Kosmologie: Entwicklung des Universums verstehen

Licht braucht Zeit, um uns zu erreichen. Ein fernes Objekt sehen wir deshalb so, wie es beim Aussenden des Lichts war. Je länger sein Licht unterwegs war, desto weiter blicken wir zurück.

Das kosmologische Prinzip gilt erst nach großräumigem Mitteln. Einzelne Sterne bilden Galaxien, Galaxien bilden Haufen und Filamente; dazwischen liegen dünn besetzte Hohlräume, die Voids heißen. Die angenommene Gleichförmigkeit schließt diese Strukturen nicht aus.

Atome hinterlassen charakteristische Spektrallinien. Sind sie bei einer fernen Galaxie zu längeren Wellenlängen verschoben, heißt das Rotverschiebung. Auf großen Skalen wächst sie im Mittel mit der Entfernung. Für nicht zu große Rotverschiebungen gilt im einfachen Modell v = H \cdot d. Dabei ist d die Entfernung, v die zugeordnete Expansionsgeschwindigkeit und H der Hubble-Parameter zum betrachteten Zeitpunkt. Steht v in km/s und d in Mpc, hat H die Einheit km/(s·Mpc).

Die Expansion hat kein räumliches Zentrum. Ein Bild sind Rosinen im aufgehenden Teig: Mit dem Teig wachsen die Abstände zwischen den Rosinen, ohne dass eine Rosine ein bevorzugtes Zentrum sein muss. Im Modell entspricht der Teig dem expandierenden Raum.

Das Standardmodell stützt sich auf drei unabhängige Befundgruppen.

Expansion: Die Hubble-Beziehung beschreibt das Wachsen großer kosmischer Abstände. Rückwärts gedacht war das Universum dichter und heißer.

Hintergrundstrahlung: Etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall war das Universum auf ungefähr 3000 K abgekühlt. Elektronen verbanden sich mit Kernen zu neutralen Atomen. Licht wurde nicht mehr ständig an freien geladenen Teilchen gestreut; der Raum wurde für dieses Licht transparent. Wir messen es heute als nahezu gleichförmige kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung mit rund 2,73 K. Kleine Abweichungen zeigen frühe Dichteschwankungen.

Leichte Elemente: In den ersten Minuten bildeten sich aus Protonen und Neutronen leichte Kerne. Nach wenigen Minuten war die primordiale Nukleosynthese weitgehend abgeschlossen. Das Modell sagt vor allem Wasserstoff, ungefähr ein Viertel Helium nach Masse und Spuren weiterer leichter Kerne voraus. Beobachtete Häufigkeiten stützen den heißen Anfang.

Diese Befunde prüfen verschiedene Teile des Modells: die Expansion, das frühe heiße Plasma und die Kernreaktionen der ersten Minuten.

Naturwissenschaftliche Kosmologie trennt Beobachtung, Modellannahme und Interpretation. Gemessene Rotverschiebung ist ein Befund; großräumige Homogenität und Isotropie sind Annahmen; Raumexpansion deutet das gemeinsame Rotverschiebungsmuster.

Winzige Dichteschwankungen in der Hintergrundstrahlung markieren Keime späterer Strukturen. Dichtere Regionen zogen durch Gravitation weitere Materie an. Dunkle Materie kann im Modell nicht wie gewöhnliches Gas Licht abstrahlen und stark abkühlen; sie bildet ausgedehnte Halos. Gas kann Energie abgeben, weiter kollabieren und Sterne sowie Galaxien bilden. Beim Bullet-Cluster wurde heißes Gas in der Kollision zweier Galaxienhaufen abgebremst. Der durch Gravitationslinsen erschlossene größte Massenanteil lag anderswo und durchdrang die Kollision weitgehend.

Aus fernen Typ-Ia-Supernovae wird beschleunigte Expansion erschlossen. Dunkle Energie beschreibt den nötigen Modellbeitrag; ihre Natur ist offen. Inflation ist eine modellhafte frühe Expansionsphase, die Ähnlichkeit ferner Regionen, annähernde Flachheit und frühe Schwankungen erklären kann; ihr Mechanismus ist unklar. Eine bestätigte Quantengravitation fehlt. Das Modell erklärt die Entwicklung nach dem heißen, dichten Anfang besser als den extremen Anfang selbst.