Basislager

Gehen Sie erst los, wenn Sie die folgenden Grundlagen in Ihren Rucksack gepackt haben

Kaum ein Panorama ist so spektakulär wie der Anblick des Nachthimmels über dem wolkenlosen Ozean oder der Wüste. Vom Ost- zum Westhorizont spannt sich das funkelnde Band der Milchstraße, stehen unzählige Sterne am Firmament. Anders als in den vergangenen Jahrtausenden rätseln wir nicht mehr, was diese Lichter bedeuten. Manche mögen noch daran glauben, dass sie unser Schicksal beeinflussen. Aber auch sie wissen, dass es sich bei vielen um heiße Sonnen handelt – gewaltige Fusionsreaktoren, die unablässig enorme Mengen Wasserstoff verbrennen und dabei Helium und ein paar andere leichtere Elemente produzieren und elektromagnetische Strahlung: das Licht. Hinter manchem Lichtpunkt verbirgt sich sogar eine ganze Galaxie, ähnlich unserer Milchstraße, nur zu weit entfernt, als dass wir die Ausdehnung mit bloßem Auge erkennen könnten.

Die Bahnen der Gestirne lenkt die Schwerkraft, die Isaac Newton in seinem Gravitationsgesetz 1686 erstmals mathematisch beschrieb. Albert Einstein erweiterte Newtons Erkenntnisse 1915 zur Allgemeinen Relativitätstheorie. Während Newton noch glaubte, Raum und Zeit seien überall im Weltall gleich und unveränderlich – also "absolut" –, korrigierte Albert Einstein dieses Bild: Der Raum wird durch Sterne und Planeten in deren Nachbarschaft "gekrümmt". So wie die Oberfläche einer Matratze durch eine Eisenkugel, die auf ihr liegt, eingedellt wird. Und die Zeit verstreicht nicht überall im Universum gleich schnell. Raum und Zeit sind relativ.

Astronomen und Astrophysiker können nicht zu anderen Sternen reisen, um sie aus der Nähe zu inspizieren. Sie können auch keine Experimente mit kosmischen Objekten machen. Stattdessen erspähen sie mit Teleskopen die bei uns ankommende elektromagnetische Strahlung: Licht, Radiowellen, Mikrowellen. Was diese über das Gefüge des Weltalls verrät, müssen die Forscher aus deren Farbe, Wellenlänge und Helligkeit schließen. Weil die Strahlung zum Teil vor Jahrmilliarden ausgesandt wurde, ist die Vermessung des Himmels zugleich ein Blick in die Vergangenheit des Universums.

Erster Anstieg: Das Universum dehnt sich aus.

Erster Anstieg

Los geht’s! Auf leichten Anhöhen begegnen Sie Erkenntnissen, die Sie ins Schwitzen bringen können

Dank Wissenschaftsriesen wie Newton und Einstein finden wir vom Basislager aus den Einstieg in den Berg. Sie haben einige Brocken beiseite geschoben, hinter denen sich ein Pfad verbirgt. Ein Pfad mit Überraschungen. Einstein war zunächst davon ausgegangen, dass das Universum gewissermaßen in sich ruht und sich nicht nennenswert ändert. Sterne mögen verlöschen, neue Sterne geboren werden, doch die grobe Struktur des Universums ist seit Ewigkeiten dieselbe gewesen, glaubte er. Doch Mitte der 1920er Jahre gelangte Edwin Hubble nach akribischer Himmelsbeobachtung zu einem ganz anderen Schluss: Das Universum dehnt sich aus.

Hubble hatte festgestellt, dass die Spektren des Lichts, das von nahen Galaxien ausgesandt wurde, anders als erwartet aussahen. Die charakteristischen Lichtwellenlängen, die von chemischen Elementen herrühren und die man von Laborversuchen auf der Erde genau kennt, schienen verrutscht zu sein, hin zu längeren Wellenlängen, also ins Rötliche. Astronomen reden von der "Rotverschiebung". Sie lässt sich dadurch erklären, dass die Galaxien sich von der Erde entfernen, ganz gleich, in welche Richtung man ins All späht. Man könnte daraus schließen, dass unser Sonnensystem im Mittelpunkt des Weltalls liegt, während die Galaxien vor uns fliehen. Es gibt jedoch gute Gründe zu der Annahme, dass die Erde keinen privilegierten Platz im Universum hat, sondern in einer Durchschnittsgegend liegt – das sogenannte Kopernikanische Prinzip. Daher hat sich eine andere Deutung der Rotverschiebung durchgesetzt: Der Raum an sich dehnt sich aus und streckt dabei auch die Wellenlängen des Lichts.

Dieser Text stammt aus dem Magazin ZEIT WISSEN Nr. 1/16.

Wenn sich etwas in der Gegenwart ausdehnt, ist es in der Vergangenheit kleiner gewesen. Doch wie klein? Georges Lemaître spekulierte kurz nach Hubbles Entdeckung, das Universum könnte als ein winziger Punkt, als "kosmisches Ei" gestartet sein. Den Anfang dieses Prozesses nannte Fred Hoyle 1949 "Big Bang" – Urknall. Für Wissenschaftler eine unbefriedigende Vorstellung, erinnert sie doch an religiöse Schöpfungsgeschichten. Doch eine Zufallsentdeckung von 1964 untermauerte diese Theorie. Zwei Angestellte der Bell Labs, Arno Penzias und Robert Wilson, hatten selbst einen hochempfindlichen Empfänger gebaut, um einem Satelliten zu folgen. Die Signale aus Mikrowellen, die sie empfingen, waren allerdings ziemlich verrauscht. Ganz gleich, wohin sie die Antenne richteten: Dieses Messsignal blieb stets gleich. Was sie entdeckt hatten, war kein Fehler des Instruments, sondern entpuppte sich als eine Art Nachglühen des Urknalls von vor 13,8 Milliarden Jahren.

Nach dem Urknall war das All zunächst eine heiße Plasmasuppe aus durcheinanderwirbelnden Protonen, Elektronen und Photonen, in der keine Ordnung einkehrte. Erst nach 380.000 Jahren war es so weit abgekühlt, dass die Protonen und Elektronen Wasserstoff- und Heliumatome bildeten und das Licht nun ungehindert durch den Raum fliegen konnte. Das tut es bis heute. Doch weil das Universum sich so enorm ausgedehnt hat, ist es in den Weiten des Alls kalt geworden. Die Lichtstrahlen von einst haben heute viel weniger Energie, sie liegen im Mikrowellenbereich und bilden die kosmische Hintergrundstrahlung. Ihre Entdeckung durch Penzias und Wilson war eine Sensation. Und eine wichtige Stütze der Urknall-Theorie. Innerhalb von fünf Jahrzehnten hatte sich das Bild vom Universum rasant gewandelt. Aber dies war nur der Anfang.

Am Steilhang: Was ist dunkle Materie?

Am Steilhang

Atmen Sie tief durch: Es ist alles ganz anders, als Sie dachten – aber Sie schaffen das

Die Puste ist uns beim bisherigen Anstieg nicht ausgegangen. Guten Mutes treten wir aus dem Bergwäldchen und stehen unvermittelt am Fuße eines felsigen Grats. Die Gegend sieht ganz anders aus als erhofft. Galaxien sind riesige Ansammlungen von Sternen. Unsere Milchstraße beispielsweise zählt 200 bis 400 Milliarden, und sie ist nicht einmal besonders groß. Die meisten Sterne ballen sich im Zentrum einer Galaxie zu einem dicken Knubbel, während die Außenbezirke, manchmal spiralförmig besiedelt, vergleichsweise leer sind. Galaxien treten gerne in Haufen auf, und sie segeln nicht nur gemächlich durchs All, sie rotieren auch. Die Milchstraße braucht für eine vollständige Umdrehung rund 220 Millionen Jahre. All das können Astronomen aus den Spektren des Sternenlichts erkennen. Doch schon früh sahen sie Dinge, die eigentlich nicht sein konnten. Im Jahr 1933 nahm der Astronom Fritz Zwicky einen Galaxienhaufen zwischen den Sternbildern Löwe und Bärenhüter ins Visier, den sogenannten Coma-Haufen. Die Galaxien bewegten sich merkwürdig, und dafür gab es zwei Erklärungen: Entweder die Gravitationsgesetze von Newton und Einstein waren falsch, was niemand ernsthaft glaubte. Oder aber im Coma-Haufen war weitaus mehr Materie versammelt, als Astronomen sehen konnten. Verwundert notierte Zwicky, da müsse wohl noch "dunkle Materie" versteckt sein. Damals waren die Teleskope noch nicht so weit entwickelt, und Zwickys Beobachtung blieb zunächst eine Randnotiz.

In den sechziger Jahren machten sich Vera Rubin und Kent Ford mit viel besserem Gerät an die Untersuchung der Andromeda-Galaxie, des nächsten Nachbarn unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße. Sie wollten mithilfe von Spektralanalysen die Rotation der Andromeda-Galaxie vermessen. Das Ergebnis beunruhigte sie: Die Außenbezirke von Andromeda bewegten sich viel schneller, als nach dem Gravitationsgesetz zu erwarten gewesen war. So schnell, dass die Fliehkraft die Sterne eigentlich längst aus der galaktischen Scheibe herauskatapultiert haben müsste. Sie waren aber noch da – was sich nur so erklären ließ, dass Andromeda viel, viel, viel mehr Materie enthalten musste, als man sehen konnte. Diese Materie schien die schnell umlaufenden Randbezirke durch ihre Gravitationskraft im Zaum zu halten. Rubin und Ford untersuchten weitere Galaxien, andere Astronomen taten es ihnen nach. Immer wieder dasselbe Ergebnis: Die riesigen Sterngebilde mussten geradezu beladen mit Materie sein, die in den Teleskopen bislang nicht aufgetaucht war. Materie, die kein Licht reflektiert oder aussendet, die also einfach unsichtbar ist, erkennbar allein anhand der Anziehungskraft, die sie auf Sterne ausübt.

Die bis dahin untersuchten Galaxien liegen in unserer kosmischen Nachbarschaft. Was ist mit denen, die weiter "draußen" sind, deren Licht sich also vor Milliarden Jahren auf den Weg auch zur Erde gemacht hat und damit einen Einblick in die mittlere und frühe Vergangenheit des Universums gibt? Mit welcher Geschwindigkeit entfernen sich diese Galaxien von unserer? Diese Fragen trieben zwei Forschungsgruppen um, die in den achtziger Jahren einen Konkurrenzkampf gegeneinander antraten: das Supernova Cosmology Project und das High-z Supernova Search Team. Um Antworten zu finden, mussten die Forscher nicht nur anhand der Rotverschiebung die Geschwindigkeit der Galaxien messen, sondern auch wissen, wie weit sie von uns entfernt sind. Dafür haben Astronomen einen Trick: Sie messen die Helligkeit von bestimmten Sternen, die an ihrer Oberfläche stets gleich hell leuchten, man spricht von "Standardkerzen". Je schwächer uns das Licht erscheint, desto weiter ist der Stern von uns entfernt. Aus der scheinbaren Helligkeit lässt sich also die Distanz berechnen. In unserer kosmischen Nachbarschaft dienten die Cepheiden als solche Standardkerzen, Sterne, deren Leuchtkraft in einem regelmäßigen Rhythmus schwankt. Diese Leuchtfeuer sind aber nicht hell genug, wenn man Milliarden Lichtjahre in den Weltraum späht.

Bestimmte Sternexplosionen dagegen schon, sogenannte Supernovae vom Typ 1a. Sie laufen immer nach demselben Muster ab: Hat ein Weißer Zwerg genannter Stern so viel Wasserstoffgas aus seiner Umgebung abgesaugt, dass er 1,457 Sonnenmassen schwer wird, kollabiert er. Die einsetzende Fusion von Kohlenstoffatomen lässt ihn so hell explodieren, dass er auch in gewaltigen Abständen noch zu sehen ist. Und weil der Prozess immer gleich abläuft, lässt sich aus der beobachteten Helligkeit auf seine Entfernung schließen. Dass die beiden konkurrierenden Forschungsgruppen auf der Suche nach solchen Standardkerzen immer häufiger fündig wurden, verdankten sie immer besseren Teleskopen bis hin zum Weltraumteleskop Hubble sowie Software, um die Supernova-Bilder auszuwerten und Lichtkurven zu erstellen. Von 1995 an entdeckten sie bei der Vermessung des Alls schließlich einige weit entfernte Supernovae, die dann 1998 eine unerhörte Schlussfolgerung nahelegten: Das Universum dehnt sich nicht nur aus, die Ausdehnung beschleunigt sich auch noch seit etwa acht Milliarden Jahren. Etwas treibt den Raum auseinander. Der Kosmologe Mike Turner gab diesem mysteriösen Etwas 1998 einen Namen: Dunkle Energie.

Wir sind weit gekommen im Steilhang und müssen nun noch eine letzte schwierige Passage meistern. Sie besteht aus zwei verzwickten Überhängen: dem "Horizontproblem" und dem "Flachheitsproblem".

Die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung war zwar ein starkes Indiz für einen Urknall. Aber sie schuf das Horizontproblem: Sie war zu gleichförmig. Die Temperatur dieser Strahlung zeigt kaum Schwankungen, egal, aus welcher Richtung sie kommt. Es scheint, als hätten alle Regionen des Universums nach dem Urknall miteinander Kontakt gehabt und dabei dieselbe Temperatur angenommen. Seit dem Urknall ist jedoch nicht genug Zeit vergangen, als dass Licht- und Wärmestrahlung vom einen Rand des für uns sichtbaren Universums zum entgegengesetzten Horizont hätten gelangen können.

Das Flachheitsproblem wiederum besagt: Wenn die Ausdehnung des Weltalls sich seit Milliarden Jahren fortsetzt und keine Anzeichen erkennbar sind, dass sie schwindet, muss seine raumzeitliche Geometrie flach sein. Die Krümmung des Raums beträgt demnach über weite Distanzen genau null. Das ist aber nur möglich, wenn die durchschnittliche Dichte an Materie und Energie genau den richtigen Wert einer 24-stelligen Zahl hat. Ein paar Gramm zu viel, schon würde sich der Raum krümmen, und das Universum kollabierte irgendwann wieder in einem Punkt, dem "Big Crunch". Ein paar Gramm zu wenig, und das Universum dünnte sich immer schneller aus bis zur totalen Leere, dem "Big Rip".

Die zündende Idee für die Lösung beider Probleme hatte 1980 ein junger Physiker, Alan Guth: 10 hoch minus 35 Sekunden nach dem Urknall kam es ihm zufolge zu einer kurzen Phase der "Inflation". Ähnlich wie die Preise während einer ökonomischen Inflation absurd schnell ansteigen, blähte sich das Baby-Universum für Sekundenbruchteile absurd schnell aus. Lichtteilchen, die eben noch nebeneinander flogen, behielten dieselbe Strahlungstemperatur, obwohl sie nun weit voneinander entfernt waren. Und der Raum selbst wurde so stark gestreckt, dass über weite Strecken jegliche Krümmung verschwand. Mathematisch passt das, was Guth vorgelegt hat, alles schön mit den Beobachtungen zusammen. Dummerweise gibt es keinen plausiblen Grund, warum es eine Inflation gegeben haben sollte.

Auf zum Gipfel: Das Universum lässt sich nicht lückenlos erklären.

Auf zum Gipfel

Jetzt wird es zugig: Diese Theorie müssen Sie meistern, um auf der Höhe der Zeit anzukommen

Nach Luft japsend, stehen wir oberhalb des Steilhangs. Irgendwo in den dicken Wolken versteckt sich der Gipfel. Um Kraft zu schöpfen, bleiben wir noch sitzen und machen uns die Lage klar. Das junge Universum blähte sich in einer kurzen Inflationsphase auf, was seine jetzige Beschaffenheit erklären könnte. Nach 600 Millionen Jahren bildeten sich erste Sterne und Galaxien. Sie enthalten neben sichtbarer Materie jede Menge Dunkle Materie. Nach fünf bis sechs Milliarden Jahren beschleunigte sich die Ausdehnung des Kosmos unter dem Antrieb der Dunklen Energie.

Fügt man alle Theorien und Beobachtungen zusammen, lässt sich der Inhalt des Universums beziffern: Rund 5 Prozent bekannte Materie und Strahlung; 26 Prozent Dunkle Materie; 69 Prozent Dunkle Energie. Dieses Bild vom Universum nennen die Forscher Lambda-CDM-Modell. CDM steht für Cold Dark Matter, die Dunkle Materie. Und Lambda steht für die Kosmologische Konstante, einen Faktor, den Einstein in seine Gravitationsgleichung eingefügt hatte, um einen stabilen Kosmos zu erhalten. In einer Variante dieses Faktors, Omega, steckt heute die gespensterhafte Dunkle Energie, die den Kosmos auseinandertreibt.

Man könnte sich darüber lustig machen, dass die Wissenschaft 95 Prozent des Universums nicht kennt und dennoch vom "Goldenen Zeitalter der Kosmologie" spricht. Andererseits haben die Physiker schon oft erfolgreich mit Teilchen oder Kräften hantiert, die sie zunächst nur theoretisch herleiten, später aber im Experiment nachweisen konnten.

Richtig glücklich sind die Physiker mit dem Lambda-CDM-Modell dennoch nicht. Denn hier zeigt sich einmal mehr, dass die Relativitätstheorie und die Quantenphysik kein Ganzes ergeben. Aus beiden Theorien kann man einen Wert für Omega berechnen. Der aus der Relativitätstheorie und den Beobachtungen abgeleitete Wert für Omega liegt bei 0,69. Die Quantenphysik ordnet dem leeren Raum eine Vakuumenergie zu, die man als Dunkle Energie interpretieren kann, und daraus ergibt sich ein Wert für Omega von sagenhaften 10 hoch 120. Das passt nicht zusammen.

Für die Dunkle Materie wiederum gibt es zahlreiche Kandidaten. Neutralinos zum Beispiel: Elementarteilchen, die sich aus einer Teilchentheorie mit Supersymmetrie ergeben könnten. Oder Braune Zwerge: Gasbälle, zu klein, um zu zünden und ein Stern zu werden, die ungesehen durch den Weltraum irren. Oder Sternleichen. Oder "schwach wechselwirkende massereiche Teilchen". Oder ebenso hypothetische Axionen. Sie alle sind zur Fahndung ausgeschrieben, und die Experimente laufen, sie zu finden.

Wir stehen dicht unter dem Beginn der Wolkendecke, die den Gipfel einhüllt. Stimmen hallen aus dem Berg, und das metallische Klingen von Steigeisen, die in den Fels geschlagen werden, um neue Routen zu erschließen – und das heißt: Theorien. Jakob Bekenstein hat eine überarbeitete relativistische Gravitationstheorie vorgelegt, die die Galaxienrotation erklären kann – aber leider nicht die Massenverteilung im Bullet Cluster, in dem zwei Galaxien zusammengestoßen sind. Stringtheorie, M-Theorie, Branen-Theorie, Schleifenquantengravitation heißen andere Versuche, das Universum lückenlos zu erklären. Vielleicht kommt einer ihrer Vertreter irgendwann aus der Wolkendecke heruntergestiegen, um uns freudig mitzuteilen, dass er eine neue Route zum Gipfel gefunden hat. Ihn zu betreten bleibt uns vorerst wegen widriger Sichtverhältnisse verwehrt.

Die Quellenangaben zum ZEIT-Wissen-Artikel finden Sie hier.