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Seit Tausenden von Jahren ringen Astronomen mit den grundlegenden Fragen über die
Größe und das Alter des Universums. Ist das Universum unendlich oder hat es irgendwo
eine Grenze? Hat es schon immer existiert, oder entstand es vor einiger Zeit in der
Vergangenheit? 1929 machte Edwin Hubble, ein Astronom an der Caltech Universität in
Kalifornien, eine entscheidende Entdeckung, die bald zu wissenschaftlichen Antworten
zu diesen Fragen führen sollte: er entdeckte, dass das Universum expandiert.
Die antiken Griechen erkannten, dass es schwierig war sich vorzustellen, wie ein
unendliches Universum aussehen könnte. Jedoch fragten sie sich auch, dass wenn das
Universum endlich wäre, und du deine Hand an der Grenze ausstrecktest, wohin
würde deine Hand gehen? Die zwei Probleme der Griechen stellten ein Paradoxon dar -
denn das Universum musste entweder endlich oder unendlich sein, und beide Alternativen
zeigten Probleme auf.
Nach dem Aufstieg der modernen Astronomie, begann ein anderes Paradoxon die Astronomen
zu verwirren. In den frühen 1800er Jahren argumentierte der deutsche Astronom Heinrich
Olbers, dass das Universum endlich sein müsse. Olbers sagte, dass wenn das Universum unendlich
wäre und durchweg Sterne enthielte, und man würde dann in irgendeine bestimmte Richtung schauen,
würde der Blick letztendlich auf die Oberfläche eines Sterns fallen. Obwohl die ersichtliche
Größe eines Sterns im Himmel mit zunehmender Entfernung immer kleiner wird, bleibt die
Helligkeit dieser kleineren Oberfläche eine Konstante. Wenn das Universum
unendlich wäre, sollte deswegen die gesamte Oberfläche des Nachthimmels so hell wie
ein Stern sein. Offensichtlich gibt es dunkle Gebiete am Himmel, weswegen das
Universum endlich sein muss.
Als Isaac Newton jedoch sein Gravitationsgesetz entdeckte, realisierte Olbers, dass
die Schwerkraft immer anziehend wirkt. Jedes Objekt im Universum zieht jedes andere
Objekt an. Wenn das Universum tatsächlich endlich wäre, müssten die Anziehungskräfte
aller Objekte im Universum es dazu gebracht haben in sich selbst einzustürzen. Dies
war eindeutig nicht eingetroffen, und so wurden die Astronomen mit einem Paradoxon
konfrontiert.
Sobald Einstein seine Gravitationstheorie in seiner allgemeinen Relativitätstheorie
entwickelt hatte, glaubte er mit demselben Problem wie Newton konfrontiert zu sein:
seine Gleichungen besagten, dass das Universum entweder expandieren oder in sich
zusammenstürzen müsste, dennoch nahm er an, dass das Universum statisch sei. Seine
ursprüngliche Lösung bestand aus einem konstanten Term, der sogenannten kosmologischen
Konstante, die den Einfluss der Gravitation auf einer sehr großen Skala rückgängig
machte, und zu einem statischen Universum führte. Nachdem Hubble entdeckt hat, dass
das Universum expandiert, nannte Einstein seine kosmologische Konstante seinen
"größten Fehltritt".
Ungefähr zur selben Zeit wurden größere Teleskope gebaut, die es ermöglichten exakte
Messungen des Spektrums oder der Lichtintensität, als eine Funktion der Wellenlängen,
von weit entfernten Objekten zu messen. Mithilfe dieser neuen Daten versuchten Astronomen
die Unmenge an undeutlichen, nebligen Objekten, die sie beobachteten, zu verstehen.
Zwischen 1912 und 1922 entdeckte der Astronom Vesto Slipher am Lowell Observatorium
in Arizona, dass das Lichtspektrum von vielen dieser Objekte systematisch auf längere
Wellenlängen verschoben war, oder rotverschoben. Kurze Zeit später zeigten andere
Astronomen, dass diese nebligen Objekte weit entfernte Galaxien waren.
Die Entdeckung des expandierenden Universums
In der Zwischenzeit entdeckten andere Physiker und Mathematiker, die an Einsteins
Gravitationstheorie arbeiteten, dass die Gleichungen einige Lösungen hatten, die ein
expandierendes Universum beschrieben. In diesen Lösungen würde das Licht, das von
entfernten Objekten kommt, rotverschoben werden während es sich durch das expandierende Universum
bewegen würde. Die Rotverschiebung würde sich steigern mit zunehmender Entfernung
zu dem Objekt.
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| Edwin Hubble |
1929 maß Edwin Hubble, der an den Carnegie Observatorien in Pasadena in Kalifornien
arbeitete, die Rotverschiebungen von einer Vielzahl entfernter Galaxien. Er maß auch
ihre relative Entfernung, indem er die ersichtliche Helligkeit einer Klasse von
veränderlichen Sternen, Cepheide genannt, in jeder Galaxie maß.
Als er die Rotverschiebung im Verhältnis zur relativen Entfernung auftrug, fand er, dass
die Rotverschiebung entfernter Galaxien als eine lineare Funktion zu ihren Entfernungen
stieg. Die einzige Erklärung für diese Beobachtung, ist, dass das Universum expandiert.
Als die Wissenschaftler erst einmal begriffen hatten, dass das Universum expandierte,
realisierten sie sofort, dass es in der Vergangenheit kleiner gewesen sein müsste.
Zu einem Zeitpunkt in der Vergangenheit muss das gesamte Universum ein einzelner Punkt
gewesen sein. Dieser Punkt, später der Urknall genannt, war der Beginn des Universums,
so wie wir es heute kennen.
Das expandierende Universum ist sowohl in der Zeit, als auch im Raum begrenzt. Der Grund
dafür, warum das Universum nicht in sich zusammenfiel, so wie Newtons und Einsteins
Gleichungen es gesagt haben, ist dass es von dem Moment seiner Entstehung an expandierte.
Das Universum ist ein konstanter Zustand des Wandels. Das expandierende Universum,
eine Idee, die auf der modernen Physik basiert, beendete die Paradoxa, die die Astronomen
seit der Antike bis ins frühe 20. Jahrhundert gequält hatten.
Die Eigenschaften des expandierenden Universums
Die Gleichungen des expandierenden Universums haben drei mögliche Lösungen, wobei
jede ein anderes mögliches Schicksal für das Universum als ganzes vorhersagt.
Welches Schicksal dem Universum letztendlich zuteil wird kann bestimmt werden, durch
Messungen, wie schnell das Universum expandiert, im Verhältnis zu wie viel Materie
das Universum enthält.
Die drei möglichen Arten von expandierenden Universen werden offene, flache und
geschlossene Universen genannt. Wäre das Universum offen, würde es auf ewig
expandieren. Wenn das Universum flach wäre, würde es zwar für immer expandieren,
jedoch würde die Expansionsrate nach einem unendlichen Betrag von Zeit, auf Null
absinken. Falls das Universum geschlossen wäre, würde es letztendlich aufhören
zu expandieren und wieder in sich zusammenfallen, was wahrscheinlich zu einem
neuen Urknall führen würde. In allen drei Fällen verlangsamt sich die Expansion, und
die Kraft die dafür verantwortlich ist, ist die Gravitation.
Ein einfacher Vergleich, um diese drei Universumstypen zu verstehen, ist, sich ein
Raumschiff vorzustellen, das von der Oberfläche der Erde aus startet. Falls das
Raumschiff nicht schnell genug ist, um der Schwerkraft der Erde zu entkommen, wird
es schließlich wieder auf die Erde fallen. Das entspricht einem geschlossenen
Universum, das zusammenfällt. Wenn das Raumschiff eine ausreichend hohe
Geschwindigkeit hat, so dass es gerade genug Energie übrig hat um zu entfliehen,
wird es bei einer unendlichen Entfernung von der Erde zu einem Halt kommen (dies
ist das flache Universum). Und letztlich, wenn das Raumschiff mit mehr als
genug Energie zum Entkommen startet, wird es immer eine gewisse Geschwindigkeit
haben, sogar wenn es unendlich weit entfernt ist (das offene Universum).
Das Schicksal des Universums
In den letzten achtzig Jahren haben Astronomen zunehmend genaue Messungen von
zwei wichtigen kosmologischen Parametern gemacht: Ho - die Rate
mit der das Universum expandiert - und w - die durchschnittliche
Dichte der Materie im Universum. Das Wissen um diese beiden Parameter wird uns
darüber Aufschluss geben, welches der drei Modelle das Universum beschreibt, in
dem wir leben, und folglich das ultimative Schicksal unseres Universums. Die Sloan
Digital Sky Survey, mit ihren großen systematischen Messungen der Galaxiedichte im
Universum, sollte es den Astronomen ermöglichen den Dichteparameter w
exakt zu bestimmen.
Die schweren Bestandteile
Astronomen sind nicht nur am Schicksal des Universums interessiert; sie interessieren
sich auch dafür seinen gegenwärtigen physikalischen Zustand zu verstehen. Eine Frage, die
sie versuchen zu beantworten ist, warum das Universum hauptsächlich aus Wasserstoff und
Helium besteht, und was verantwortlich ist für die relativ kleine Konzentration der
schwereren Bestandteile.
Mit dem Aufstieg der Nuklearphysik in den 30er und 40er Jahren, versuchten Wissenschaftler
die Unmengen von schweren Bestandteilen zu erklären, indem sie annahmen, dass diese aus
ursprünglichem Wasserstoff im frühen Universum aufgebaut wurden. In den späten 40er Jahren
stellten die amerikanischen Physiker George Gamow, Robert Herman und Ralph Alpher fest, dass
vor langer Zeit das Universum viel heißer und dichter war. Sie machten Berechnungen, um zu
zeigen, ob die Kernreaktionen, die bei diesen höheren Temperaturen stattfanden, die schweren
Bestandteile geschaffen haben konnten.
Leider fanden sie heraus, dass mit der Ausnahme von Helium, es unmöglich war schwerere
Bestandteile in einer annehmbaren Menge zu bilden. Heutzutage verstehen wir, dass schwere
Bestandteile künstlich hergestellt wurden, entweder in Sternkernen oder während Supernovae,
als ein riesiger sterbender Stern implodierte.
Dennoch realisierten Gamow, Herman und Alpher, dass wenn das Universum einmal heißer und
dichter in der Vergangenheit war, dann sollte immer noch Strahlung von dem früheren Universum
übrig sein. Diese Strahlung würde ein gutdefiniertes Spektrum haben (Schwarzkörper Spektrum genannt),
das von deren Temperatur abhängt. Als das Universum expandierte, würde das Spektrum dieses
Lichts sich zu längeren Wellenlängen rotverschoben haben, und die zu dem Spektrum dazugehörige
Temperatur wäre um einen Faktor von über 1000 gesenkt worden, während sich das Universum
abkühlte.
Die Strahlung des kosmischen Mikrowellenhintergrundes
1963 arbeiteten Arno Penzias und Robert Wilson, zwei Wissenschaftler in Holmdale, New
Jersey, an einem Satelliten, der gebaut wurde um Mikrowellen zu messen. Als sie die
Satellitenantenne testen wollten, fanden sie mysteriöse Mikrowellen, die gleichzeitig
aus allen Richtungen kamen. Zuerst dachten sie, dass etwas mit der Antenne nicht
stimmen konnte. Aber nachdem sie es immer wieder geprüft hatten, erkannten sie, dass sie
etwas Wahres entdeckt hatten. Das, was sie gefunden haben, war die Strahlung, die Jahre
zuvor von Gamow, Herman und Alpher vorhergesagt wurde. Die Strahlung, die Penzias
und Wilson entdeckt haben, die sogenannte Strahlung des kosmischen Mikrowellenhintergrundes,
überzeugte die meisten Astronomen, dass die Urknalltheorie richtig war. Für die Entdeckung
der Strahlung des kosmischen Mikrowellenhintergrundes wurden Penzias und Wilson 1978 mit
dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.
Nachdem Penzias und Wilson die Strahlung des kosmischen Mikrowellenhintergrundes gefunden
hatten, begannen Astrophysiker zu erforschen, ob sie dessen Eigenschaften dazu hernehmen
konnten, um zu erkennen, wie das Universum vor langer Zeit ausgesehen hat. Gemäß der
Urknalltheorie, enthielt die Strahlung Informationen darüber, wie die Materie vor über
zehn Milliarden Jahren verteilt war, als das Universum erst 500.000 Jahre alt war.
Zu dieser Zeit hatten sich noch keine Sterne oder Galaxien gebildet. Das Universum
bestand aus einer heißen Brühe von Elektronen und Atomkernen. Diese Teilchen stießen
konstant mit den Photonen zusammen, die die Hintergrundstrahlung ausmachten, die dann
eine Temperatur von über 3000 C hatten.
Bald nachdem das Universum genug expandiert war, und folglich die Strahlung des Hintergrunds
genug abgekühlt war, konnten sich die Elektronen nun mit den Kernen verbinden um Atome
zu bilden. Weil die Atome elektrisch neutral waren, kollidierten die Photonen des Hintergrunds
nicht mehr mit ihnen.
Als sich die ersten Atome formten, hatte das Universum leicht unterschiedliche Dichten, die
sich zu den Dichtevariationen von heute entwickelten - Galaxien und Galaxiehaufen. Diese
Dichteunterschiede sollten zu leichten Variationen in der Temperatur der Strahlung des
Hintergrundes geführt haben, und diese Variationen sollten heute immer noch nachweisbar
sein. Den Wissenschaftlern wurde bewusst, dass sie eine aufregende Möglichkeit hatten:
indem sie die Temperaturvariationen der Strahlung des kosmologischen Mikrowellenhintergrundes
über verschiedene Gebiete des Himmels maßen, hätten sie eine direkte Abmessung der
Dichtevariationen im frühen Universum vor mehr als 10 Milliarden Jahren.
Dichtevariationen im frühen Universum
Eine Karte des Himmels, beobachtet
von COBE. Die unterste Karte zeigt die
Temperaturvariationen der Hintergrundstrahlung.
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1990 vermaß ein Satellit namens Cosmic Microwave Background Explorer (COBE) die Temperatur der
Hintergrundstrahlung über den gesamten Himmel. COBE fand Variationen, die nur 5 aus 100.000 Teilen
ausmachten, enthüllte jedoch die Dichtebewegung im frühen Universum.
Die anfänglichen Dichtevariationen würden der Keim der Strukturen werden, der über die Zeit hinweg
wachsen würde, um die Galaxien, Galaxiehaufen und Supergalaxiehaufen zu bilden, die heutzutage von
der Sloan Digital Sky Survey beobachtet werden. Zusammen mit den Daten der SDSS, sowie von COBE, wird
es den Astronomen möglich sein die Strukturentwicklung im Universum, über die letzten 10 bis 15
Milliarden Jahre, zu rekonstruieren. Mit dieser Information werden wir ein tiefes Verständnisvermögen
der Geschichte des Universums erlangen, was eine beinahe unglaubliche wissenschaftliche und
intellektuelle Errungenschaft wäre.
Aber die Vermessung der Entwicklung der Dichtevariationen im Universum beantwortet noch immer nicht die
aller wichtigste Frage: warum überhaupt enthält das Universum diese Dichteunterschiede? Um diese
Frage zu beantworten, müssen Astronomen und Astrophysiker die Natur der Dichtevariationen verstehen,
und Theorien über den Ursprung des Universums erstellen, die besagen, wie die Variationen überhaupt
zustande gekommen sind.
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