Mit Google fortfahren
Kosmologie: Entwicklung des Universums verstehen
Kosmologie untersucht Ursprung, Aufbau und Entwicklung des Universums als Ganzes. Das kosmologische Standardmodell beschreibt ein etwa 13,8 Milliarden Jahre altes Universum, das sich aus einem sehr heißen, dichten Zustand entwickelt hat und bis heute expandiert.
Hake ab, was du schon kannst — und komm am Ende hierher zurück!
Wie erforscht man das Universum als Ganzes?
Licht breitet sich nicht unendlich schnell aus. Deshalb sehen wir ein entferntes Objekt so, wie es beim Aussenden seines Lichts war. Je länger das Licht unterwegs war, desto weiter blicken wir in die kosmische Vergangenheit zurück.
Die Sonne sehen wir wegen der Lichtlaufzeit mit einer Verzögerung von ungefähr acht Minuten. Bei einer Galaxie, deren Licht Millionen oder Milliarden Jahre unterwegs war, ist der beobachtete Zustand entsprechend älter. Kosmologinnen und Kosmologen vergleichen deshalb ähnliche Objekte in verschiedenen Entfernungen, um Entwicklungen zu rekonstruieren.
Kosmologisches Prinzip
Auf sehr großen Skalen wird angenommen, dass das Universum homogen und isotrop ist. Homogen bedeutet: Kein ausreichend großer Raumbereich ist grundsätzlich ausgezeichnet. Isotrop bedeutet: Keine Blickrichtung ist grundsätzlich ausgezeichnet.
Das Prinzip behauptet nicht, dass überall dasselbe liegt. Sterne bilden Galaxien, Galaxien bilden Haufen und Filamente, und dazwischen liegen dünn besetzte Hohlräume, die Voids heißen. Erst beim großräumigen Mitteln tritt die angenommene Gleichförmigkeit hervor.
Was verrät die Rotverschiebung?
Atome hinterlassen charakteristische Linien im Spektrum des Lichts. Sind diese Linien bei einer fernen Galaxie zu längeren Wellenlängen verschoben, spricht man von Rotverschiebung.
Auf großen Skalen zeigt sich die Hubble-Beziehung: Mit wachsender Entfernung nimmt im Mittel auch die Rotverschiebung zu. In einem einfachen Modell wird der Zusammenhang als $v = H \cdot d$ geschrieben. Dabei steht $d$ für die Entfernung, $v$ für die zugeordnete Expansionsgeschwindigkeit und $H$ für den Hubble-Parameter zum betrachteten Zeitpunkt.
Die Hubble-Beziehung ist eine statistische Beziehung für weit entfernte Galaxien. Einzelne nahe Galaxien können durch ihre Eigenbewegung davon abweichen.
Die Expansion hat kein räumliches Zentrum. Die Rosinen in einem aufgehenden Teig liefern ein Bild dafür: Mit dem Teig wachsen die Abstände zwischen den Rosinen. Keine Rosine muss dabei das Zentrum der Ausdehnung sein. Im kosmologischen Modell steht der Teig für den expandierenden Raum.
Ein Befund wird gedeutet
Zwei weit entfernte Galaxien werden verglichen. Die weiter entfernte Galaxie zeigt die größere Rotverschiebung.
- Zuerst wird der Befund festgehalten: Entfernung und Rotverschiebung sind bei der zweiten Galaxie größer.
- Dann wird die Hubble-Beziehung angewendet: Größere Entfernung geht auf großen Skalen mit einer größeren Expansionsgeschwindigkeit einher.
- Daraus folgt als kosmologische Interpretation: Die Abstände im Universum wachsen; der Raum expandiert.
Eine einzelne Galaxie würde dafür nicht genügen. Entscheidend ist das gemeinsame Muster vieler Beobachtungen.
Welche Spuren führen zum heißen Anfang?
Das Standardmodell beruht nicht auf einer einzelnen Beobachtung. Besonders wichtig sind drei voneinander verschiedene Befundgruppen.
Expansion
Die Hubble-Beziehung zeigt, dass große kosmische Abstände wachsen. Rückwärts gedacht war das Universum dichter und heißer.
Kosmische Hintergrundstrahlung
Etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall kühlte das Universum auf ungefähr 3000 K ab. Elektronen verbanden sich mit Kernen zu neutralen Atomen. Licht wurde nicht mehr ständig an freien geladenen Teilchen gestreut, und das Universum wurde transparent.
Dieses damalige Licht beobachten wir heute als nahezu gleichförmige kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung mit einer Temperatur von ungefähr 2,72 K. Kleine Abweichungen von der Gleichförmigkeit zeigen frühe Dichteschwankungen.
Leichte Elemente
In den ersten Minuten konnten sich aus Protonen und Neutronen leichte Atomkerne bilden. Nach ungefähr einer halben Stunde war diese primordiale Nukleosynthese weitgehend beendet. Das Modell sagt vor allem viel Wasserstoff, ungefähr ein Viertel Helium nach Masse und nur Spuren weiterer leichter Kerne voraus. Die beobachteten Häufigkeiten stützen den heißen Anfang.
Die drei Befunde prüfen unterschiedliche Teile des Modells: Rotverschiebung betrifft die Expansion, die Hintergrundstrahlung den frühen heißen Plasmazustand und die Elementhäufigkeiten die Kernreaktionen der ersten Minuten. Gerade ihre Verbindung macht das Modell überzeugend.
Wie entstanden Galaxien und das kosmische Netz?
Die Hintergrundstrahlung war fast gleichförmig, enthielt aber winzige Dichteschwankungen. In etwas dichteren Gebieten war die Gravitation stärker. Diese Gebiete zogen weitere Materie an und wurden dadurch noch dichter.
Dunkle Materie wechselwirkt nach dem Modell nicht elektromagnetisch und kann deshalb nicht wie gewöhnliches Gas Licht abstrahlen und stark abkühlen. Sie bildet ausgedehnte Halos und ein großräumiges Gravitationsgerüst. Gewöhnliches Gas kann dagegen Energie abgeben, weiter kollabieren und darin Sterne sowie Galaxien bilden.
Dunkle Materie
Dunkle Materie ist eine bislang stofflich unbekannte Form von Materie, deren Wirkung vor allem durch Gravitation erschlossen wird. Sie leuchtet nicht und wird nicht direkt über absorbiertes oder ausgesandtes Licht beobachtet.
Ein wichtiger Befund ist der Bullet-Cluster. Dort wurde heißes, elektromagnetisch wechselwirkendes Gas bei der Kollision zweier Galaxienhaufen abgebremst. Der durch Gravitationslinsen erschlossene größte Massenanteil lag räumlich an anderer Stelle und durchdrang die Kollision weitgehend ungebremst. Das spricht für eine gravitative Massekomponente, die sich anders verhält als das heiße Gas.
Was ist gesichert und was bleibt offen?
Naturwissenschaftliche Kosmologie trennt zwischen Beobachtung, Modellannahme und Interpretation.
- Eine gemessene Rotverschiebung ist ein Beobachtungsbefund.
- Die großräumige Homogenität und Isotropie sind Modellannahmen.
- Die Deutung des gemeinsamen Rotverschiebungsmusters als Raumexpansion ist eine kosmologische Interpretation.
Die beschleunigte Expansion wird unter anderem aus Beobachtungen weit entfernter Typ-Ia-Supernovae erschlossen. Im Standardmodell beschreibt Dunkle Energie den dafür nötigen Beitrag. Ihre physikalische Natur ist jedoch offen.
Auch die Inflation ist eine modellhafte Ergänzung. Eine sehr frühe Phase beschleunigter Expansion kann erklären, warum weit getrennte Regionen ähnlich aussehen, der Raum großräumig annähernd flach erscheint und frühe Schwankungen vorhanden waren. Welches Feld die Inflation verursacht haben könnte, ist nicht abschließend geklärt.
Für den extremen Anfang reichen Allgemeine Relativitätstheorie und Quantentheorie nicht gemeinsam aus. Eine bestätigte Theorie der Quantengravitation fehlt. Deshalb beschreibt das Standardmodell die Entwicklung nach dem sehr heißen, dichten Anfang besser als den Anfang selbst.
Ein wissenschaftliches Modell ist stark, wenn es viele unabhängige Befunde erklärt und neue Prüfungen besteht. Offene Fragen machen bestätigte Befunde nicht wertlos, begrenzen aber die Reichweite der Erklärung.
Karteikasten
Überlege zuerst selbst und drehe die Karte anschließend zum Prüfen um.
Alles auf einen Blick
- Kosmologie
- Beobachtung: Lichtlaufzeit, Rotverschiebung, Hintergrundstrahlung und Elementhäufigkeiten
- Grundmodell: heißer dichter Anfang und expandierender Raum
- Großstruktur: Dichteschwankungen, Gravitation, Galaxien und kosmisches Netz
- Unbekannte Komponenten: Dunkle Materie und Dunkle Energie
- Modellprüfung: unabhängige Vorhersagen mit Beobachtungen vergleichen
- Grenzen: Inflation, Quantengravitation und Natur der dunklen Komponenten
Abschluss-Check
Prüfe dich zum Schluss: Kannst du zu jedem der drei Hauptbefunde – Expansion, Hintergrundstrahlung und leichte Elemente – in einem Satz erklären, was beobachtet wird und welche Aussage des Standardmodells dadurch gestützt wird?