Insight into the beginning of the Universe

Einblick in die Anfänge des Universums

Die bisher detailreichste Karte der kosmischen Hintergrundstrahlung und ihrer Schwankungen hat der Satellit WMAP geliefert. Das Resultat sind präzise Erkenntnisse über Alter und Zusammensetzung unseres Universums, sowie über den Zeitraum zwischen Urknall und Entstehung der ersten Sterne.

Von Georg Wolschin

In 13 umfangreichen wissenschaftlichen Arbeiten, die bei der Fachzeitschrift Astrophysical Journal zur Publikation eingereicht worden sind, haben amerikanische Wissenschaftler erstaunlich präzise Resultate über die frühe Geschichte unseres Universums zusammengefasst. Sie entstammen Analysen von Daten, die der Satellit WMAP (»Wilkinson Microwave Anisotropy Probe«, benannt nach dem kürzlich verstorbenen Kosmologie-Pionier David T. Wilkinson von der Princeton-Universität) in seinem ersten zwölfmonatigen Beobachtungszyklus gewonnen hat, bei dem der Himmel in fünf Frequenzbändern von 23 bis 94 Gigahertz (entsprechend Wellenlängen zwischen 13 und 3 Millimetern) vollständig erfasst wurde. In den Medien wurden die Daten als »Wendepunkt in der Kosmologie« gefeiert.

Der im Juni 2001 mit einer Delta II-Rakete gestartete Satellit umläuft den sogenannten zweiten Lagrangepunkt im System Sonne-Erde etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt; hier gleichen sich die Gravitationskräfte gerade aus. WMAP misst Schwankungen (Anisotropien) der kosmischen Hintergrundstrahlung im Bereich von Millionstel Kelvin (siehe »Boomerang erforscht Big Bang« Spektrum 8/2000), die als Entstehungskeime der materiellen Strukturen im Universum gelten.

Diese Strahlung im Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums hatten Arno Penzias und Robert Wilson 1964 bei einer Wellenlänge von 7,35 Zentimetern zufällig entdeckt. Ihnen gelang damit der bedeutendste Fortschritt in der Kosmologie seit dem Nachweis der Rotverschiebungen. Das gesamte Strahlungsspektrum wurde insbesondere durch den Satelliten COBE (Cosmic Background Explorer), zu dessen Mitinitiatoren Wilkinson ebenfalls gehörte, im Jahre 1992 sehr genau gemessen. Es stimmt sehr genau mit demjenigen überein, das ein so genannter Schwarzer Körper bei einer Temperatur von nur 2,73 Kelvin aussendet. Die Messungen von WMAP sind im Prinzip ähnlich, aber über 35mal detaillierter als die COBE-Resultate: eine Verbesserung, die im Hinblick auf die Analyse der Anisotropien von entscheidender Bedeutung ist (Bild 1, Charles L. Bennett und Mitarbeiter).

Die Strahlung stammt aus einer sehr frühen Epoche in der Entwicklung eines Universums, als alle Abstände etwa tausendmal kleiner als heute waren und die Temperatur ungefähr 2980 Kelvin betrug. Anhand der jetzigen WMAP-Daten lässt sich dieser Zeitpunkt recht genau auf 379000 (+ 8000/-7000) Jahre nach dem Urknall datieren; die zugehörige Rotverschiebung (relative Änderung der Strahlungswellenlänge) beträgt 1089 (±1). Damals wurde das Weltall durch die Vereinigung von Elektronen und Kernen zu Atomen strahlungsdurchlässig und ging gleichzeitig in die gegenwärtige materiedominierte Ära über. Die Temperatur der Hintergrundstrahlung ist seitdem im Verlaufe der Raumexpansion beständig bis auf den heutigen Wert gesunken.

Das Weltalter beträgt WMAP zufolge 13,7 plus oder minus 0,2 Milliarden Jahre: das ist der bis heute genaueste Wert. Er entspricht einer Hubble-Konstanten von 71 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec und stimmt innerhalb der Fehlergrenzen mit dem Wert überein, der mit dem Hubble-Weltraumteleskop ermittelt wurde. Auch andere Methoden der Altersbestimmung, die jedoch weit weniger präzise sind, liefern Resultate, die mit dem WMAP-Ergebnis konsistent sind. Seit dem Urknall haben sich im expandierenden Universum die großräumigen Strukturen ausgebildet, wie es die Simulation in Bild 2 zeigt.

Weitere wichtige kosmologische Parameter im Rahmen des Urknall-Modells mit flacher Geometrie, die sich aus den Satelliten-Daten extrahieren lassen, sind der Anteil an dunkler Materie von 22 Prozent, und von dunkler Energie mit 73 Prozent. Nur 4,4 Prozent des Universums bestehen demnach aus gewöhnlicher baryonischer Materie, wie wir sie aus unserer näheren kosmischen Umgebung kennen. Diese Werte sind insofern nicht vollkommen neu, als sie in recht guter Übereinstimmung mit früheren Analysen sind, insbesondere mit Daten aus den Ballon-Experimenten Boomerang und Maxima. Diese Experimente hatten zwar Pioniercharakter, erfassten aber nur einen sehr kleinen Bereich des Himmels (bei Boomerang drei Prozent, bei Maxima 0,3 Prozent) und erreichten nicht die Genauigkeit von WMAP, durch dessen Resultate sie bestätigt und entscheidend verbessert worden sind.

Wie erhält man nun diese Fülle an kosmologischen Informationen, die bis vor kurzem nur ungenau bekannt waren, aus den vom Satelliten gelieferten Bildern des Himmels im Mikrowellen-Licht? Im Prinzip vergleicht man eine bestimmte Darstellung der Daten - sozusagen ihren »Fingerabdruck« - mit den heute existierenden theoretischen Modellen, bis man optimale Übereinstimmung findet, und erhält dann die kosmologischen Parameter aus dem theoretischen Modell. Zunächst trägt man dazu die Temperaturschwankungen der Hintergrundstrahlung nach sogenannten Multipolen auf - ganz ähnlich, wie man akustische Schwingungen nach Frequenzen (Fourier-Spektrum) zerlegen kann.

Dabei sind verschiedene Korrekturen notwendig - so bilden Emissionen aus der galaktischen Scheibe einen diffusen »Vordergrund«, der vom eigentlichen kosmischen Signal abgezogen werden muss. Helle extragalaktische Punktquellen erzeugen ferner störende Emissionen bei niedrigen Frequenzen, und deshalb wurden 700 derartige Quellen durch Masken eliminiert. Ein Dipol-Beitrag (l = 1), der von unserer Bewegung durch den Mikrowellenhintergrund herrührt, wird ebenfalls abgezogen.

Auf diese Weise ergibt sich ein Spektrum der Temperaturfluktuationen (Bild 3), dessen Gestalt und Amplituden die kosmischen Parameter bestimmen. Das deutliche Maximum bei Winkelbereichen von etwa 0,9 Grad (l=220) war dem Cobe-Satelliten noch nicht zugänglich, ist aber von den Ballonmessungen und anderen Resultaten wie vom Mikrowellenteleskop DASI (Degree Angular Scale Interferometer, Antarktis) her schon bekannt (rote Punkte in Bild 3). Hier wurde jedoch die Genauigkeit der Messungen deutlich verbessert. Das zweite Maximum bei kleineren Winkelskalen von etwa 0,3 Grad (l=540) wird nun erstmals klar nachgewiesen; beim erwarteten dritten Maximum sind die Fehlerschranken jedoch auch jetzt noch zu groß. Die einzelnen Parameterwerte sind in diesem Spektrum verborgen, beispielsweise bestimmt das Verhältnis der Amplituden von erstem zu zweitem Maximum die Massendichte zum Zeitpunkt der Rekombination von Protonen und Elektronen zu Wasserstoff-Atomen ((die Rekombination zu Helium fand nur wenig früher statt)). Das Resultat stimmt überein mit Bestimmungen der Häufigkeiten der leichten Elemente.

Das Spektrum spiegelt Dichteschwingungen im frühen Universum wider: Die Gravitationskraft komprimiert das Plasma, bis der Lichtdruck der Photonen die Bewegung umkehrt. So entstehen - ganz ähnlich wie bei Luft im Telefonhörer - akustische Schwingungen. Dem ersten Maximum entspricht eine bestimmte »akustische Ausdehnung« bei einer bekannten Rotverschiebung von 1089 (die ebenfalls aus dem Vergleich von Theorie und Daten bestimmt wird). Daraus lässt sich das Alter des Universums, und seine Geometrie bestimmen.

Der gemessene Wert von 0,9 Grad für die Lage des Maximums stimmt gut mit den Voraussagen für ein flaches Universum überein. Hier entspricht die Summe aus Massen- und Energiedichte genau dem kritischen Wert, bei dem die Expansion des Alls gerade nicht mehr aufhört. Bei einem höheren Wert hätte der Raum eine konvexe Geometrie und würde irgendwann wieder in sich zusammenstürzen (»Big crunch«); bei einer niedrigeren Summe aus Massen- und Energiedichte wäre seine Geometrie dagegen konkav wie die eines Sattels, und das All würde sich endlos mit hoher Geschwindigkeit ausdehnen.

Die Gestalt des Spektrums zeigt ferner, dass die akustischen Oszillationen bereits sehr früh Wellenlängen in kosmischen Dimensionen hatten - was nach heutigem Kenntnisstand nur verständlich ist, wenn das Universum sich Sekundenbruchteile nach dem Urknall für kurze Zeit exponentiell aufblähte. Die WMAP-Daten (insbesondere auch zusätzliche Messungen zur Polarisation der Hintergrundstrahlung) stützen insofern die Vorstellung einer »Inflationsphase«, wie sie Ende der siebziger Jahre von Theoretikern postuliert worden ist.

In diesem Stadium erreichten winzige Quantenfluktuationen rasch kosmische Dimensionen, während die Materie- und Energiedichte insgesamt jedoch »geglättet« wurde, so dass das Universum im wesentlichen homogen und isotrop (in allen Richtungen gleichförmig) erscheint. Von besonderer Bedeutung ist dabei der Nachweis einer Antikorrelation zwischen Temperatur- Fluktuationen und Polarisation der Mikrowellenstrahlung in Winkelbereichen von ein bis zwei Grad durch WMAP, wie man ihn im Inflationsmodell erwartet.

Grundlage der theoretischen Beschreibung sind die Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie. Während Einstein jedoch glaubte, in einem expandierenden Universum auf seine kosmologische Konstante in den Gleichungen verzichten zu können - er hatte sie damals nur eingeführt, weil die Raumexpansion noch nicht nachgewiesen war -, lassen sich die jetzigen Daten nur mit einem solchen sogenannten Lambda- Term beschreiben. Das gilt insbesondere auch und gerade dann, wenn man gleichzeitig die Beschleunigung der Raumexpansion interpretieren will, wie sie aus der gemessenen Relation zwischen Rotverschiebungen und Helligkeiten von Supernovae des Typs Ia folgt.

Tatsächlich lässt sich auf der Grundlage eines solchen sogenannten »Cold Dark Matter« Modells mit Lambda- Term oder »dunkler Energie« - kurz LCDM - Übereinstimmung mit dem gemessenen Fingerabdruck nur herstellen, wenn die kosmologische Konstante den weitaus größten Anteil von 73 Prozent in Form purer Energie ausmacht. Die physikalische Natur dieser Energie wird seit geraumer Zeit intensiv diskutiert - angefangen mit Walther Nernst, der 1916 als Erster eine Interpretation auf der Basis der Nullpunktsenergie des elektromagnetischen Feldes lieferte, die auch im gravitativen kosmologischen Rahmen physikalische Konsequenzen hat. Seit 1988 wird auch die Möglichkeit eines zeitabhängigen Lambda-Terms untersucht: Die dunkle Energiedichte hätte dann anfangs einen sehr hohen Wert, würde im Verlauf der Expansion des Universums kleiner werden und schließlich verschwinden. (Dieses Konzept wird heute manchmal auch als »Quintessence« bezeichnet und u.a. in Heidelberg, Dartmouth, Princeton untersucht). Anhand der jetzigen WMAP-Daten kann zwischen diesen Möglichkeiten allerdings noch keine Unterscheidung getroffen werden, sie sind vielmehr mit zahlreichen unterschiedlichen Eigenschaften der dunklen Energie verträglich. Die meisten Anpassungen der Theorie an die Daten beruhen deshalb auf eher konventionellen LCDM-Modellen mit konstantem Lambda.

Die besten Resultate erreicht man mit einem Anteil von nur 4,4 Prozent an normaler »baryonischer« Materie, während 22 Prozent aus nichtbaryonischer kalter dunkler Materie bestehen, die offenbar die Massen der Galaxien im heutigen Universum dominiert - und nach der das theoretische Modell benannt ist. Die physikalische Natur dieser dunklen Materie wird dadurch noch nicht offenbart. Dennoch ist das Ergebnis der Analyse glaubwürdig, da insbesondere unabhängige Untersuchungen der Rotationskurven von Galaxien vergleichbare Resultate für den Anteil an dunkler Materie ergeben.

Nachdem sich 379000 Jahre nach dem Urknall neutrale Atome gebildet hatten, wurden sie erstmals wieder ionisiert, als die ersten Sterne aufflammten: Die von ihnen ausgesandte hochenergetische (ultraviolette) Strahlung ionisierte den umgebenden Wasserstoff, und bei der Streuung an den so entstandenen freien Elektronen wurde das Licht polarisiert. Aus der Korrelation zwischen den Temperaturanisotropien und der ebenfalls gemessenen Polarisation der Hintergrundstrahlung lassen sich Rückschlüsse darauf ziehen, wann diese Reionisierung passierte. Demnach setzte sie bei einer Rotverschiebung von 20 ein, also 180 Millionen Jahre nach dem Urknall­ etwa 500 Millionen Jahre früher als bisher gedacht. Allerdings ist die Fehlerschranke dieses Wertes mit +220/­80 Millionen Jahren noch sehr groß.

Wenngleich die WMAP-Ergebnisse sicher entscheidend dazu beitragen, aus der Kosmologie eine exakte Wissenschaft mit präzise bestimmbaren Parametern zu machen, bleibt dennoch offen, ob das theoretische Bezugssystem in der jetzigen Form die Anforderungen der Zukunft überdauern wird. Der globale Rückschluss von vergleichsweise beschränkten Datensätzen über Supernovae und Hintergrundstrahlung auf den dominanten Einfluss dunkler Energie könnte noch unerkannte Lücken enthalten; jedenfalls sind hier weitere unabhängige Test erforderlich. Die Existenz nichtbaryonischer dunkler Materie ist demgegenüber besser gesichert, obwohl es bisher keine Fortschritte im Hinblick auf die Erkenntnis ihrer Natur gibt. Aus Neutrinos kann sie jedenfalls nicht hauptsächlich bestehen, da sich die Massenschranken aus den Oszillationsexperimenten als zu klein erwiesen haben.

Den hier dargestellten Ergebnissen zum Anteil dunkler Materie liegt insbesondere auch die Annahme zugrunde, dass sich die Abhängigkeit der Gravitation vom inversen Abstandsquadrat in kosmologische Bereiche extrapolieren lässt: eine Hypothese, die zwar eine Reihe von Tests bestanden hat, an der aber manche Wissenschaftler dennoch zweifeln (siehe »Gibt es dunkle Materie?« von Mordehai Milgrom, Spektrum Dossier 1/2003). Bisher gibt es jedoch keine fundamentale Theorie, mit der sich Abweichungen vom Entfernungsgesetz begründen lassen, und erst merkliche Differenzen zwischen zunehmend genauer werdenden Messungen und dem Konzept dunkler Materie könnten eine solche Theorie rechtfertigen.

In den nächsten drei Jahren wird WMAP dazu beitragen, die Genauigkeit der Messungen weiter zu verbessern. Fundamental neue Resultate können hiervon nicht erwartet werden, es wird jedoch eine Fülle von theoretischen Arbeiten geben, die auf den Messwerten aufbauen und kosmologische Hypothesen testen. So werden in einer Arbeit bereits Rückschlüsse auf obere Schranken für mögliche Veränderungen der Feinstrukturkonstanten (bis zu sechs Prozent) zum Zeitpunkt der Rekombination im Vergleich zum heutigen Laborwert gezogen; verbesserte Messungen der Reionisierung können wesentlich genauere Schranken ermöglichen.

Wesentliche Fortschritte werden dann vom Satelliten PLANCK der Europäischen Weltraumorganisation ESA erwartet. Sein Start ist für 2007 geplant, die Auflösung wird dreimal größer als diejenige von WMAP sein, und die Eliminierung der Vordergrundstrahlung wird nochmals deutlich verbessert. Damit sollte insbesondere eine Präzisionsmessung von Lage und Höhe des dritten Maximums im Spektrum möglich sein, so dass sich alternative kosmologische Modelle besser unterscheiden lassen. Bis dahin werden kleine Ausschnitte des Mikrowellen-Himmels weiterhin in bodengebundenen Experimenten und Ballonmessungen (beispielsweise Boomerang) mit noch höherer Genauigkeit untersucht werden. Soweit dabei Resultate zur Polarisation der Strahlung eingeschlossen sind, erhofft man sich vor allem weitere Aufschlüsse über die Entstehung der ersten Sterne.

Bild 1: Die Mikrowellen-Karte des Himmels, die der Satellit WMAP nun gemessen hat (unten), ist sehr viel detaillierter als die seines Vorgängers COBE von 1992 (oben). Sie zeigt Fluktuationen der kosmischen Hintergrundstrahlung im Bereich von millionstel Kelvin; rötliche Farben signalisieren »wärmere« und bläuliche »kältere« Regionen.

(Bildquelle: NASA/Goddard Space Flight Center)

Bild 2: Die Struktur des Universums bildete sich in mehreren Schritten. Auf Grund räumlicher Temperaturschwankungen, wie sie WMAP gemessen hat (a), kondensierte Materie unter dem Einfluss der Gravitation (b). Durch Zündung von Kernfusionsprozessen entstanden ungefähr 180 Millionen Jahre nach dem Urknall die ersten Sterne (c). Weitere kamen hinzu (d), und längs der in (b) gezeigten Filamente bildeten sich die Galaxien und Galaxienhaufen (e) des jetzigen Universums.

(Bildquelle: NASA)

Bild 3: Die WMAP-Daten lieferten das durch schwarze Datenpunkte markierte Spektrum der Temperaturfluktuationen als Funktion so genannter Multipole l, die auch ein Maß für kosmische Abstände in Winkelgraden sind. Das erste Maximum bei l=220 oder etwa 0,9 Grad spiegelt Dichteschwingungen (»Schallwellen«) im frühen Universum wider. Das zweite Maximum bei l=540 konnte erstmals von WMAP mit hoher Präzision gemessen werden; ältere Daten sind farbig eingezeichnet. Die kosmologischen Parameter ergeben sich durch Vergleich des gemessenen Spektrums mit allgemein-relativistischen Rechnungen; die durchgezogene Linie zeigt das Ergebnis einer »Cold Dark Matter«-Rechnung, die optimal an die WMAP-Daten angepasst wurde. Das nach Multipolen entwickelte Polarisationsspektrum (korreliert mit der Temperaturanisotropie) im unteren Bildteil ermoeglicht Rueckschlusse auf die Re-Ionisierung durch hochenergetische Strahlung nach Bildung der ersten Sterne (siehe Text).

(Bildquelle: G.Hinshaw et al., astro-ph/0302217, eingereicht bei »Astrophysical Journal«)

preprint

Weitere Abbildungen siehe

Nasa

Siehe Spektrum d. Wissenschaft 05 (2003) für den redigierten und illustrierten Artikel.

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