobachtung der Sterne mit Satelliten können solche Absorptionslinien heute vermieden werden.

Stärkere Rotverschiebung bei weit entfernten Galaxien

Vergleicht man, wie weit einzelne, charakteristische Absorptionslinien bei der Sonne und bei verschiedenen weiter entfernten Galaxien "ins Rote verschoben" sind, so stellt man fest, dass die Rotverschiebung mit der Entfernung der Galaxien zumeist zunimmt. Abb. 1 zeigt die Rotverschiebung der Absorptionslinien des Sonnenspektrums im Vergleich mit der Rotverschiebung der identischen Absorptionslinien der Galaxie BAS11, die 1 Milliarde Lichtjahre von uns entfernt ist. Die Linien der weit entfernten Galaxie sind deutlich weiter ins Rote verschoben.

Ausdehnung des Kosmos als Ursache der Rotverschiebung

Als Ursache dieser stärkeren Rotverschiebung darf nicht eine Relativbewegung von der Galaxie im Vergleich zur Erde verstanden werden. Ursache für die kosmologische Rotverschiebung ist die Ausdehnung des Raumes selbst: Wird Licht zu einem Zeitpunkt von einer fernen Galaxie emittiert, so braucht das Licht eine lange Zeit, bis es auf der Erde ankommt. In dieser Zeit dehnt sich das Universum weiter aus und mit dem Universum auch die Wellenlänge des Lichts. Das heißt, das Licht wird sozusagen mit der Expansion des Universums „gedehnt“. Dieser Effekt folgt automatisch aus den Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie und wird kosmologische Rotverschiebung genannt.

Größe der Rotverschiebung

In der Astronomie wird die Rotverschiebung häufig mit der dimensionslosen Größe \(z\) angegeben. Dabei ist die Rotverschiebung \(z\) das Verhältnis der Wellenlängenänderung zur ursprünglichen Wellenlänge \(\lambda_0\), also\[z=\frac{\lambda_{\rm{beobachtet}}-\lambda_0}{\lambda_0}=\frac{\lambda_{\rm{beobachtet}}}{\lambda_0}-1\]

Hat sich z.B. die Wellenlänge des Lichtes auf dem Weg von der aussendenden Galaxie zur Erde durch die Ausdehnung des Raumes verdoppelt, so ist \(\lambda_{\rm{beobachtet}}=2\cdot \lambda_0\). Die Rotverschiebung beträgt also \(z=\frac{2\cdot \lambda_0}{\lambda_0}-1=1\).

Mithilfe der Rotverschiebung \(z\) kann man auch Aussagen über die Größe des Universums treffen. Beträgt die gemessene Rotverschiebung z.B. \(z=1\), so hatte das Universum zum Zeitpunkt der Aussendung des Lichtes gerade nur die Hälfte seiner jetzigen Größe. Wie diese Expansion verlaufen ist, das heißt, ob linear, beschleunigt, oszillierend (= hin und her bewegend) etc., kann dabei der Rotverschiebung nicht angesehen werden, sondern muss anderweitig erörtert werden. 

Zusammenspiel mit Relativbewegung und gravitativer Rot- und Blauverschiebung

Die Rot- bzw. Blauverschiebung durch eine Relativbewegung einer Galaxie im Vergleich zur Erde (analog zum Dopplereffekt) spielt lediglich für sehr nahe Galaxien eine Rolle. So ist z.B. Licht der 2,5 Millionen Lichtjahre entfernten Andromedagalaxie ins Blaue verschoben, da sie sich mit etwa \(114\,\rm{km/s}\) auf die Milchstraße zubewegt. Ab Entfernung von etwa 100 Megaparsec ist der Anteil des Dopplereffektes an der Rotverschiebung verschwindend gering im Vergleich zur kosmologischen Rotverschiebung.

Weiter kann Rot- bzw. Blauverschiebung noch durch die Gravitation verursacht werden. Entfernt sich Licht von einem Gravitationszentrum, so wird es energieärmer und damit rotverschoben. Fällt Licht auf ein Gravitationszentrum zu, so wird es energiereicher und damit blauverschoben. Dieses Verhalten kann direkt aus der Energieerhaltung hergeleitet werden und wurde von Einstein bereits 1911 vorausgesagt.

Abb.
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Edwin HUBBLE
Auf Basis der Verteilung von Galaxien im Weltall und ihrer Rotverschiebung stellte der Belgier Georges Lemaître 1927 die Theorie auf, dass sich unser Universum ausdehnt. Wie die Rosinen in einem Hefeteig sollten sich die Galaxien mit der Expansion des Universums immer weiter und schneller auseinanderbewegen, wobei der Vergleich mit dem Hefeteig nicht ganz richtig ist, da der Hefeteig eine Mitte hat, das Universum aber nicht.

Edwin HUBBLE (siehe Abb. 1) lieferte 1929 hierzu passende Daten, die eine Regelmäßigkeit in der Bewegung der Galaxien zeigten: Galaxien entfernen sich um so schneller von uns, je weiter die Galaxien von uns weg sind.

Hubble-Konstante bzw. Hubble-Parameter

Aufgrund von Hubbles Beobachtungen nahm man zunächst an, dass die Rotverschiebung \(z\) bzw. die "Fluchtgeschwindigkeit" \(v\) einer Galaxie direkt proportional zu ihrer Entfernung \(D\) zu uns ist. Mit der als Hubble-Konstanten bezeichneten Proportionalitätskonstanten \(H\) konnte diese Beziehung zwischen Entfernung und Rotverschiebung (bzw. "Fluchtgeschwindigkeit") mit der Gleichung \[z\cdot c=H\cdot D\] ausgedrückt werden. Diese Gesetzmäßigkeit nennt man das Hubble-Lemaître-Gesetz.

Später stellte man jedoch fest, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt. Daher ändert sich der Wert von \(H\) im Laufe der Zeit. \(H\) ist also zeitabhängig und nicht konstant. Entsprechend wird die Größe inzwischen häufig auch korrekterweise als Hubble-Parameter bezeichnet. Die lineare Beziehung \(z\cdot c=H\cdot D\) gilt nur für Rotverschiebungen bis \(z\approx 0{,}1\), was etwa auf Objekte in einer Entfernung von 400 Mpc zutrifft.

Als Hubble-Konstante \(H_0\) bezeichnet man die aktuelle Expansionsrate des Universums. Die Hubble-Konstante beträgt aktuell: \[H_0\approx 70\,\rm{\frac{km}{s\cdot Mpc}}\] Je nach Messmethode variiert dieser Wert etwas.

"Fluchtgeschwindigkeiten" mit dem Hubble-Lemaître-Gesetz

Im Bild rechts sieht man die Rotverschiebungen der H- und K-Linie verschiedener Galaxien.

Interpretiert man die aus der gemessenen Rotverschiebung \(z\) mittels \(v=c\cdot z\) berechnete Geschwindigkeit \(v\) im Sinne des Dopplereffektes, so kann man aus dem Hubble-Lemaître-Gesetz die "Fluchtgeschwindigkeit" \(v_{\rm{Flucht}}\) einer Galaxie in einer Entfernung \(D\) bestimmen. Für \(v_{\rm{Flucht}}\) einer Galaxie in der Entfernung \(D\) gilt: \[v_{\rm{Flucht}}\approx H_0\cdot D\]

Diese Beziehung gilt jedoch nur, solang man \(H_0\) als nahezu konstant ansehen kann. Die genaue Beziehung zwischen Rotverschiebung und Entfernung ist nichtlinear und erfordert eine Integration über den sog. Skalenfaktor \(a(t)\) des Universums, der die relative Expansion des Universums im Laufe der Zeit beschreibt.

Verständnisaufgabe

Bei einer Galaxie wird die Hα-Linie des Wasserstoffs - im Labor eine scharfe Linie bei \(\lambda_{0}= 656{,}297\,\rm{nm}\) - verschoben bei der Wellenlänge \(\lambda_{1}=658{,}003\,\rm{nm}\) beobachtet.

Mit welcher Geschwindigkeit und welcher Richtung bewegt sich die Galaxie und wie weit ist sie entfernt, wenn als Hubblekonstante \(H_0=70\,\rm{\frac{km}{s\cdot Mpc}}\) angenommen wird.

Lösung

Allgemein gilt \[v = \frac{{\Delta \lambda }}{\lambda } \cdot c\] Mit\(\Delta \lambda= {\lambda _1} - {\lambda _0}\) und \(\lambda={\lambda _0}\) folgt \[v = \frac{{1{,}706\,\rm{nm}}}{{656{,}297\,\rm{nm}}} \cdot 3{,}0 \cdot {10^8}\rm{\frac{m}{s}} = 780\,\rm{\frac{{km}}{s}}\] Die Galaxie bewegt sich wegen \(\lambda _1 > {\lambda _0}\) von uns weg.
Die Entfernung ergibt sich aus \[r = \frac{v}{{{H_0}}} \Rightarrow r = \frac{{780}}{{70}}\,\rm{Mpc} \approx 11\,\rm{Mpc}\]

Das Wichtigste auf einen Blick

  • Cepheiden sind Pulsationsveränderliche - ihre Leuchtkraft bzw. Helligkeit verändert sich streng periodisch.
  • Die Helligkeit hängt bei Cephiden mit der Länge ihrer Periode zusammen (Perioden-Leuchtkraft-Beziehung)
  • Cepheiden dienen zur Entfernungsmessung im Kosmos: aus der Beobachtung der Periodendauer kann man direkt auf die absolute Helligkeit schließen. Durch die Messung der relativen Helligkeit dann mit dem Entfernungsmodul die Entfernung berechnen werden.

Kleine Magellansche Wolke
Abb.
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Kleine Magellansche Wolke
Die Cepheiden sind veränderliche Sterne, die nach dem Stern δ Cephei; im Sternbild Cepheus benannt sind, eine Unterklasse der Pulsationsveränderlichen. Cepheiden verändern ihre Leuchtkraft streng periodisch, dabei verändert sich auch ihre Spektralklasse und somit ihre Oberflächentemperatur.

1912 untersuchte Henrietta Swan LEAVITT (1868 - 1921) am Harvard College Observatorium Fotoplatten mit Aufnahmen der sehr hellen pulsierenden Sterne in der kleinen Magellanschen Wolke (Abb. 1). Sie fand dabei heraus, dass die Helligkeiten einer Gruppe von 25 Sternen in der kleinen Magellanschen Wolke, die dem Stern δ Cephei gleichen, mit ihrer Periode in Zusammenhang stehen.

Geraden bei doppelt lagarithmischem Maßstab

Im doppelt logarithmischen Maßstab (nach oben aufgetragen die relative Helligkeit) nach rechts der Logarithmus der Periode ergaben sich sowohl für das Strahlungsmaximum und das Strahlungsminimum parallele Geraden, wie die rechte, von Pickering 1912 veröffentlichte Grafik zeigt.
Daraus ergibt sich folgende Gesetzmäßigkeit für die mittlere relative Helligkeit m und Periode p gleichweit entfernter Cepheiden:
\[\frac{{{p_1}}}{{{p_2}}} = {10^{\frac{{{m_2} - {m_1}}}{{2,54}}}} \Rightarrow \lg \frac{{{p_1}}}{{{p_2}}} = \frac{{{m_2} - {m_1}}}{{2,54}} \Rightarrow {m_1} = {m_2} - 2,54 \cdot \lg \frac{{{p_1}}}{{{p_2}}}\]

Rechts die scheinbaren Helligkeiten von vier verschiedenen etwa gleichweit entfernten Cepheiden.

Hellere Cepheiden (kleineres m) haben eine größere Periode.

Rückschluss auf die absolute Helligkeit

Da alle Sterne der kleinen Magellanschen Wolke von uns aus gesehen gleich weit entfernt sind, gilt diese Formel natürlich in gleicher Weise auch für absolute Helligkeiten. Um die Formel aber auf absolute Helligkeiten zu "eichen" benötigte man einen Cepheiden, dessen Entfernung und damit seine absolute Helligkeit kannte. Dies gelang 1919 Harlow Shapley mit Cepheiden aus Kugelsternhaufen unserer Galaxie.

Wodurch die Pulsationsveränderung kommt, zeigt die Seite Pulsationsveränderliche.

Entfernungsbestimmung mit Cepheiden

Cepheiden sind recht häufige Riesensterne und sehr helle Objekte, die man von der Erde aus bis zu einer Entfernung von einigen Megaparsec, mit dem Hubble-Weltraumteleskop sogar bis zu Entfernungen von etwa 20 Megaparsec, beobachten kann. Das macht Cepheiden zu einem brauchbaren Mittel für die astronomische Entfernungsbestimmung: Aus der Periode eines Cepheiden, die man direkt beobachten kann, kann man auf seine absolute Helligkeit schließen. Durch den Vergleich mit der beobachteten relativen Helligkeit kann anschließend die Entfernung des Cepheiden von der Erde rein rechnerisch aus dem sog. Entfernungsmodul \(m-M=5 \cdot \lg \left( {\frac{r}{{10\,\rm{pc}}}} \right)\) bestimmt werden.

Standardkerzen 

Als Standardkerze bezeichnet man in der Astronomie ein leuchtendes Objekt mit bekannter oder einfach berechenbarer absoluter Helligkeit. Mit Standardkerzen kann man entsprechend auf die Entfernung von Objekten schließen. In einem Bereich bis 20 Mpc sind Cepheiden geeignete Standardkerzen. Weitere Standardkerzen sind die RR-Lyrae-Sterne, die W-Virginis-Sterne und für sehr entfernte Objekte Supernovae vom Typ 1a.

δ-Cephei hat eine Periode von 5,4 Tagen. Seine relative Helligkeit schwankt wischen 3,6 und 4,3 Magnituden. Seine Entfernung beträgt 313 pc.

Berechne die mittlere absolute Helligkeit Mδ-Cephei.

Leite eine Formel her, mit der man die absolute Helligkeit eines Cepheiden aus seiner Periode bestimmt.

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

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.

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