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

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haupt nachweisbar, denn die typischen Verzerrungen sind sehr schwach. Wären die verzerrten Objekte ursprünglich kreisförmig, würden sie durch den Gravitationslinseneffekt zu Ellipsen, deren Hauptachsen sich um wenige Prozent unterschieden. Trotz zahlreicher Schwierigkeiten im Detail ist es inzwischen gelungen, den schwachen kosmischen Gravitationslinseneffekt nicht nur zweifelsfrei nachzuweisen, sondern ihn auch recht genau auszumessen. Leider erlauben es diese Messungen nicht, die mittlere Materiedichte im Universum direkt zu bestimmen, weil der Gravitationslinseneffekt nicht nur von ihr abhängt, sondern auch von der mittleren Amplitude der kosmischen Dichteschwankungen. Letztere lässt sich aber auch auf andere Weise abschätzen, zum Beispiel anhand der Anzahl massereicher Galaxienhaufen. Kombiniert man solche Messungen mit dem schwachen Gravitationslinseneffekt, so wird das Ergebnis abermals bestätigt, dass (baryonische und Dunkle) Materie nur zu etwa dreißig Prozent zur Gesamtdichte des Universums beiträgt. Konsistenz in der Kosmologie Diese Ergebnisse gewinnen zusätzliche Überzeugungskraft, wenn sie nicht jedes für sich genommen, sondern in ihrem Zusammenspiel betrachtet werden. Erinnern wir uns: Grundlage der modernen Kosmologie sind die Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie Einsteins. Verbunden mit zwei Symmetrieannahmen, nämlich denen der Isotropie und der Homogenität, folgt aus ihnen die Klasse der Friedmann-Modelle. Grundsätzlich sind Friedmann-Modelle möglich, die einen Urknall vermeiden, aber einige einfache Beobachtungen zeigen, dass unser Universum nicht von dieser Art sein kann. Wenn also überhaupt ein Friedmann-Modell zur Beschreibung unseres Universums in Frage kommt, dann nur eines, das sich aus einem Urknall heraus entwickelt hat. Zunächst muss geprüft werden, ob das Universum tatsächlich als so symmetrisch angesehen werden kann, wie die Friedmann-Modelle es annehmen. Für die Isotropie um uns spricht vieles, am überzeugendsten aber die fast perfekte Richtungsunabhängigkeit des CMB. Dass unsere Position im Universum gegenüber anderen nicht bevorzugt sei, ist eine Annahme, die wir nicht mehr gewohnt sind, in Frage zu stellen. Seit Kopernikus gehen wir unwidersprochen davon aus, dass wir nicht im Mittelpunkt der Welt stehen. Auf dieser Grundlage erscheint uns die Annahme ganz natürlich, dass jedem Beobachter das Universum isotrop erscheinen muss, wenn es uns isotrop erscheint. Dann muss das Universum aber zumindest in sehr guter Näherung auch homogen sein. Die grundlegenden Symmetrieannahmen der Friedmann-Modelle scheinen also gerechtfertigt zu sein. Dann kommt eine Reihe von Hinweisen dazu, dass sich unser Universum zumindest qualitativ wie ein Friedmann-Universum verhält. Die Galaxienflucht war der erste davon, hinzu kamen dann die Häufigkeit des Heliums als Hinweis auf eine frühe heiße Phase, das perfekte Planck-Spektrum des CMB, das nicht nur zeigte, dass der CMB thermischen Ursprungs ist, sondern auch, dass sich das Universum gerade so ausgedehnt und abgekühlt hat, wie es für ein Friedmann-Universum zu erwarten ist. Legt man also die Allgemeine Relativitätstheorie zu Grunde und vertraut mit guten Gründen den Symmetrieannahmen, so erscheint es zwingend, dass das Universum zumindest in sehr guter Näherung durch ein Friedmann-Modell beschrieben werden muss. Dann bleibt die Frage, ob es einen einzigen Satz von Parametern gibt, die das Universum nicht nur in einem momentanen Zustand, sondern auch in seiner Entwicklung konsistent zu beschreiben vermögen. Dabei kommt ins Spiel, dass verschiedene kosmologische Messungen den Zustand des Universums zu ganz verschiedenen Zeiten überprüfen. Die Entstehung leichter Elemente war etwa drei Minuten nach dem Urknall abgeschlossen. Die gemessenen Häufigkeitsverhältnisse lassen auf eine Baryonendichte schließen, die etwa vier Prozent der kritischen Dichte beträgt. Auch aus den Temperaturschwankungen im CMB lässt sich eine Baryonendichte bestimmen, die den Wert aus den Häufigkeitsverhältnissen der leichten Elemente bestätigt. Aber der CMB entstand 400 000 Jahre nach dem Urknall! Dass diese beiden Messungen der Baryonendichte trotz ihres enormen zeitlichen Abstands übereinstimmen, bestätigt die Konsistenz des einen Friedmann-Modells, mit dem wir unser Universum beschreiben möchten. Messungen der mittleren Materiedichte sind mit Hilfe des CMB ebenso möglich wie mit Hilfe des Gravitationslinseneffekts oder der typischen Längenskala in den kosmischen Strukturen. Beide überprüfen aber den Entwicklungszustand des Universums Milliarden von Jahren nach dem Urknall, also wesentlich später als der CMB. Trotzdem stimmen sie mit einem Friedmann-Modell überein. Diese nicht nur momentane, sondern auch zeitliche Konsistenz der Friedmann- Modelle verleiht ihnen einen kaum antastbaren Status, wenn man nicht die beiden Grundlagen in Zweifel ziehen will, auf denen sie beruhen: die Allgemeine Relativitätstheorie und zwei Symmetrieannahmen. Ausgedrückt in genaueren Zahlen sind heute 4.2 Prozent der kritischen Dichte Groupe INC, Stéphane Colombi, IAP Abb. 10: Das Licht entfernter Galaxien wird durch den Gravitationslinseneffekt großer kosmischer Strukturen vielfach abgelenkt, bevor es bei uns ankommt. Der Astigmatismus des Effekts verursacht kleine, aber messbare Verzerrungen, die Rückschlüsse auf die Strukturen aus Dunkler Materie erlauben. Sterne und Weltraum September 2007 43
aryonisch, und 24.3 Prozent bestehen aus Dunkler Materie. Die kosmologische Konstante trägt gerade so viel bei, dass die Dichte insgesamt kritisch wird, was sich daran ablesen lässt, dass unser Universum räumlich entweder flach oder im Rahmen der Messgenauigkeit von einem flachen Universum nicht zu unterscheiden ist. Daraus ergibt sich für das heutige Alter des Universums ein Wert von 13.7 Milliarden Jahren. Inflation und Dunkle Energie Mit diesem großen Erfolg des kosmologischen Standardmodells ist die Kosmologie sicher nicht am Ende, aber zweifellos ist sie in eine neue Phase eingetreten. Während noch vor recht kurzer Zeit selbst die wichtigsten kosmologischen Parameter in Frage standen, steht das kosmologische Rahmenmodell heute so gut wie fest. Gleichzeitig stellt es uns vor eine Reihe schwerwiegender Probleme. Literaturhinweise M. Bartelmann: Der kosmische Mikrowellenhintergrund. SuW 5/2000, S. 330 – 337 H. Schulz: Dunkle Energie, Antrieb für die Expansion des Universums. Teil 1: SuW 10/2001, S. 854 – 861, Teil 2: SuW 11/2001, S. 948 – 955 W. Hillebrandt, F. Röpke: Supernovae vom Typ Ia – die Physik der Explosionen. SuW 5/2005, S. 22 – 28 B. Leibundgut: Kosmologie mit Supernovae vom Typ Ia. SuW 5/2005, S. 30 – 37 V. Springel: Die Millennium-Simulation. Auf den Spuren der Galaxien, SuW 11/2006, S. 30 – 40 SuW Dossier 1/2006 »Struktur des Kosmos«, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, ISSN 1612 4618 SuW Special 1/2006 »Unsere kosmische Heimat – das neue Bild der Milchstraße«, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, ISSN 1434 2057 Abb. 11: Während der (hypothetischen!) Phase der kosmologischen Inflation wurde das Universum innerhalb sehr kurzer Zeit extrem stark ausgedehnt. Dabei wurden Quantenfluktuationen so stark vergrößert, dass sie zu Vorläufern heutiger Strukturen werden konnten. Zunächst müssen wir zur Kenntnis nehmen, dass fast alle Materie im Universum dunkel ist, oder jedenfalls nicht von der baryonischen Art, wie wir sie kennen. Aus der Tatsache, dass die Temperaturschwankungen im CMB im Bereich von einigen zehn Mikro- statt Millikelvin liegen, müssen wir schließen, dass die Dunkle Materie nicht mit Licht wechselwirken kann. Am plausibelsten erscheinen uns schwach wechselwirkende Elementarteilchen, aber wir haben keinen der wahrscheinlichen Kandidaten bisher auch entdeckt. Möglicherweise werden Experimente wie der Large Hadron Collider, der noch 2007 am Cern in Genf den Betrieb aufnehmen soll, eine Antwort auf die Frage liefern, woraus die Dunkle Materie besteht. Wir verstehen auch, wie kosmische Strukturen zu ihrer heutigen Amplitude angewachsen sein können, wenn wir davon ausgehen, dass sie im jungen Universum angelegt worden waren. Aber worin liegt ihr Ursprung? Wodurch wurden sie angelegt? Es stellt sich heraus, dass die ergänzende Theorie der kosmologischen Inflation hervorragend dafür geeignet sein kann, eine Antwort auf diese Frage zu geben, obwohl sie ursprünglich dazu geschaffen worden war, die räumliche Flachheit des Universums zu erklären. Wie erwähnt, ist Flachheit eine instabile Eigenschaft der Friedmann-Modelle, weil sie sich davon weg bewegen, falls sie nicht von Anfang an perfekt räumlich flach waren. Die kosmologische Inflation erklärt die Flachheit dadurch, dass sie eine Entwicklungsphase annimmt, in der sich das Universum sehr rasch sehr stark ausgedehnt hat (Abb. 10). Dadurch mag sein Krümmungsradius so groß geworden sein, dass er bis heute als beinahe unendlich erscheint und das Universum damit als räumlich flach. Wenn es eine solche Phase gab, dann müssen in ihr auch die unvermeidlichen Quantenfluktuationen extrem vergrößert worden sein, die es im sehr jungen Universum gegeben haben muss. Die Inflation kann dafür gesorgt haben, dass ursprünglich subatomar kleine Quantenfluktuationen so stark vergrößert wurden, dass sie zu Vorläufern der heutigen kosmischen Strukturen werden konnten. Für diese atemberaubende These spricht inzwischen alle Evidenz. Insbesondere folgen aus ihr eine Reihe statistischer Eigenschaften solcherart entstandener Strukturen, die offenbar genau denen entsprechen, die wir an den kosmischen Strukturen beobachten können. Obwohl es noch keinen direkten Nachweis der kosmologischen Inflation gibt, liefert sie inzwischen die einzige plausible Theorie für die räumliche Flachheit, den Ursprung kosmischer Strukturen und eine Reihe weiterer Eigenschaften des kosmologischen Standardmodells. Wenn es eine Inflation gab, was mag sie getrieben haben? Teilchenphysiker sind nicht darum verlegen, eine physikalische Antwort darauf zu geben. Sie können zeigen, dass ein genügend stark mit sich selbst wechselwirkendes, einfaches Quantenfeld genau dazu führen kann, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt. Sie postulieren also ein solches Feld, das Inflatonfeld, als Ursache der kosmologischen Inflation. Wir mussten aber auch feststellen, dass das Universum heute abermals eine Phase beschleunigter Expansion durchläuft, was wir oben der kosmologischen Konstante zugeschrieben hatten. Aus vielen Gründen ist die kosmologische Konstante aus der Sicht der Allgemeinen Relativitätstheorie etwas sehr einfaches, aus der Sicht der Teilchenphysik aber etwas höchst unbefriedigendes. Also liegt es nahe, als Ursache der heutigen beschleunigten Expansion ebenso wie für die kosmologische Inflation ein geeignetes Quantenfeld anzunehmen, das üblicherweise als Kosmonfeld, Quintessenz oder mit einem Oberbegriff als Dunkle Energie bezeichnet wird. Auf der Suche nach der Dunklen Energie, von der wir fast nichts wissen, außer dass sie für die beschleunigte Ausdehnung des Universums verantwortlich sein soll, befinden wir uns an einem bescheidenen Anfang. Ohne Zweifel sind die Inflation, die Dunkle Materie und die Dunkle Energie die wichtigsten Rätsel, die uns das sonst so erfolgreiche kosmologische Standardmodell aufgibt. Sehr wahrscheinlich wird uns ihre Beantwortung in eine neue Ära der Physik begleiten. Matthias Bartelmann ist Direktor am Institut für Theoretische Astrophysik, einem der drei Institute des Zentrums für Astronomie der Universität Heidelberg, und Mitherausgeber von SuW. 44 Sterne und Weltraum September 2007
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