Die dunkle Seite des Universums

Dunkle Materie schließt Lücke zwischen Modell und Beobachtung

Seit Jahrhunderten beobachten Forscher den Kosmos anhand des Lichts. Erst seit neuestem rücken auch die unsichtbaren Bestandteile in den Fokus. Denn die Kluft zwischen theoretischem Modell und tatsächlicher Beobachtung in der Astronomie lässt sich nur mit der rätselhaften „dunklen Materie“ und der noch mysteriöseren „dunklen Energie“ schließen.

Zwar ist bisher nicht genau bekannt, aus was die dunkle Materie eigentlich besteht, nach gängiger Lehrmeinung ist sie aber für den Großteil der kosmischen Materie verantwortlich. Die sichtbaren Sterne und Planeten dagegen machen nur wenige Prozent der Gesamtmasse aus.

Mit vielen verschiedenen Techniken versuchen Astronomen und Elementarteilchen-Physiker seit einiger Zeit die Eigenschaften der dunklen Materie zu bestimmen. Wissenschaftler am Lehrstuhl für Astronomie der Ruhr-Universität Bochum beispielsweise untersuchen Galaxien und ermitteln die Verteilung der dunklen Materie in solchen Objekten. Die Ergebnisse erlauben wichtige Rückschlüsse auf die „dunkle Seite des Universums“.

Urknall, kosmische Expansion und Hintergrund-Strahlung

Wer oder was bestimmt das Schicksal des Universums?

Eigentlich erwartet man von Astronomen und Astrophysikern, dass sie das Licht von Sternen und Galaxien analysieren, um die Materie im Universum zu untersuchen. Doch seit einigen Jahren setzt sich die Erkenntnis durch, dass es bisher unsichtbare Bestandteile sind, die das Schicksal des Universums bestimmen.

Die Entdeckung der kosmischen Expansion

© NASA/STScI

Bei der Untersuchung der Geschichte des Kosmos hilft den Astronomen ausgerechnet die schwächste der Grundkräfte der Natur: die Gravitation. Erst auf großen, „astronomischen“ Entfernungen wird diese Kraft dominant. Diese Entfernungen und die ungeheuren Massenansammlungen in Galaxien mit 100 Millionen Sonnenmassen und in Galaxienhaufen mit Tausenden solcher Galaxien erlauben es, den Einfluss der Gravitation auf die Entwicklung des Kosmos zu untersuchen.

Die theoretische Grundlage dafür ist seit fast 100 Jahren mit der Einstein’schen Allgemeinen Relativitätstheorie gelegt. Sie ermöglicht es, den Einfluss der Materie auf die Form des Raums zu beschreiben. Mit der Entdeckung der kosmischen Expansion an Hand der Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien in den 1920er Jahren haben sich daraus schnell die Grundkonzepte der modernen Kosmologie mit der zentralen Vorstellung eines Urknalls entwickelt.

Nachweis der Hintergrund-Strahlung erst in den 1960er Jahren

Auf den nächsten entscheidenden Durchbruch musste man dann bis in die Mitte der 1960er Jahre warten: der Nachweis der so genannten 3K-Mikrowellen-Hintergrund-Strahlung durch Arno Penzias und Robert W. Wilson. Diese nobelpreisgekrönte Messung (1972) konnte einerseits als Bestätigung der Urknall-Hypothese angesehen werden – aus ihr wurde die Hintergrundstrahlung schon lange vorhergesagt – andererseits wurden auf dieser Entdeckung aufbauend die Vorstellungen von der Entwicklung des Universums wesentlich detaillierter.

Die physikalischen Bedingungen zum Zeitpunkt der Entstehung der Hintergrundstrahlung, wie Temperatur und Dichte, sind allein durch die Gesetze der Atom- und Plasmaphysik bestimmt und deshalb gut bekannt. Das nach dem Urknall expandierende Universum kühlt diesen Regeln folgend ständig ab. Die Temperatur war circa 380.000 Jahre nach dem Urknall auf unter 3.000 Kelvin (circa 2.700°C) gefallen – ein wichtiger Moment. Denn bei dieser Temperatur war die thermische Bewegungsenergie der bisher nur getrennt bestehenden Atombausteine so gering, dass Elektronen von Protonen eingefangen wurden, um erstmals Wasserstoff-Atome – und mit einem Anteil von zehn Prozent auch Helium-Atome – zu bilden.

Mikrowellenhintergrundstrahlung immer noch beobachtbar

Bei dieser so genannten Rekombination wird Energie frei: Die Planck’sche Temperaturstrahlung des zuvor voll ionisierten, das heißt nur aus den atomaren Bausteinen bestehenden Gases wird freigesetzt. Diese Strahlung lässt sich, wegen der Expansionsgeschwindigkeit zu langen Wellenlängen verschoben („rot verschoben“) als Mikrowellenhintergrundstrahlung bis heute beobachten.

Rätselhafte „dunkle Materie“

Geheimnissen des Universums auf der Spur

Der nächste wesentliche Durchbruch bei der Entstehung der heutigen kosmologischen Ideen war die Verfügbarkeit von Hochleistungscomputern in den 1980er Jahren. Mit numerischen Verfahren ist es seither möglich, die Entwicklung des Kosmos mit dem Rechner zu simulieren. Dazu wird die Entwicklung eines kosmischen Volumenelements über das Entwicklungsalter des Universums verfolgt, um aus den Anfangsbedingungen – jetzt festgelegt durch den Zustand zum Zeitpunkt der Rekombination – schließlich ein Modell des heute beobachtbaren Weltalls zu erhalten.

Aus solchen Simulationen wurde schnell klar, dass die Gravitationswirkung aller in einem typischen Raumvolumen erfassten Objekte nicht ausreichen kann, um die heutige Materieverteilung in Galaxien, in Galaxienhaufen und in den Filamenten (Verästelungen) von Galaxienhaufen zu erklären.

Unsichtbare Materie

Zur gleichen Zeit wurden bei Messungen der Bewegungsverhältnisse von Gas und Sternen in Galaxien unerwartet hohe Geschwindigkeiten gefunden. Als Beispiel kann die Rotation von Scheibengalaxien wie unserer Milchstraße dienen. Die daraus resultierende Fliehkraft balanciert die anziehende Wirkung der konzentrierten Masse, so dass unsere Milchstraße nicht weiter kollabiert. Da mehr Masse eine stärkere Gravitation bedeutet und je stärker die Gravitation desto schneller die Bewegung ist, führte die Beobachtung sehr hoher Rotationsgeschwindigkeiten zu dem Schluss, dass sehr große Massen wirken müssen – mehr als man beobachten kann.

Um eine Galaxie wie unsere eigene gravitativ zu stabilisieren, wird eine etwa zehnmal größere Masse benötigt, als man an Sternen und interstellarem Gas beobachten kann. Die Existenz von Galaxien lässt sich also nur durch die Annahme eines sehr großen Anteils nicht sichtbarer, aber gravitativ wirkender Materie erklären.

Klumpung in der „Ur-Materie“

Als auch die Untersuchung von Galaxienhaufen durch unterschiedliche Methoden zu dem Ergebnis kamen, dass man wohl einen hohen Anteil der gravitativ wirkenden Materie nicht direkt beobachten kann, wurde die Hypothese der Existenz einer „dunklen Materie“ als wesentlicher Bestandteil des Universums auf allen Längenskalen unausweichlich. Ungeklärt bleibt dabei bis heute die Natur dieser „dunklen Materie“, eines der größten Rätsel der heutigen Physik.

Die Einbeziehung dieser dunklen Materie erlaubt der theoretischen Astrophysik deutlich verbesserte Modelle für die Entwicklung der Strukturen im Universum. So wurde vorhergesagt, dass die durch die gravitative Wirkung der dunklen Materie hervorgerufene Klumpung in der „Ur-Materie“ schon in der Mikrowellenhintergrundstrahlung sichtbar sein sollte. Der COBE (COsmic Background Explorer)-Satellit der NASA konnte diese Klumpung als Temperaturfluktuationen dann tatsächlich 1992 beobachten – auch diese Messung wurde 2006 mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

Baryonische Materie im Visier

Probeteilchen im Gravitationspotential der dunklen Materie

Das weitere Schicksal der Materie wird in der Computersimulation als fortschreitende Klumpung der Materie berechnet. Verdichtungen (gelb) stellen Gebiete hoher Materiekonzentration dar, z.B. einen großen Galaxienhaufen im Zentrum. Diese Galaxienhaufen werden durch ein Netzwerk von Dichte-Filamenten verbunden, zwischen denen Leerräume (schwarz) entstehen. Der Balken entspricht einer Entfernung von ca. 100 Millionen Lichtjahren. © Springel / MPA

Die Experimente zur Messung der Hintergrundstrahlung wie auch die numerischen Simulationen haben sich in den letzten Jahren stark weiterentwickelt. Von der für Anfang 2009 startbereiten europäischen Planck-Raumsonde erwarten Wissenschaftler wie Professor Ralf-Jürgen Dettmar vom Lehrstuhl für Astronomie der Ruhr-Universität Bochum einen weiteren Fortschritt in der hochpräzisen Vermessung der Hintergrundstrahlung. Auch die kosmologischen Modellrechnungen haben sich in den letzten Jahren wesentlich verbessert.

Doch wie gut stimmen die Vorhersagen mit den tatsächlich beobachtbaren Eigenschaften der Materieverteilung im Universum überein? Um diese Frage zu beantworten, muss man möglichst viel über die Verteilung der uns bekannten normalen, so genannten baryonischen Materie wissen, aus der alle Atome und damit Objekte wie Planeten und Sterne bestehen. Denn nur diese Materie ist beobachtbar und bewegt sich fast wie Probeteilchen im Gravitationspotential der dunklen Materie.

Dunkle Baryonen“ als Quelle der zusätzlichen Gravitation?

Selbst Legosteine könnten in Zukunft aus Biokunststoff sein. © LEGO Gruppe

Ursprünglich hat man natürlich auch an dunkle baryonische Materie als unbekannte Quelle der zusätzlichen Gravitationskraft gedacht, die aus ausgebrannten Sternen wie Neutronensternen, schwarzen Löchern oder auch vielen unentdeckten Planeten oder ganz schwach leuchtenden Sternen, so genannten braunen Zwergen, bestehen könnte.

Doch dieser Hypothese von „dunklen Baryonen“ stehen andere Beobachtungen entgegen und sie konnte letztlich die zusätzlich benötigte Massenanziehung und insbesondere ihre Verteilung nicht erklären. So hätten ausgebrannte alte Sterne viel mehr schwerere chemische Elemente während ihres Kernbrennens erzeugen müssen, als man im Universum beobachtet, und auch die benötigte große Anzahl an braunen Zwergen hätte sich inzwischen durch ihre gravitative Wirkung nachweisen lassen müssen.

Neue Phänomene aufgespürt

Die Suche nach leuchtschwachen Objekten, die zur Gesamtmasse beitragen, hat aber durchaus zu Entdeckungen neuer Phänomene geführt. So sind unter anderem Galaxien gefunden worden, deren zentrale Flächenhelligkeit viel schwächer als der Nachthimmel hell ist. Diese Objekte werden Low Surface Brightness – Galaxien mit niedriger Flächenhelligkeit – oder LSB-Galaxien genannt.

LSB-Galaxien geben Geheimnisse preis

Wenig Licht, viel dunkle Materie

Die Andromeda-Galaxie M31 © NASA/STScI

Beobachtungen von Low Surface Brightness-Galaxien zeigen die große Bedeutung der modernen Messtechnik: Selbst normale Galaxien wie unser Milchstraßennachbar M31, der Andromedanebel, sind nur wenig heller als der Nachthimmel. Für die Messung bedeutet dies, dass man in einem Bildelement einer Teleskop-Kamera genauso viele Photonen vom Nachthimmel empfängt wie von der Galaxie.

Die hellsten Stellen in LSB-Galaxien leuchten bereits viel schwächer als der Nachthimmel und die Nachweisgrenze – ein Tausendstel der Nachthimmelshelligkeit – ist zurzeit durch die Messgenauigkeit begrenzt. Will man nun also wissen, wie viel baryonische Materie in allen Galaxien vorhanden ist, so muss man die Helligkeitsverteilung aller Galaxien bestimmen und gewichtet mit einer typischen Masse pro beobachteter Leuchtkraft aufsummieren.

Häufigkeitsverteilungen von Galaxien auf der Spur

Auf einer Himmelsfläche von vier Vollmonddurchmessern können auf sehr empfindlichen Aufnahmen mit dem 4m Blanco-Teleskop des CTIO Observatoriums in Chile mehr als eine Million Objekte nachgewiesen werden, darunter circa 40 Galaxien mit extrem geringer Flächenhelligkeit (LSB-Galaxien). Die Galaxie mit der schwächsten je gemessenen zentralen Flächenhelligkeit ist im Ausschnitt (a) zu sehen. Das Objekt konnte auch mit dem Hubble-Weltraumteleskop (b) nachgewiesen werden. Seine zentrale Flächenhelligkeit beträgt nur 1/1000 der Helligkeit des Nachthimmels. © STScI / NASA / ESA

Seit mehreren Jahren versuchen die Wissenschaftler um Professor Ralf-Jürgen Dettmar vom Lehrstuhl für Astronomie der Ruhr-Universität Bochum solche Häufigkeitsverteilungen von Galaxien zu bestimmen. Dazu nutzen sie sehr sensitive Himmelsaufnahmen, die an Observatorien mit besten Beobachtungsbedingungen, wie zum Beispiel der Europäische Südsternwarte ESO oder dem Cerro Tololo Interamerican Observatory CTIO in Chile gewonnen werden. Stickstoff-gekühlte CCD-Kameras mit z.B. 16 Millionen Bildelementen können auf einer Himmelsfläche von Vollmond-Durchmesser Objekte nachweisen, die tausendmal schwächer leuchten als der Nachthimmel.

Die konkrete Aufgabe besteht darin, auf diesen Bildern durch Mustererkennungs-Algorithmen Objekte von Interesse zu identifizieren und dann deren Eigenschaften zu messen. Auf solchen digitalen Bildern, die ursprünglich mit verschiedenen Farbfiltern aufgenommen wurden, konnten die RUB-Forscher durch die Anwendung von Programmen, die im Rahmen eines BMBF-Verbundforschungsprojekts entwickelt wurden, etliche neue LSB-Galaxien entdecken. Dabei haben sie auch die Flächenhelligkeit der LSB-Galaxie mit dem bisher leuchtschwächsten Zentrum bestimmt.

Messergebnisse verschiedener Forschergruppen zeigen, dass die Häufigkeit der gefundenen Galaxien mit schwacher Flächenhelligkeit mindestens so groß oder sogar größer ist als die heller Galaxien. Die rote Kurve zeigt die Annahme der Häufigkeitsverteilung in den 1970er Jahren, als es noch nicht möglich war, schwach leuchtende Galaxien zu detektieren. © RUB

Der Vergleich der aus den Messungen abgeleiteten Helligkeitsverteilung mit den wenigen vorhandenen Literaturbeispielen zeigt die noch bestehenden Unsicherheiten durch Auswahleffekte bei der Stichprobenbestimmung aufgrund der schwierigen Messtechnik. Doch auch unter der Annahme, dass der stärkste mögliche Anstieg der Anzahl der leuchtschwachen Objekte pro Volumen zutrifft, tragen diese Objekte trotzdem nicht wesentlich zur fehlenden Masse bei.

LSB-Galaxien mit hohem Anteil dunkler Materie

LSB-Galaxien haben sich aber noch aus einem anderen Grund als astrophysikalisch höchst interessante Objekte herausgestellt: Die Bestimmung ihrer Rotationsbewegung führt zu dem Schluss, dass sie einen sehr hohen Anteil dunkler Materie haben. Dies verbindet LSB-Galaxien mit so genannten Zwerggalaxien. Bei den „Zwergen“ unter den Galaxien ist zwar nicht die zentrale Flächenhelligkeit, sondern die Gesamtleuchtkraft gering, aber bei den daraus resultierenden geringen baryonischen Gesamtmassen macht sich der Gravitations-Einfluss der dunklen Materie in ihren Zentren besonders stark bemerkbar. Und in diesen zentralen Bereichen der Galaxien stimmen die oben erwähnten kosmologischen Simulationen nicht mit den Beobachtungen überein.

Die kosmologischen Simulationen sagen eine starke Konzentration der dunklen Materie in den Galaxienzentren („cusp“) voraus, während die Bestimmung der Massenverteilung aus der Rotationsbewegung auf eine eher flache Verteilung („core“) schließen lässt. Dieses Beispiel ist charakteristisch für den derzeitigen Stand des Vergleichs zwischen kosmologischen Modellen und Beobachtungen. Während auf den großen Längenskalen von zehn oder 100 Millionen Lichtjahren (auf den Skalen von Galaxienhaufen und größer) Theorie und Beobachtung sehr gut übereinstimmen, gibt es deutliche Diskrepanzen bei genauerem Hinsehen, also auf den kleinen Skalen von 10.000 oder 100.000 Lichtjahren.

Theorie und Beobachtung im Widerspruch

„Core-cusp“-Diskrepanz sorgt für Diskussionen

Computersimulationen der Dichteverteilungen der dunklen Materie sagen eine starke Konzentrierung von Masse in Galaxienzentren (am Nullpunkt des Radius) voraus (cusp). Aufgrund der beobachteten Geschwindigkeitsverteilungen in Galaxienzentren wird jedoch auf eine viel flachere Verteilung geschlossen (core). © RUB

Die „core-cusp“-Diskrepanz wird in der astrophysikalischen Literatur zurzeit heftig diskutiert. So vertreten einige Forscher den Standpunkt, dass die Nachweise eines „core“-Profilverlaufs auf systematische und methodische Fehler zurückzuführen seien. Die meisten dieser Einwände konnten aber in den letzten Jahren bereits widerlegt werden.

Ein Einwand jedoch hatte noch Bestand: Die Herleitung der Masseverteilung setzt die genaue Kenntnis der Rotationsgeschwindigkeit im Zentrum der Galaxie voraus. Ist die Masseverteilung aber nicht ideal punktsymmetrisch, so kann es zu Abweichungen von der Kreisbewegung kommen, die letztlich das stark konzentrierte Potential der dunklen Materieverteilung verwaschen erscheinen lassen würden.

Bewegung des interstellaren Wasserstoffgases analysiert

Radiointerferometer wie das Australia Telescope Compact Array in Narrabri (NSW/Australien) erlauben die Untersuchung der Kinematik von interstellarem Gas mit guter räumlicher Auflösung. Im Brennpunkt der einzelnen Spiegel befinden sich Detektoren für verschiedene Wellenlängenbereiche. © RUB

Um diesen Einwand zu untersuchen, wurde in einer Doktorarbeit am Lehrstuhl für Astronomie der Ruhr-Universität Bochum die Bewegung des interstellaren Wasserstoffgases in einer Reihe von Galaxien analysiert. Neutraler Wasserstoff in Galaxien lässt sich sehr gut durch eine atomare Spektrallinie bei Radiowellen von 21Zentimetern Wellenlänge beobachten. Will man bei diesen großen Wellenlängen aber noch Details der Bewegungsverhältnisse in Galaxien auf kleinstem Raum unterscheiden, muss man ein Radiointerferometer benutzen. Dabei werden mehrere Teleskope so zusammengeschaltet, dass die maximal erreichbare Auflösung durch den größten Teleskopabstand bestimmt wird.

Um nun Abweichungen von der Kreisbahnbewegung zu bestimmen, haben die Bochumer Forscher um Professor Ralf-Jürgen Dettmar im Rahmen einer internationalen Kollaboration die gemessenen Geschwindigkeitsfelder ausgewählter Galaxien im Detail modelliert. Dabei konnten wir sehr geringe Bewegungskomponenten in radialer Richtung nachweisen. Gerade bei den leuchtschwächeren Galaxien haben wir aber keine ausreichende zusätzliche Geschwindigkeitskomponente gefunden, die eine mögliche „cusp“-Verteilung der dunklen Materie einfach als verschmierten „core“ erscheinen ließe: Wir schließen daher aus, dass es Bewegungen gibt, die den von der Theorie geforderten „cusp“ nur verschwommen als „core“ erscheinen lassen.

Verschiedene Modelle für die Masseverteilung in Zwerggalaxien zeigen eine bessere Übereinstimmung mit den beobachteten Rotationskurven (rot), wenn eine „core“. Verteilung der dunklen Materie angenommen wird. Die einzelnen Beiträge zur Gesamtrotation (durchgezogene Linie) kommen von den Sternen (.-.-.), dem interstellaren Gas (…) und der dunklen Materie (—). © RUB

Damit bleiben bezüglich des „cusp-core“-Problems Theorie und Beobachtung im Widerspruch. Dieses Ergebnis wird auch durch die Ergebnisse einer weiteren Doktorarbeit am Bochumer Lehrstuhl für Astronomie bestätigt, die ebenfalls die Geschwindigkeitsfelder des neutralen Wasserstoffs nutzt, diesmal jedoch, um die Massenbeiträge der verschiedenen Komponenten über die gesamte Scheibe von Zwerggalaxien zu bestimmen.

Dunkle Materie als fester Bestandteil der Standard-Kosmologie

Da der Anteil der dunklen Materie in diesen Galaxien beträchtlich ist, hat ihre angenommene Modellverteilung auch erheblichen Einfluss auf die Beschreibung der gesamten Rotationskurve. Der Vergleich zweier Modellannahmen – einerseits für eine cusp-, andererseits für eine core-Verteilung – zeigt eine deutlich bessere Anpassung an die Beobachtung im Fall der flachen core-Verteilung.

Diese Diskrepanz zwischen Beobachtung und Theorie bietet den Bochumer Wissenschaftlern in der Zukunft vielleicht die Möglichkeit, etwas über die Natur der dunklen Materie zu lernen. Da die Beschreibung der kosmischen Strukturentwicklung unter der Annahme der dunklen Materie auf großen Längenskalen so erfolgreich ist und die Wirkung der dunklen Materie auch durch die von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagte Lichtablenkung nachgewiesen wird, gilt sie als fester Bestandteil unserer heutigen „Standard-Kosmologie“.

Noch mysteriöser: Dunkle Energie

Nur fünf Prozent des Universums sind bekannt

Die „Standard-Kosmologie“ musste in den letzten Jahren gleich nochmals erweitert werden. Aus der vom WMAP-Satelliten gewonnenen Himmelskarte der kosmischen Hintergrundstrahlung konnte noch eine weitere Größe von kosmologischer Bedeutung bestimmt werden: die Krümmung des Universums. Dabei ergibt sich, dass unser Kosmos einer „flachen“ Geometrie genügt. Die beobachtete Gesamtmasse aus dunkler und baryonischer Materie reicht aber zur Erklärung dieser Geometrie nicht aus, vielmehr muss es neben der dunklen Materie noch einen weiteren Beitrag geben, der die Raumkrümmung beeinflusst.

„Dunkle Energie“ als hypothetische „Druckkraft“

Aus der Gesamtmasse des Universums ergibt sich nach der allgemeinen Relativitätstheorie der zeitliche Verlauf seiner Expansion. Bis vor zehn Jahren wurden vorwiegend die unteren drei Weltmodelle diskutiert. Dabei stellt die orange Kurve ein „geschlossenes“ Universum, die blaue Kurve ein offenes „gekrümmtes“ Universum dar. Aus den heutigen Messwerten ergibt sich die rote Kurve einer beschleunigten Expansion in einem „flachen“ Universum. © RUB

Durch die neuen Großteleskope sind in den letzten zehn Jahren Entfernungsmessungen zu sehr entfernten Galaxien möglich geworden. Die dabei gemessenen, überraschend großen Entfernungen kann man am besten durch ein Universum beschreiben, dass seit ein paar Milliarden Jahren beschleunigt expandiert. Diese Beobachtungen eines „flachen“ Universums mit beschleunigter Expansion passen sehr gut zu den verallgemeinerten kosmologischen Modellen der Einsteinschen Relativitätstheorie, in der eine so genannte kosmologische Konstante auftritt.

Diese kosmologische Konstante kann als Druck interpretiert werden, der die Beschleunigung der Expansion auslöst und dessen Gesamtenergie zur Raumkrümmung beiträgt. Dieser Anteil am Inhalt des Universums wird „dunkle Energie“ genannt und ist noch mysteriöser als die dunkle Materie.

Schaut man sich jetzt die verschiedenen Bestandteile an, die eine Wirkung auf den zeitlichen Verlauf und die Struktur des Universums haben, so stellt man fest, dass die Wissenschaftler mit der baryonischen Materie nur circa fünf Prozent des Universums wirklich kennen. Die restlichen 95 Prozent liegen für die Physik zu Beginn des 21. Jahrhunderts noch völlig im Dunkeln.

Die Suche nach bisher unbekannten Elementarteilchen geht weiter

Einen geisterhaften Ring aus Dunkler Materie haben Astronomen mithilfe des Weltraumteleskops Hubble entdeckt. Er entstand wahrscheinlich vor langer Zeit in einer titanischen Kollision zweier massereicher Galaxien. Die neue Entdeckung gilt als das bisher stärkste Indiz für die Existenz der Dunklen Materie. © NASA, ESA, M. J. Jee and H. Ford (Johns Hopkins University)

Mit einer großen Anzahl verschiedener Techniken versuchen deshalb sowohl Astrophysiker wie auch Elementarteilchen-Physiker die Eigenschaften der dunklen Materie zu bestimmen. Dazu soll unter anderem in Zukunft die genauere Kartierung der Gravitationswirkung im Universum durch neue Teleskope dienen, während in den irdischen Laboren die Suche nach bisher unbekannten Elementarteilchen weitergeht, die hinter der dunklen Materie vermutet werden.

Das Phänomen Rotverschiebung

Wie aus blau rot wird

Verblüffende Physik: Durch bloße Rotation lässt sich die Frequenz von Schallwellen bis ins negative verschieben. © lpettet/ iStock

Die Expansion des Raums führt dazu, dass auch alle elektromagnetischen Wellen wie Licht oder Radiowellen auseinandergezogen werden; ihre Wellenlängen werden also entsprechend der Raumausdehnung stetig größer. Wird zum Beispiel ursprünglich blaues Licht ausgesandt, so wird es zu einem späteren Zeitpunkt als rotes Licht empfangen – daher der Begriff „Rotverschiebung“.

Die Rotverschiebung z wird aus der Wellenlängenverschiebung im Vergleich zur ursprünglich ausgesandten Wellenlänge bestimmt. Dies ist in astronomischen Objekten recht genau durch Spektrallinien atomarer Übergänge möglich.

Die Rotverschiebung eines Signals ist ein Maß für die Ausdehnung des Raums seit der Aussendung. Dabei gilt, dass sich der Raum um einen Faktor a ausgedehnt hat, wenn die Rotverschiebung 1+z beträgt. Beobachten wir also in einer Galaxie Spektrallinien mit einer Rotverschiebung von z=1 – atomare Spektrallinien haben sich dann zum Beispiel von einer Wellenlänge von 500 nm auf 1.000 nm verschoben -, dann hat sich die Ausdehnung des Universums verdoppelt (a=2), seit dem das Licht ausgesandt wurde.

Die 3K kosmische Hintergrundstrahlung wurde ausgesandt, als das Universum nur circa ein Tausendstel seiner heutigen Ausdehnung hatte.

Dunkle Materie – Rätsel gelöst? | Harald Lesch

Source: Die dunkle Seite des Universums – scinexx.de

Dunkle Materie – Rätsel gelöst? | Harald Lesch – YouTube