Das Standardmodell der Kosmologie, Teil 2 - Institut fÃ¼r ...

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SuW einem negativ gekrümmten Raum voneinander weg gekrümmt. Dementsprechend erscheint dieselbe physikalische Länge, zum Beispiel der Schallhorizont, in einem positiv gekrümmten Raum unter einem größeren, in einem negativ gekrümmten Raum unter einem kleineren Winkel (Abb. 6). Die Winkelgröße des Schallhorizonts kann aus den Temperaturschwankungen des CMB abgelesen werden, und seine physikalische Größe ist bekannt. Aus dem Vergleich beider folgt, dass unser Universum mit hoher Genauigkeit gerade nicht gekrümmt, sondern räumlich flach ist. Das allein ist in mindestens zweierlei Hinsicht ein bemerkenswertes Ergebnis. Zum einen ist räumliche Flachheit eine instabile Eigenschaft eines Friedmann-Modells. Nur solche Modelle, die von Anfang an räumlich flach waren, bleiben es auch. Jede anfängliche Krümmung verstärkt sich im Lauf der kosmischen Entwicknegativ gekrümmt flach positiv gekrümmt ser Schallhorizont waren, konnten also nicht akustisch schwingen. Auf noch kleineren Skalen setzt ein Effekt ein, der daher kommt, dass ausreichend kleine Strukturen Photonen nicht 400 000 Jahre lang einschließen können. Wenn die Strecke, die ein durchschnittliches Photon vor seiner Freisetzung zurücklegen konnte (seine mittlere freie Weglänge), größer war als die Struktur, in der es sich aufhielt, konnte es sie einfach verlassen und damit dazu beitragen, die Struktur zu verwischen. Dieser Diffusionsprozess der Photonen heißt Silk- Dämpfung und sorgte dafür, dass Strukturen umso stärker unterdrückt wurden, je kleiner sie waren. Entscheidend für die Kosmologie ist, dass diese drei Effekte empfindlich von den kosmologischen Parametern abhängen, insbesondere von den Dichteparametern der Dunklen und der baryonischen Materie sowie der kosmischen Expansionsrate zur Zeit der Entstehung des CMB, die durch die Hubble-Konstante parametrisiert wird. Weiterhin sorgen die drei genannten Effekte für charakteristische Muster in der Intensität beziehungsweise der Temperatur des CMB und können daher durch deren statistische Analyse bestimmt werden. Ohne Details zu beschreiben, sind vielleicht zwei Beispiele hierfür nachvollziehbar. Die akustischen Schwingungen werden durch das Wechselspiel von Gravitation und Druck getrieben. Die Schwerkraft, mithin die Gesamtdichte der Dichteschwankungen, sorgt für Kontraktion, der Druck, bestimmt durch die Dichte des Gases, durch dessen Temperatur und durch die Photonendichte, verursacht die Expansion. Die Ausprägung dieser Schwingungen, insbesondere deren Amplitude, ist durch das Verhältnis der Dichten der baryonischen zur Dunklen Materie gegeben. Besonders eindrücklich ist das folgende zweite Beispiel. Oben wurde schon erwähnt, dass akustische Schwingungen nur auf solchen Skalen auftreten können, die kleiner als der Schallhorizont sind. Diese physikalische Länge kennen wir aus der Theorie. Am Himmel können wir feststellen, wie groß die dazugehörige Winkelgröße ist. Unter welchem Winkel eine bestimmte physikalische Länge erscheint, ist eine Frage der Raumgeometrie beziehungsweise der Raumkrümmung: Während sich in dem uns vertrauten euklidischen Raum zwei Lichtstrahlen aus einer Quelle geradlinig ausbreiten und dabei ihren Abstand zueinander linear vergrößern, werden sie in einem positiv gekrümmten Raum aufeinander zu, in Abb. 6: Der Winkel, unter dem uns eine gegebene Länge in einer gegebenen Entfernung erscheint, hängt von der Art der Raumkrümmung ab. Nasa/Wmap Sterne und Weltraum September 2007 39
Nasa/Esa lung. Also führt die räumliche Flachheit unseres Universums, die aus den Strukturen im CMB abgelesen werden kann, unweigerlich zu der Frage, wodurch das Universum anfänglich so extrem flach wurde, dass es bis heute so geblieben ist. Zum anderen erfordert räumliche Flachheit, dass die Gesamtdichte aller Materieund Energieformen im Universum gerade die kritische Dichte ergibt. Bisher ergibt unsere Bilanz aber nur etwa ein Drittel davon: Baryonen tragen vier Prozent bei, und mit Dunkler Materie kommen wir auf etwa dreißig Prozent. Offenbar fehlt uns bisher der entscheidende Anteil. Supernovae vom Typ Ia In einem Supernova-Ereignis leuchtet ein Stern in wenigen Tagen hell auf, um dann innerhalb von Monaten wieder zu verlöschen. Die dabei erreichten Leuchtkräfte sind extrem: Im Helligkeitsmaximum strahlt eine Supernova etwa so viel Licht ab wie die gesamte Galaxie, die sie beherbergt (Abb. 7). N O Abb. 7: Supernovae, wie hier die Supernova 1994d in der Galaxie NGC 4526, deren innerer Bereich in dieser Aufnahme mit dem HST abgebildet ist, leuchten etwa so hell auf wie die Galaxien, in denen sie auftreten. Zeigt ihr Spektrum Wasserstofflinien, gehört sie zum Typ II, anderenfalls zum Typ I. Findet man keinen Wasserstoff, aber Silizium, wird sie als Typ-Ia-Supernova (SNIa) bezeichnet. Supernovae werden durch thermonukleare Explosionen ausgelöst, in denen entweder der Kern eines massereichen Sterns ausbrennt und aufgrund seiner Schwerkraft kollabiert, oder in denen ein Weißer Zwerg durch äußere Einflüsse über die Massengrenze getrieben wird, die er noch stabilisieren kann. Zu ersteren gehören die Typen Ib/c und II, letztere bilden den Typ Ia. Weiße Zwerge bestehen im Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Weitere Fusion ist nicht möglich, weil die Masse nicht ausreicht, um die Zentraltemperatur hoch genug zu treiben. Die nukleare Energieerzeugung erlischt, und der Stern wird so weit komprimiert, dass das Elektronengas in seinem Inneren entartet und ihn durch seinen Fermidruck stabilisiert. Das ist bis zur Chandrasekhar-Grenze von knapp 1.4 Sonnenmassen möglich. Kurz bevor ein Weißer Zwerg diese Grenze erreicht, wird durch die hohe Dichte in seinem Kern thermonukleares Brennen gezündet, das die Explosion in Gang setzt. Weiße Zwerge können auf verschiedene Weise über die Chandrasekhar- Masse getrieben werden. Die gängigsten Vorstellungen sind, dass entweder ein 5 Bogensekunden 950 Lichtjahre massereicher Begleitstern Masse an den Weißen Zwerg abgibt, oder dass zwei weiße Zwerge kollidieren. Vereinfachend ausgedrückt, explodiert also bei einer Supernova vom Typ Ia immer dieselbe Menge »Sprengstoffs« (Abb. 8). Also sollten alle Supernovae dieses Typs im Wesentlichen gleich hell sein. Das ist nicht streng der Fall, aber die Abweichungen von der Standardhelligkeit lassen sich durch eine einfache Beziehung korrigieren: Hellere Supernovae vom Typ Ia dauern etwas länger, schwächere etwas weniger lang, und damit lassen sich die wahren Helligkeiten dieser Supernovae standardisieren. Aus ihrer scheinbaren Helligkeit folgt dann ihre Entfernung, und zusammen mit der Rotverschiebung ihrer Spektrallinien kann daraus das Expansionsverhalten des Universums rekonstruiert werden. Dies hat die spektakuläre Erkenntnis ermöglicht, dass die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums seit etwa sieben Milliarden Jahren zunimmt. Eigentlich würde man das Gegenteil erwarten, denn die Schwerkraft sollte die kosmische Ausdehnung verlangsamen. Ein Friedmann-Modell kann sich nur dann beschleunigt ausdehnen, wenn nicht gewöhnliche, baryonische oder Dunkle Materie dominieren, sondern die kosmologische Konstante, die Einstein anfänglich gerade zu dem Zweck in seine Feldgleichungen eingebaut hatte, um ein statisches Universum zu ermöglichen. Wir haben bestenfalls sehr diffuse Vorstellungen davon, was die physikalische Bedeutung der kosmologischen Konstante sein könnte. Darüber wird später noch zu reden sein. Aber auch die Temperaturschwankungen im CMB hatten uns gezeigt, dass uns bisher etwa siebzig Prozent des kosmischen Materials entgangen waren. Nun zeigen die Supernovae vom Typ Ia, dass diese fehlende Substanz gerade die kosmologische Konstante sein sollte oder wenigstens etwas, was sich ähnlich wie sie verhält, indem es die Ausdehnung des Universums beschleunigt, statt sie abzubremsen. Auf diese Weise ergeben alle bisherigen Bestimmungen kosmologischer Parameter ein konsistentes Bild. Wir können ein Friedmann-Modell angeben, in das so gut wie alle kosmologischen Messungen hervorragend passen. Dieses Modell, von dem wir annehmen, dass es unser Universum tatsächlich beschreibt, ist dadurch gekennzeichnet, dass es zu etwa dreißig Prozent aus Materie und etwa siebzig Prozent aus kosmologischer Konstante besteht, was immer das sein mag. Altersabschätzungen, die Entstehung der leichten Elemente, direkte und indirekte Abschätzungen der Massendichte, die Temperaturschwankungen im 40 Sterne und Weltraum September 2007
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