Äîêóìåíò âçÿò èç êýøà ïîèñêîâîé ìàøèíû. Àäðåñ îðèãèíàëüíîãî äîêóìåíòà : http://www.eso.org/~bleibund/papers/Berlin.ps Äàòà èçìåíåíèÿ: Sun Jan 7 21:58:57 2001 Äàòà èíäåêñèðîâàíèÿ: Tue Oct 2 02:18:07 2012 Êîäèðîâêà: Ïîèñêîâûå ñëîâà: ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï ï

Das dynamische Universum von Bruno Leibundgut
VerÄnderungen am Nachthimmel sind selten. Mit Ausnahme der Phasen des Mondes und
seiner Wanderung tut sich offensichtlich nichts. Nur bei genauen und ausgedehnten
Beobachtungen werden Bewegungen von einigen wenigen Planeten sichtbar. Alle paar
Jahre erregt ein Komet mit seinem Besuch im inneren Bereich unseres Sonnensystemes
Aufmerksamkeit, und zuweilen erscheint auch ein neuer Stern, als Nova (verkÝrzt aus
dem Lateinischen "Stella Nova") bezeichnet. Die Milchstraúe mit ihren hellen und
dunklen Gebieten Ändert sich ebenso wenig wie die Sternbilder.
Dennoch steht nichts still im Universum. Die Erde bewegt sich mit einer mittleren
Geschwindigkeit von 30 Kilometern pro Sekunde um die Sonne. Unser Stern kreist mit
etwa 300 Kilometern pro Sekunde um das Zentrum der Milchstraúe und vollendet einen
Umlauf in 225 Millionen Jahren. Diese Geschwindigkeit ist typisch fÝr viele Sterne in
unserer Galaxis. Derweil strebt die Andromeda-Galaxie, ein schwacher Lichtfleck im
gleichnamigen Sternbild zwischen Perseus und Kassiopeia, mit 600 Kilometern pro
Sekunde auf uns zu: ein Zusammenstoú ist in zwei bis drei Milliarden Jahren zu
erwarten. Trotzdem besteht keine Gefahr fÝr irgendwelches Leben, das dann existiert:
Galaxien fallen durcheinander hindurch, ohne dass Sterne miteinander kollidieren. Erst
vor ein paar Jahren wurde eine Kleingalaxie entdeckt, die gerade von der Milchstraúe
verschluckt wird. EinflÝsse auf den Rest der Galaxis gibt es keine.
ZusammenstÆúe von Galaxien sind extrem selten. Mit Ausnahme von etwa einem
Dutzend Objekten entfernen sich alle von uns. Die Fluchtgeschwindigkeiten reichen von
ein paar 100 Kilometern zu mehreren 10.000 Kilometern pro Sekunde. Dabei besteht ein
direkter Zusammenhang zwischen Distanz und Geschwindigkeit: je weiter ein Objekt
entfernt ist, desto grÆúer ist seine Fluchtgeschwindigkeit. Diese Expansion des
Universums wurde vor siebzig Jahren von Edwin Hubble (1889-1953) entdeckt;
inzwischen hat man sie bis an die Grenzen des beobachtbaren Universums nachgewiesen.
In gewisser Weise sieht es aus, als ob wir in der Mitte einer gigantischen Explosion
sÄúen. Das Universum hat aber kein Zentrum. Man muss sich dies so vorstellen wie
Punkte auf einem Ballon, der aufgeblasen wird. Da bewegen sich auch alle Punkte
voneinander weg, und zwar in gleicher Weise, egal welchen Punkt man auswÄhlt, und
weiter entfernte Punkte bewegen sich schneller als nahe. Ein anderes Beispiel sind
Rosinen in einem Kuchen, der wÄhrend des Backvorgangs aufgeht.
Die Expansion bedeutet, dass die Galaxien in der Vergangenheit viel nÄher zusammen
lagen. Das Universum war frÝher auch viel heisser, genauso wie sich Luft in einer Pumpe
erhitzt, wenn sie zusammengepresst wird. Es war so heiss, dass keine Atome existieren
konnten und es nur aus Strahlung und Elementarteilchen bestand. Dieser extreme
Zustand wird als Urknall bezeichnet, aus dem sich alle beobachtbaren Strukturen
entwickelt haben.
Die momentane Expansionrate des Universums ist der Quotient aus der
Fluchtgeschwindigkeit einer Galaxie, wie sie von der Erde erscheint, und ihrer Distanz
zu uns. Er wird Hubble-Konstante genannt und mit H0 bezeichnet. H0 ist also keine
absolute Zahl, sondern hat eine Masseinheit, Geschwindigkeit (km/s) pro Strecke. Dies
ist Äquivalent zu einer inversen Zeit (1/Sekunde). Kehrt man nun die Expansion um und
berechnet den zeitlichen Abstand bis zu dem Moment, in dem alle Galaxien in einem

hypothetischen Punkt vereint waren, so erhÄlt man das Alter des Universums. WÄre die
Hubble-Konstante seit dem Urknall gleich geblieben, wÄre dies genau der Kehrwert von
H0. Wir wissen allerdings, dass sich H0 im Laufe der Zeit Änderte. Nur in einem
komplett leeren Universum wÄre die Konstante immer konstant, doch mit Materie im
Universum sollte sich das Universum frÝher schneller als heute ausgedehnt haben.
Die einzige Kraft, die der universellen Expansion entgegenwirkt, ist die Gravitation. Da
sie nur anziehend wirkt (eine gute Eigenschaft, die uns auf der Erde hÄlt und dafÝr sorgt,
dass die AtmosphÄre nicht in den Weltraum entweicht), sollte sie die Expansion
eigentlich bremsen. In einigen FÄllen wurde diese in der Tat von der Gravitationskraft
Ýberwunden. So sind - siehe oben - die Milchstraúe und die Andromeda-Galaxie
gravitationell aneinander gebunden. Die globale Abbremsung des Universums hÄngt
direkt von der mittleren Dichte der Materie ab. Wenn wir diese kennen wÝrden, kÆnnten
wir das Alter des Universums berechnen - sollte man jedenfalls meinen.
Als zum ersten Mal ein Wert fÝr die Hubble-Konstante vorgelegt wurde, ergab sich eine
peinliche Situation: Das aus H0 abgeleitete Alter des Universums war viel kleiner als das
Alter der Erde oder der Sonne, wie es aus physikalischen und chemischen Messungen
folgt. Dies ist natÝrlich unmÆglich, und es stellte sich bald heraus, dass man die
Entfernungen zu den Galaxien unterschÄtzt hatte. Allerdings hat sich das "Hubble-Alter"
immer unterhalb des Alters der Ältesteten bekannten Sterne gehalten, und die Peinlichkeit
wurde nur etwas verschoben. Erst kÝrzlich zeichnete sich ein Ausweg aus dem Dilemma
ab.
Lange nahmen die Kosmologen an, dass das Universum genÝgend Masse enthÄlt, um die
Expansion irgendwann zum Stillstand zu bringen. Messungen der letzten Jahre haben
Zweifel an dieser Annahme aufkommen lassen: Es wurde klar, dass nicht genug
"normale" Materie vorhanden ist, um jenen Endzustand zu erreichen. Unter normaler
oder baryonischer Materie verstehen wir alles, aus dem die beobachtbare Welt
zusammengesetzt ist, somit alles, was aus Atomen besteht. Die AnnÄherung der
Andromeda-Galaxie kann nur verstanden werden, wenn zusÄtzlich nicht-baryonische
Masse vorhanden ist, um genÝgend Anziehung zu haben. Sie muss aus Teilchen
bestehen, die noch unentdeckt sind, und wird allgemein Dunkle Materie genannt. Die
Frage ist jetzt, ob es genÝgend Dunkle Materie gibt, um die Expansion des Universums
irgendwann zu beenden.
Wie misst man etwas, das man nicht sehen kann? Hier hilft uns die Allgemeine
RelativitÄtstheorie von Albert Einstein (1879-1955) weiter. Sie stellt einen Bezug von
Masse, Raum und Zeit her. Masse krÝmmt den Verbund von Raum und Zeit, und aus der
GrÆúe dieser KrÝmmung folgt wiederum die mittlere Massendichte. Ist es also mÆglich,
die globale Geometrie des Universums zu messen, so kÆnnen wir auch bestimmen, ob
genÝgend Masse vorhanden ist, um seine Expansion zu stoppen. Solche Messungen, bei
denen Distanzen zu entfernten Objekten bestimmt werden, haben nun zwei unabhÄngige
Forscherteams in den letzten Jahren durchgefÝhrt. Beide sind transatlantische
ZusammenschlÝsse, die in einem heftigen Wettkampf stehen. Dabei gelang es dem einen
Team, dem Supernova Cosmology Project, eine ganze Reihe entfernter Objekte zu
erfassen, wÄhrend die andere Gruppe, das High-z Supernova Search Team, dem auch der
Verfasser angehÆrt, etwas bessere Messwerte erbrachte. Vollkommen unabhÄngig

gelangten dabei beide Gruppen zu unerwarteten und erstaunlichen Resultaten.
Wie schon angedeutet, ist die Messung von astronomischen Distanzen nicht einfach. Hier
hilft uns jetzt eine spezielle Art von Sternexplosionen, die Supernovae. Solche extrem
hellen "Neuen Sterne" sind zuweilen auch in weit entfernten Galaxien auszumachen.
Eine Untergruppe dieser Supernovae ist der Typ Ia: Er scheint eine sehr gleichfÆrmige
Erscheinung zu sein, denn die Explosionen dieser Gruppe erreichen alle dieselbe
Leuchtkraft. Vergleicht man jetzt nahe und entfernte Ia-Supernovae, so kann die
relative Distanz gemessen werden. Zur VerblÝffung der Astronomen stellte sich heraus,
dass die entfernten Supernovae weiter weg sind, als in einem ungebremsten Universum
erwartet wird. Dies ist paradox. Wir wissen, dass Materie im Universum existiert und
folglich eine Abbremsung vorhanden sein mÝsste, aber die Messungen deuten daraufhin,
dass die Expansion nicht abgebremst wurde, ja sie scheint sich im Gegenteil beschleunigt
zu haben!
Eine mÆgliche LÆsung dieses Dilemmas hat Albert Einstein aufgezeigt. Als er zum ersten
Mal seine Allgemeine RelativitÄtstheorie auf das Universum anwandte, glaubte er an
einen ewig gleichen Kosmos. Die RelativitÄtstheorie beschreibt allerdings ein
dynamisches Universum, das entweder expandiert oder kontrahiert. Um seine Lehre der
- scheinbaren - RealitÄt anzupassen, fÝhrte Einstein die sogenannte Kosmologische
Konstante ein, die der Gravitation entgegenwirkt. Mit der Entdeckung der globalen
Expansion durch Hubble war diese Konstante allerdings hinfÄllig. Einstein selbst hat sie
sofort aufgegeben und als seine "grÆsste Eselei" bezeichnet. In unseren Tagen erlebte sie
jedoch eine unerwartete RÝckkehr, denn die Messungen der Ia-Supernovae lassen sich
nur mit ihrer Hilfe erklÄren.
Es ist die Energie des Vakuums in der Form der Kosmologischen Konstante, die das
Universum auseinander treibt, und mÆglicherweise sind wir gerade dabei, seine
grundlegenden Parameter zu bestimmen. FÝr die Hubble-Konstante hat sich in den
letzten Jahren ein Konsens fÝr einen Wert um 70 Kilometer pro Secunde pro Megaparsec
etabliert; allerdings wÄren auch 60 oder 80 denkbar. Da die Raumzeit vermutlich nicht
gekrÝmmt ist und die Gesamtenergie des Universums sich zu 30 Prozent in seiner
Materie - der sichtbaren wie der dunklen - und zu 70 Prozent in der Kosmologischen
Konstanten manifestiert, ergibt sich ein Alter von 13 oder 14 Milliarden Jahren,
komfortable genug fÝr die Ältesten Sterne mit 11 Milliarden Jahren.
Damit ist das Schicksal des Universums besiegelt. Es wird sich fÝr immer ausdehnen,
getrieben von der Vakuumsenergie, deren physikalische ErklÄrung noch unklar ist.
Kopernikus riss die Menschen aus der Sicherheit des geozentrischen Weltbildes. SpÄter,
in den zwanziger Jahren des 20. Jahrhunderts, zerfiel die Hypothese von der einen
Milchstraúe: es wurde klar, dass Millionen von Galaxien existieren. Und jetzt haben wir
gelernt, dass der Kosmos zwar einen Anfang im Urknall hatte, aber nie ein Ende finden
wird.