Kosmologisches Standardmodell
Das kosmologische Standardmodell ist eine mathematisch-physikalische Darstellung des Kosmos in seiner Entwicklung und seinem gegenwärtigen Zustand, so weit wir heute darüber Bescheid wissen. Diese Darstellung stammt in ihren wesentlichen Teilen aus der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts und fasst nahezu sämtliche astronomischen Beobachtungen mit einem Großteil unseres physikalischen Wissens zu einer kohärenten Einheit zusammen, deren Voraussagen seitdem im Wesentlichen verifiziert werden konnten. Auch wenn andere Modelle durchaus denkbar waren (siehe KOSMOLOGIE), hat doch keines von ihnen die Kohärenz erreicht, die das kosmologische Standardmodell eben zum anerkannten Standard gemacht hat. Das von diesem Modell entworfene Szenario funktioniert bemerkenswert gut – zu gut, wie manche meinen, die ihm eine übergroße Hegemonie vorwerfen. Die Zukunft wird zeigen, ob die weitere Erforschung des Universums zu Beobachtungen führt, die das Standardmodell radikal infrage stellen.
Das kosmologische Standardmodell beschreibt das Universum vornehmlich in sehr großem Maßstab. Phänomene geringerer Größenordnung wie der innere Aufbau der GALAXIEN, der STERNE und der möglicherweise vorhandenen PLANETEN bleiben zumindest in einem ersten Schritt unberücksichtigt. Nach dem Standardmodell ist der Kosmos homogen und sowohl von MATERIE als auch von ENERGIE in Form von LICHT und sonstiger Strahlung erfüllt. Die Dichte der Materie und der Energie wird als gleichförmig unterstellt – wie in einer Flüssigkeit oder einem Gas, dessen einzelne Moleküle man außer Acht lässt, um sie als homogenes Medium zu betrachten.
Das Modell soll drei wichtige Phänomene erklären, die sich aus der Beobachtung ergeben: die Expansion des Universums (oder die ständig wachsende Entfernung zwischen den Galaxien) und deren Veränderung im Laufe der Zeit; das Vorkommen leichter chemischer Elemente wie HELIUM in der Materie des Sonnensystems und der Sterne, die im heute beobachteten Ausmaß nicht allein in den Sternen erzeugt worden sein können; und das Vorhandensein einer schwachen Strahlung mit Wellenlängen im Umfeld von einem Millimeter, also im Bereich der Radiowellen und des Submillimeterbereichs die den gesamten Kosmos erfüllt und sich von der Strahlung der Sterne oder Galaxien unterscheidet (siehe SCHWARZER KÖRPER). Darüber hinaus soll und kann das Modell auch einige andere Phänomene erklären, deren Beobachtung noch nicht so weit fortgeschritten ist, etwa die Verteilung der Galaxien im Raum und deren hierarchische Anordnung zu HAUFEN, die wie russische Puppen ineinander verschachtelt sind, oder auch die Existenz der geheimnisvollen dunklen MASSE in den Galaxien.
Innerhalb der Physik fügt sich das Modell zwanglos in den mathematischen Begriffsrahmen der allgemeinen Relativitätstheorie ein, denn in den dort betrachteten Größenordnungen spielt die GRAVITATION eine zentrale Rolle. Auch Kern- und Teilchenphysik haben große Bedeutung, weil das Modell beschreibt, wie die PROTONEN und NEUTRONEN, aus denen die Kerne aller chemischen Elemente aufgebaut sind, und im weiteren Verlauf die chemischen Elemente selbst entstehen (siehe ENTSTEHUNG DER ELEMENTE).
Das Modell in seinem zeitlichen Ablauf
Ein von Materie und Energie erfülltes Universum kann nicht stabil sein; es stürzt entweder in sich zusammen oder expandiert (siehe GRAVITATIONSKOLLAPS). Die Relativitätstheorie bestätigt diese Auffassung und geht davon aus, dass die Dimensionen des Raums sich mit der Zeit verändern, und zwar mit der so genannten kosmischen Zeit, die unabhängig von dem Ort ist, an dem man sich gerade befindet; und an dieser Zeit orientiert man sich bei der Abfolge der kosmischen Ereignisse.
Betrachten wir eine beliebige Länge a(t), so ist die Veränderung, die diese Länge in der Zeit erfährt, durch den Ausdruck a(t) = a(t0)R(t) gegeben, wobei a(t0) den Wert dieser Größe zu einem Zeitpunkt t0, dem Bezugszeitpunkt, und R(t) den Expansionskoeffizienten bezeichnet, eine universelle, das heißt an jedem Ort und zu jedem Zeitpunkt anwendbare Größe, die mit der Zeit t zunimmt und in der die Expansion des Universums zum Ausdruck kommt. Setzen wir t0 für R(t0) = 1, dann war R(t) nach dem obigen Ausdruck in der Vergangenheit kleiner als 1 und wird der Zukunft größer als 1 sein.
Auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie, die das Newtonsche Verständnis der Gravitation in einen ganz neuen Rahmen setzt (nämlich in den der RAUMZEIT) stellt das kosmologische Standardmodell Gleichungen zur Verfügung, mit denen sich die Funktion R(t) vollständig bestimmen läßt, sofern man bestimmte Größen oder Parameter spezifiziert, die man aus der Beobachtung ableiten zu können hofft.
In erster Linie handelt es sich dabei um die Expansionsgeschwindigkeit (oder Expansionsrate), wie sie heute festzustellen ist. Leider ergibt diese Messung nicht den Wert Von R(t), sondern eine mit dessen Veränderung (oder Ableitung) verbundene Größe H(t), die folgendermaßen definiert ist:
H(t) = [1/R(t)} {dR(t)/dt].
Heute (t=t0) entspricht diese Größe genau der Hubble-Konstanten H(t0) oder einfach H (siehe EXPANSION und NATURKONSTANTEN).
Hinzu kommt als zweites die Materiedichte ρ (Rho, gemessen in kg/m3 [pro Kubikmeter]) im gegenwärtigen Universum, die aus der MASSE aller bekannten Galaxien und der Ausdehnung des bekannten Universums errechnet wird.
Die dritte Größe ist die Energiedichte ρl, die mit der im heutigen Universum anzutreffenden elektromagnetischen Strahlung zusammenhängt, hauptsächlich mit der Strahlung des SCHWARZEN KÖRPERS, denn die Sterne sind in diesen Größenordnungen nur schwache lokale Leuchten (siehe PARADOXON DES DUNKLEN NACHTHIMMELS).
Möglicherweise kommt noch eine vierte Größe hinzu, die kosmologische Konstante, und die die ganze Sache komplizieren würde, doch wir wollen sie hier außer Acht lassen (siehe NATURKONSTANTEN).
Rechnet man das Modell durch, ergeben sich mehrere grundlegende Möglichkeiten, je nachdem, von welcher Gesamtdichte (Materie + Energie) man ausgeht. Wenn diese Dichte sehr gering ist, dehnt sich das Universum bis in alle Ewigkeit weiter aus, und seine Raum-Zeit hat dann eine Geometrie, man als »offen« bezeichnet (siehe KRÜMMUNG und UNENDLICH). Im umgekehrten Fall wechseln Phasen der Expansion und der Kontraktion (Gravitationskollaps) einander ab und die Geometrie der Raum-Zeit ist »geschlossen«. Die Grenze zwischen beiden Möglichkeiten ist durch die so genannte kritische Gesamtdichte ρk markiert, und der Bequemlichkeit halber drückt man die gemessenen Dichten sogar im Verhältnis zu dieser kritischen Dichte aus und schreibt: Ωm = ρm/ρk und Ωl = ρl/ρk. Wenn die Dichte genau der kritischen Dichte entspricht, dehnt sich das Universum immer noch endlos aus.
In beiden Fällen ergibt sich aus dem Modell die zeitliche Entwicklung der Größen H(t), Ωm(t), Ωl(t) sowie R(t). Auf der Grundlage der heute gemessenen Werte für Ωm(t) und Ωl(t) lässt sich diese Entwicklung auch in die Vergangenheit zurückverfolgen, so dass man die Ausdehnung des Universums (über H(t)), den Umfang der jeweils vorhandenen Materie (über Ωm(t)) und der Strahlung (über Ωl(t)) sowie in groben Zügen auch die Phänomene bestimmen kann, die für bestimmte Phasen der bisherigen Entwicklung des Universums charakteristisch waren.
In allen Fällen führt das Modell für den Anfangszeitpunkt t = 0 (den man als kosmische SINGULARITÄT bezeichnet) zu einer unendlichen Dichte. Dieser Wert hat keine physikalische Bedeutung, sondern markiert die Grenze der in das Modell eingebrachten Hypothesen. Was damals in unmittelbarer zeitlicher Nähe zur Singularität geschah, wird vielfach als Urknall bezeichnet, aber es ist angebracht, diesen Gedanken eines Anfangs des Universums nur mit Vorsicht zu formulieren (siehe dazu auch SCHÖPFUNG).
Durch die Expansion des Universums verändert sich die Wellenlänge des Lichts zwischen dem Zeitpunkt seiner Emission und dem Zeitpunkt t0, in dem wir es empfangen, denn die Expansion hat Auswirkungen auf R(t), also auf den Raum, in dem das Lieht sich ausbreitet. Da wir davon ausgehen, daß bestimmte Atome (zum Beispiel ein Wasserstoffatom) unabhängig von Zeit und Ort stets Licht derselben Wellenlänge λ0 emittieren, bietet uns die Messung der empfangenen Wellenlänge einen direkten Zugang zur Expansion des Universums, und auf diesem Wege wurde sie auch 1929 von Edwin Hubble entdeckt.
Die relative Veränderung der empfangenen Wellenlänge λ gegenüber der emittierten Wellenlänge λ0 bezeichnet man als Rotverschiebung z des Lichts im Universum und schreibt: z = (λ-λ0)/λ0.
Für den jeweiligen Expansionskoeffizienten R(t) zum Zeitpunkt t der Emission des Lichts ergibt sich die Rotversehiebung z aus der Formel z(t) = [R(to)/R(t)]-1.
Wenn wir nun die Rotverschiebung des mit unseren Spiegelteleskopen aufgefangenen Lichts bestimmen (siehe SPEKTRUM), können wir auch den Wert von R(t) für den Zeitpunkt bestimmen, zu dem das betreffende Licht emittiert wurde. Die größte an identifizierten Objekten (GALAXIEN und QUASAREN) beobachtete Rotverschiebung bleibt unterhalb des Werts von z=5. Weiter ins All hineinzuschauen übersteigt gegenwärtig noch die Lichtstärke und das Auflösungsvermögen unserer TELESKOPE.
Durch die Beobachtung von Objekten, deren Licht immer größere Rotverschiebung aufweist, können wir R(t) bestimmen und immer weiter zurück in die Vergangenheit des Universums schauen.
Materie und Strahlung
Heute spielt die Strahlung nur noch eine untergeordnete Rolle im Universum, dessen dynamische Entwicklung vor allem durch die darin enthaltene Materie bestimmt wird. Die Strahlungsdichte ist um den Faktor 1000 geringer als die Materiedichte; außerdem ist die Strahlung weitgehend von der Materie abgekoppelt, und die Wechselwirkung zwischen beiden ist praktisch vernachlässigbaR. Unsere größte Unsicherheit resultiert aus der Tatsache, dass wir nicht genau wissen, wie viel Materie das Universum gegenwärtig enthält. Wenn die Gesamtmasse sich auf die der heute beobachtbaren Sterne und Galaxien beschränkt, bleibt die Materiedichte weit unterhalb der kritischen Dichte (und zwar um einen Faktor von 20 bis 50), und wir haben es mit einem offenen Universum zu tun, das sich bis in alle Ewigkeit weiter ausdehnt.
Wenn wir die an lokalen Gravitationseffekten erkennbare DUNKLE MASSE Berücksichtigen, kommen wir der kritischen Dichte schon näher, bleiben aber immer noch um den Faktor 5 darunter. Andere Beobachtungen (zum Beispiel Veränderungen der Expansionsgeschwindigkeit in ferner Vergangenheit, das heißt für Rotverschiebungen oberhalb des Wertes 1) rechtfertigen jedoch die Vermutung, dass die Dichte fast genau der kritischen Dichte entspricht.
Bevor die Sterne entstanden und die Kernfusion im Innern der Sterne Energie freizusetzen begann, sollen Strahlung und Materie in einem GLEICHGEWICHT gestanden haben. Solch ein statistisches Gleichgewicht (siehe THERMODYNAMIK) findet seinen Ausdruck in einer für Materie und Strahlung identischen TEMPERATUR T. Die Strahlungstemperatur steht in einem direkten Zusammenhang mit der Verteilung des Lichts auf die verschiedenen Wellenlängen (siehe SPEKTRUM und SCHWARZER KÖRPER). Das kosmologische Standardmodell geht davon, dass diese Temperatur T(t) sich mit der Zeit verändert, oder genauer: dass sie mit der Zeit immer kleiner wird, so dass wir zu immer höheren Temperaturen von Tausenden, Millionen oder sogar Milliarden Kelvin gelangen, je weiter wir in der Zeit zurückgehen.
Diese Werte sind Ausdruck der im Raum anzutreffenden Energiedichte, also einerseits einer im Rückblick immer stärkeren thermischen Bewegung von Materieteilchen oder andererseits einer Strahlung, deren Energie immer weiter zunimmt, je weiter wir in die Vergangenheit zurückgehen (wobei der Schwerpunkt der Wellenlängen sich mit wachsender Temperatur vom Infrarotbereieh über das sichtbare und ultraviolette Licht his hin zu Röntgen- und Gammastrahlung verlagert).
Da das Modell so extreme Temperaturen vorsieht und da sich für die Materiedichte Ωm(t) und die Strahlungsdichte Ωl(t) ganz unterschiedliche Entwicklungen ergeben, muss das Universum in der Vergangenheit ganz anders beschaffen gewesen sein als heute, und daraus folgt, dass es eine EVOLUTION erfahren hat. Darin liegt ohne Zweifel eine der fundamentalsten Aussagen des kosmologischen Standardmodells. Heute entwickeln Strahlung und Materie sich unabhängig voneinander. Es gab jedoch eine Zeit – nennen wir sie tR -, da waren beide Dichtewerte gleich. Und vor tR besaß die Strahlung Weitaus größere Bedeutung als die Materie.
Welche Situation bestand nun zu dieser Zeit tR? Damals war die thermische Bewegung der Teilchen so gering (entspricht einer Temperatur von etwa 3000 Kelvin), dass die noch recht homogen im Raum verteilten Protonen und Elektronen sich zu neutralen Wasserstoffatomen verbinden konnten. Diese als Rekombination bezeichnete Verbindung erfolgte im Gleichgewicht mit einer Strahlung, deren vorherrschende Wellenlänge durch die damals herrschende Temperatur bestimmt wurde.
Nach den Gesetzen des Schwarzen Körpers dürfte diese Wellenlänge bei etwa einem Mikrometer (λ0 = 10-6m [10 hoch minus 6 Meter]) gelegen haben. Das mit neutralen Wasserstoffatomen erfüllte Universum wurde plötzlich vollkommen durchsichtig für die PHOTONEN, die ihren Weg nun ungehindert fortsetzen konnten. Doch aufgrund der Expansion des Universums erfuhr diese Wellenlänge eine beständige Dilatation und liegt heute im Bereich von etwa einem Millimeter (10-3m [10 hoch minus 3 Meter]).
Die Rotverschiebung z gegenüber dem Zeitpunkt der Emission beträgt demnach z = (λ-λ0)/λ0 ≈ 1000, wobei der Index R auf die Zeit der Rekombination verweist. Diese Strahlung ist also sehr viel älter als das Licht, das heute von den entferntesten bekannten Galaxien zu uns gelangt, denn für dieses Licht ist z ≤ 5.
Vor der Rekombination des Wasserstoffs
Das Modell gestattet es also, die Entwicklung der Dichte und der Temperatur des Universums bis in die fernste Vergangenheit zurückzuverfolgen. Da wir die Gesetze kennen, die das Verhalten der Materie bei solchen Dichte und Temperaturverhältnissen beherrschen (siehe ZUSTANDSGLEICHUNG), können wir uns vorstellen, was in diesen fernen Zeiten geschehen sein könnte.
Daher suchen die Astrophvsiker in unserem heutigen Universum nach „fossilen“ Spuren der damaligen Ereignisse. Im Einzelnen ergibt sich für die Abfolge der Phänomene mit abnehmender Temperatur des Universums folgendes Bild: Zunächst entstanden die Elementarteilchen, die man als QUARKS bezeichnet, und aus ihnen wiederum Protonen und Neutronen; diese zerstrahlten gemeinsam mit ihren jeweiligen ANTITEILCHEN, so dass nur ein kleiner Rest an Nukleonen (unsere Materie) übrig blieb; diese Nukleonen verbanden sich dann zu Heliumkernen und anderen leichten chemischen Elementen (siehe ENTSTEHUNG DER ELEMENTE); und schließlich bildete sich der Wasserstoff, das im heutigen Universum häufigste Element, aus der Verbindung der restlichen Protonen und Elektronen.
Aber was geschah vor alledem? Dass die Dichte im Universum heute ausgerechnet einen Wert hat, der praktisch der kritischen Dichte entspricht, stört die Physiker, die das Allgemeingültige lieben und Zufälle hassen. Daher haben sie einen Mechanismus erdacht, der unmittelbar vor den oben beschriebenen Phasen abgelaufen sein soll und das Universum, wie immer es beschaffen gewesen mag, unter möglichst vielen denkbaren Umstünden doch stets auf den Weg zu seinem heutigen Zustand gebracht haben könnte, also genau an die Grenze zwischen einem »offenen« und einem »geschlossenen« Universum. Dieser Mechanismus ist eine extrem starke Expansion, die als INFLATION bezeichnet wird.
Und was war davor? Mit der Inflation erreichen wir die Grenzen der Physik, auf der das Standardmodell aufbaut. Von entscheidender Bedeutung ist dabei das Bild, das die Physik sich von der Gravitation in einem Zustand der Materie und der Energie machen, in dem der quantenphysikalische Charakter der an der gravitativen Wechselwirkung beteiligten Austauschprozesse nicht mehr vernachlässigt werden kann (siehe QUANTENPHYSIK).
Der Wert der kosmischen Zeit t, in der diese Situation eingetreten sein dürfte, ist unvorstellbar klein. Er liegt in der Größenordnung von 10-44 s [10 hoch minus 44 Sekunden] nach der Singularität (to) und wird als Planck-Zeit bezeichnet (siehe GRAVITATION). Über alles, was davor geschehen sein mag, wem das Modell nichts zu sagen.
Das kosmologische Standardmodell ist eine mathematisch-physikalische Darstellung des Kosmos in seiner Entwicklung und seinem gegenwärtigen Zustand, so weit wir heute darüber Bescheid wissen. Diese Darstellung stammt in ihren wesentlichen Teilen aus der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts und fasst nahezu sämtliche astronomischen Beobachtungen mit einem Großteil unseres physikalischen Wissens zu einer kohärenten Einheit zusammen, deren Voraussagen seitdem im Wesentlichen verifiziert werden konnten. Auch wenn andere Modelle durchaus denkbar waren (siehe KOSMOLOGIE), hat doch keines von ihnen die Kohärenz erreicht, die das kosmologische Standardmodell eben zum anerkannten Standard gemacht hat. Das von diesem Modell entworfene Szenario funktioniert bemerkenswert gut – zu gut, wie manche meinen, die ihm eine übergroße Hegemonie vorwerfen. Die Zukunft wird zeigen, ob die weitere Erforschung des Universums zu Beobachtungen führt, die das Standardmodell radikal infrage stellen.
Das kosmologische Standardmodell beschreibt das Universum vornehmlich in sehr großem Maßstab. Phänomene geringerer Größenordnung wie der innere Aufbau der GALAXIEN, der STERNE und der möglicherweise vorhandenen PLANETEN bleiben zumindest in einem ersten Schritt unberücksichtigt. Nach dem Standardmodell ist der Kosmos homogen und sowohl von MATERIE als auch von ENERGIE in Form von LICHT und sonstiger Strahlung erfüllt. Die Dichte der Materie und der Energie wird als gleichförmig unterstellt – wie in einer Flüssigkeit oder einem Gas, dessen einzelne Moleküle man außer Acht lässt, um sie als homogenes Medium zu betrachten.
Das Modell soll drei wichtige Phänomene erklären, die sich aus der Beobachtung ergeben: die Expansion des Universums (oder die ständig wachsende Entfernung zwischen den Galaxien) und deren Veränderung im Laufe der Zeit; das Vorkommen leichter chemischer Elemente wie HELIUM in der Materie des Sonnensystems und der Sterne, die im heute beobachteten Ausmaß nicht allein in den Sternen erzeugt worden sein können; und das Vorhandensein einer schwachen Strahlung mit Wellenlängen im Umfeld von einem Millimeter, also im Bereich der Radiowellen und des Submillimeterbereichs die den gesamten Kosmos erfüllt und sich von der Strahlung der Sterne oder Galaxien unterscheidet (siehe SCHWARZER KÖRPER). Darüber hinaus soll und kann das Modell auch einige andere Phänomene erklären, deren Beobachtung noch nicht so weit fortgeschritten ist, etwa die Verteilung der Galaxien im Raum und deren hierarchische Anordnung zu HAUFEN, die wie russische Puppen ineinander verschachtelt sind, oder auch die Existenz der geheimnisvollen dunklen MASSE in den Galaxien.
Innerhalb der Physik fügt sich das Modell zwanglos in den mathematischen Begriffsrahmen der allgemeinen Relativitätstheorie ein, denn in den dort betrachteten Größenordnungen spielt die GRAVITATION eine zentrale Rolle. Auch Kern- und Teilchenphysik haben große Bedeutung, weil das Modell beschreibt, wie die PROTONEN und NEUTRONEN, aus denen die Kerne aller chemischen Elemente aufgebaut sind, und im weiteren Verlauf die chemischen Elemente selbst entstehen (siehe ENTSTEHUNG DER ELEMENTE).
Das Modell in seinem zeitlichen Ablauf
Ein von Materie und Energie erfülltes Universum kann nicht stabil sein; es stürzt entweder in sich zusammen oder expandiert (siehe GRAVITATIONSKOLLAPS). Die Relativitätstheorie bestätigt diese Auffassung und geht davon aus, dass die Dimensionen des Raums sich mit der Zeit verändern, und zwar mit der so genannten kosmischen Zeit, die unabhängig von dem Ort ist, an dem man sich gerade befindet; und an dieser Zeit orientiert man sich bei der Abfolge der kosmischen Ereignisse.
Betrachten wir eine beliebige Länge a(t), so ist die Veränderung, die diese Länge in der Zeit erfährt, durch den Ausdruck a(t) = a(t0)R(t) gegeben, wobei a(t0) den Wert dieser Größe zu einem Zeitpunkt t0, dem Bezugszeitpunkt, und R(t) den Expansionskoeffizienten bezeichnet, eine universelle, das heißt an jedem Ort und zu jedem Zeitpunkt anwendbare Größe, die mit der Zeit t zunimmt und in der die Expansion des Universums zum Ausdruck kommt. Setzen wir t0 für R(t0) = 1, dann war R(t) nach dem obigen Ausdruck in der Vergangenheit kleiner als 1 und wird der Zukunft größer als 1 sein.
Auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie, die das Newtonsche Verständnis der Gravitation in einen ganz neuen Rahmen setzt (nämlich in den der RAUMZEIT) stellt das kosmologische Standardmodell Gleichungen zur Verfügung, mit denen sich die Funktion R(t) vollständig bestimmen läßt, sofern man bestimmte Größen oder Parameter spezifiziert, die man aus der Beobachtung ableiten zu können hofft.
In erster Linie handelt es sich dabei um die Expansionsgeschwindigkeit (oder Expansionsrate), wie sie heute festzustellen ist. Leider ergibt diese Messung nicht den Wert Von R(t), sondern eine mit dessen Veränderung (oder Ableitung) verbundene Größe H(t), die folgendermaßen definiert ist:
H(t) = [1/R(t)} {dR(t)/dt].
Heute (t=t0) entspricht diese Größe genau der Hubble-Konstanten H(t0) oder einfach H (siehe EXPANSION und NATURKONSTANTEN).
Hinzu kommt als zweites die Materiedichte ρ (Rho, gemessen in kg/m3 [pro Kubikmeter]) im gegenwärtigen Universum, die aus der MASSE aller bekannten Galaxien und der Ausdehnung des bekannten Universums errechnet wird.
Die dritte Größe ist die Energiedichte ρl, die mit der im heutigen Universum anzutreffenden elektromagnetischen Strahlung zusammenhängt, hauptsächlich mit der Strahlung des SCHWARZEN KÖRPERS, denn die Sterne sind in diesen Größenordnungen nur schwache lokale Leuchten (siehe PARADOXON DES DUNKLEN NACHTHIMMELS).
Möglicherweise kommt noch eine vierte Größe hinzu, die kosmologische Konstante, und die die ganze Sache komplizieren würde, doch wir wollen sie hier außer Acht lassen (siehe NATURKONSTANTEN).
Rechnet man das Modell durch, ergeben sich mehrere grundlegende Möglichkeiten, je nachdem, von welcher Gesamtdichte (Materie + Energie) man ausgeht. Wenn diese Dichte sehr gering ist, dehnt sich das Universum bis in alle Ewigkeit weiter aus, und seine Raum-Zeit hat dann eine Geometrie, man als »offen« bezeichnet (siehe KRÜMMUNG und UNENDLICH). Im umgekehrten Fall wechseln Phasen der Expansion und der Kontraktion (Gravitationskollaps) einander ab und die Geometrie der Raum-Zeit ist »geschlossen«. Die Grenze zwischen beiden Möglichkeiten ist durch die so genannte kritische Gesamtdichte ρk markiert, und der Bequemlichkeit halber drückt man die gemessenen Dichten sogar im Verhältnis zu dieser kritischen Dichte aus und schreibt: Ωm = ρm/ρk und Ωl = ρl/ρk. Wenn die Dichte genau der kritischen Dichte entspricht, dehnt sich das Universum immer noch endlos aus.
In beiden Fällen ergibt sich aus dem Modell die zeitliche Entwicklung der Größen H(t), Ωm(t), Ωl(t) sowie R(t). Auf der Grundlage der heute gemessenen Werte für Ωm(t) und Ωl(t) lässt sich diese Entwicklung auch in die Vergangenheit zurückverfolgen, so dass man die Ausdehnung des Universums (über H(t)), den Umfang der jeweils vorhandenen Materie (über Ωm(t)) und der Strahlung (über Ωl(t)) sowie in groben Zügen auch die Phänomene bestimmen kann, die für bestimmte Phasen der bisherigen Entwicklung des Universums charakteristisch waren.
In allen Fällen führt das Modell für den Anfangszeitpunkt t = 0 (den man als kosmische SINGULARITÄT bezeichnet) zu einer unendlichen Dichte. Dieser Wert hat keine physikalische Bedeutung, sondern markiert die Grenze der in das Modell eingebrachten Hypothesen. Was damals in unmittelbarer zeitlicher Nähe zur Singularität geschah, wird vielfach als Urknall bezeichnet, aber es ist angebracht, diesen Gedanken eines Anfangs des Universums nur mit Vorsicht zu formulieren (siehe dazu auch SCHÖPFUNG).
Durch die Expansion des Universums verändert sich die Wellenlänge des Lichts zwischen dem Zeitpunkt seiner Emission und dem Zeitpunkt t0, in dem wir es empfangen, denn die Expansion hat Auswirkungen auf R(t), also auf den Raum, in dem das Lieht sich ausbreitet. Da wir davon ausgehen, daß bestimmte Atome (zum Beispiel ein Wasserstoffatom) unabhängig von Zeit und Ort stets Licht derselben Wellenlänge λ0 emittieren, bietet uns die Messung der empfangenen Wellenlänge einen direkten Zugang zur Expansion des Universums, und auf diesem Wege wurde sie auch 1929 von Edwin Hubble entdeckt.
Die relative Veränderung der empfangenen Wellenlänge λ gegenüber der emittierten Wellenlänge λ0 bezeichnet man als Rotverschiebung z des Lichts im Universum und schreibt: z = (λ-λ0)/λ0.
Für den jeweiligen Expansionskoeffizienten R(t) zum Zeitpunkt t der Emission des Lichts ergibt sich die Rotversehiebung z aus der Formel z(t) = [R(to)/R(t)]-1.
Wenn wir nun die Rotverschiebung des mit unseren Spiegelteleskopen aufgefangenen Lichts bestimmen (siehe SPEKTRUM), können wir auch den Wert von R(t) für den Zeitpunkt bestimmen, zu dem das betreffende Licht emittiert wurde. Die größte an identifizierten Objekten (GALAXIEN und QUASAREN) beobachtete Rotverschiebung bleibt unterhalb des Werts von z=5. Weiter ins All hineinzuschauen übersteigt gegenwärtig noch die Lichtstärke und das Auflösungsvermögen unserer TELESKOPE.
Durch die Beobachtung von Objekten, deren Licht immer größere Rotverschiebung aufweist, können wir R(t) bestimmen und immer weiter zurück in die Vergangenheit des Universums schauen.
Materie und Strahlung
Heute spielt die Strahlung nur noch eine untergeordnete Rolle im Universum, dessen dynamische Entwicklung vor allem durch die darin enthaltene Materie bestimmt wird. Die Strahlungsdichte ist um den Faktor 1000 geringer als die Materiedichte; außerdem ist die Strahlung weitgehend von der Materie abgekoppelt, und die Wechselwirkung zwischen beiden ist praktisch vernachlässigbaR. Unsere größte Unsicherheit resultiert aus der Tatsache, dass wir nicht genau wissen, wie viel Materie das Universum gegenwärtig enthält. Wenn die Gesamtmasse sich auf die der heute beobachtbaren Sterne und Galaxien beschränkt, bleibt die Materiedichte weit unterhalb der kritischen Dichte (und zwar um einen Faktor von 20 bis 50), und wir haben es mit einem offenen Universum zu tun, das sich bis in alle Ewigkeit weiter ausdehnt.
Wenn wir die an lokalen Gravitationseffekten erkennbare DUNKLE MASSE Berücksichtigen, kommen wir der kritischen Dichte schon näher, bleiben aber immer noch um den Faktor 5 darunter. Andere Beobachtungen (zum Beispiel Veränderungen der Expansionsgeschwindigkeit in ferner Vergangenheit, das heißt für Rotverschiebungen oberhalb des Wertes 1) rechtfertigen jedoch die Vermutung, dass die Dichte fast genau der kritischen Dichte entspricht.
Bevor die Sterne entstanden und die Kernfusion im Innern der Sterne Energie freizusetzen begann, sollen Strahlung und Materie in einem GLEICHGEWICHT gestanden haben. Solch ein statistisches Gleichgewicht (siehe THERMODYNAMIK) findet seinen Ausdruck in einer für Materie und Strahlung identischen TEMPERATUR T. Die Strahlungstemperatur steht in einem direkten Zusammenhang mit der Verteilung des Lichts auf die verschiedenen Wellenlängen (siehe SPEKTRUM und SCHWARZER KÖRPER). Das kosmologische Standardmodell geht davon, dass diese Temperatur T(t) sich mit der Zeit verändert, oder genauer: dass sie mit der Zeit immer kleiner wird, so dass wir zu immer höheren Temperaturen von Tausenden, Millionen oder sogar Milliarden Kelvin gelangen, je weiter wir in der Zeit zurückgehen.
Diese Werte sind Ausdruck der im Raum anzutreffenden Energiedichte, also einerseits einer im Rückblick immer stärkeren thermischen Bewegung von Materieteilchen oder andererseits einer Strahlung, deren Energie immer weiter zunimmt, je weiter wir in die Vergangenheit zurückgehen (wobei der Schwerpunkt der Wellenlängen sich mit wachsender Temperatur vom Infrarotbereieh über das sichtbare und ultraviolette Licht his hin zu Röntgen- und Gammastrahlung verlagert).
Da das Modell so extreme Temperaturen vorsieht und da sich für die Materiedichte Ωm(t) und die Strahlungsdichte Ωl(t) ganz unterschiedliche Entwicklungen ergeben, muss das Universum in der Vergangenheit ganz anders beschaffen gewesen sein als heute, und daraus folgt, dass es eine EVOLUTION erfahren hat. Darin liegt ohne Zweifel eine der fundamentalsten Aussagen des kosmologischen Standardmodells. Heute entwickeln Strahlung und Materie sich unabhängig voneinander. Es gab jedoch eine Zeit – nennen wir sie tR -, da waren beide Dichtewerte gleich. Und vor tR besaß die Strahlung Weitaus größere Bedeutung als die Materie.
Welche Situation bestand nun zu dieser Zeit tR? Damals war die thermische Bewegung der Teilchen so gering (entspricht einer Temperatur von etwa 3000 Kelvin), dass die noch recht homogen im Raum verteilten Protonen und Elektronen sich zu neutralen Wasserstoffatomen verbinden konnten. Diese als Rekombination bezeichnete Verbindung erfolgte im Gleichgewicht mit einer Strahlung, deren vorherrschende Wellenlänge durch die damals herrschende Temperatur bestimmt wurde.
Nach den Gesetzen des Schwarzen Körpers dürfte diese Wellenlänge bei etwa einem Mikrometer (λ0 = 10-6m [10 hoch minus 6 Meter]) gelegen haben. Das mit neutralen Wasserstoffatomen erfüllte Universum wurde plötzlich vollkommen durchsichtig für die PHOTONEN, die ihren Weg nun ungehindert fortsetzen konnten. Doch aufgrund der Expansion des Universums erfuhr diese Wellenlänge eine beständige Dilatation und liegt heute im Bereich von etwa einem Millimeter (10-3m [10 hoch minus 3 Meter]).
Die Rotverschiebung z gegenüber dem Zeitpunkt der Emission beträgt demnach z = (λ-λ0)/λ0 ≈ 1000, wobei der Index R auf die Zeit der Rekombination verweist. Diese Strahlung ist also sehr viel älter als das Licht, das heute von den entferntesten bekannten Galaxien zu uns gelangt, denn für dieses Licht ist z ≤ 5.
Vor der Rekombination des Wasserstoffs
Das Modell gestattet es also, die Entwicklung der Dichte und der Temperatur des Universums bis in die fernste Vergangenheit zurückzuverfolgen. Da wir die Gesetze kennen, die das Verhalten der Materie bei solchen Dichte und Temperaturverhältnissen beherrschen (siehe ZUSTANDSGLEICHUNG), können wir uns vorstellen, was in diesen fernen Zeiten geschehen sein könnte.
Daher suchen die Astrophvsiker in unserem heutigen Universum nach „fossilen“ Spuren der damaligen Ereignisse. Im Einzelnen ergibt sich für die Abfolge der Phänomene mit abnehmender Temperatur des Universums folgendes Bild: Zunächst entstanden die Elementarteilchen, die man als QUARKS bezeichnet, und aus ihnen wiederum Protonen und Neutronen; diese zerstrahlten gemeinsam mit ihren jeweiligen ANTITEILCHEN, so dass nur ein kleiner Rest an Nukleonen (unsere Materie) übrig blieb; diese Nukleonen verbanden sich dann zu Heliumkernen und anderen leichten chemischen Elementen (siehe ENTSTEHUNG DER ELEMENTE); und schließlich bildete sich der Wasserstoff, das im heutigen Universum häufigste Element, aus der Verbindung der restlichen Protonen und Elektronen.
Aber was geschah vor alledem? Dass die Dichte im Universum heute ausgerechnet einen Wert hat, der praktisch der kritischen Dichte entspricht, stört die Physiker, die das Allgemeingültige lieben und Zufälle hassen. Daher haben sie einen Mechanismus erdacht, der unmittelbar vor den oben beschriebenen Phasen abgelaufen sein soll und das Universum, wie immer es beschaffen gewesen mag, unter möglichst vielen denkbaren Umstünden doch stets auf den Weg zu seinem heutigen Zustand gebracht haben könnte, also genau an die Grenze zwischen einem »offenen« und einem »geschlossenen« Universum. Dieser Mechanismus ist eine extrem starke Expansion, die als INFLATION bezeichnet wird.
Und was war davor? Mit der Inflation erreichen wir die Grenzen der Physik, auf der das Standardmodell aufbaut. Von entscheidender Bedeutung ist dabei das Bild, das die Physik sich von der Gravitation in einem Zustand der Materie und der Energie machen, in dem der quantenphysikalische Charakter der an der gravitativen Wechselwirkung beteiligten Austauschprozesse nicht mehr vernachlässigt werden kann (siehe QUANTENPHYSIK).
Der Wert der kosmischen Zeit t, in der diese Situation eingetreten sein dürfte, ist unvorstellbar klein. Er liegt in der Größenordnung von 10-44 s [10 hoch minus 44 Sekunden] nach der Singularität (to) und wird als Planck-Zeit bezeichnet (siehe GRAVITATION). Über alles, was davor geschehen sein mag, wem das Modell nichts zu sagen.
aus Thesaurus der exakten Wissenschaften, Verlag Zweitausendeins
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