Mit Universum bezeichnen wir die gesamte Welt, den Kosmos, das Weltall, mit allen Objekten, die es enthält.

Die Entstehung und Entwicklung des Universums ist Untersuchungsgegenstand der Kosmologie, einer Teildisziplin der Astronomie. Aus dem Griechischen stammend, bedeutet Kosmologie wörtlich die „Lehre von der Welt.“ Die Kosmologie formuliert dazu wissenschaftliche Aussagen, die sich auf physikalische Gesetzmäßigkeiten stützt . Sie versucht durch Messungen ihre Aussagensysteme kontinuierlich zu überprüfen und zu verbessern. Im Kern sieht die Kosmologie ihre Aufgabe darin, Weltmodelle zu entwickeln, die die „Geschichte“ des Universums möglichst gut abbilden und nicht im Widerspruch zu den Messergebnissen stehen. Dabei werden die Messergebnisse auch zur Verfeinerung der Modellbildung herangezogen. Theoriebildung und empirische Erfahrungen ergänzen so einander.

Den aktuellen Kenntnisstand der Kosmologie können wir wie folgt umschreiben:

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Alle diese Erkenntnisse liefert uns das Bild der kosmischen Hintergrundstrahlung, ergänzt um zusätzliche Messungen und Simulationsrechnungen. Mit diesen Erkenntnissen lässt sich auch das Alter des Universums recht zuverlässig mit 13,7 Milliarden Jahren abschätzen.

Geozentrisches Weltbild und Kopernikanische Wende

Für die Astronomen markiert die sogenannte Kopernikanische Wende den Beginn der neuzeitlichen Astronomie. Mit Kopernikus rückt zu Beginn des 16. Jahrhunderts bekanntlich die Erde aus dem Zentrum des Universums und macht dort der Sonne Platz. Aus dem geozentrischen Weltbild wird das heliozentrische. Dieses Bild mit der Sonne im Mittelpunkt des Universums ist aus heutiger Sicht selbstverständlich ebenso falsch wie das geozentrische in der Zeit vor Kopernikus

Rechts: Geozentrisches und heliozentrisches Weltbild im Vergleich (Wikipedia)

Das geozentrische Weltbild ist geprägt worden durch Ptolemäus, der im zweiten Jahrhundert n. Chr. in Alexandria in seinem Hauptwerk, dem Almagest, die Bewegung der Himmelskörper auf mathematische Grundlagen stellt. Obgleich das Kopernikanische System aus unserer heutigen Sicht eine deutlich bessere Annäherung an die Wirklichkeit ist als das Ptolemäische, findet es dennoch im 16. Jahrhundert nicht den gewünschten raschen Durchbruch.

Denn letztlich ist es nicht in der Lage, deutlich bessere Vorausberechnungen der Planetenbahnen zu liefern als das Ptolemäische Weltbild. Dies gelingt erst mit den Arbeiten von Johannes Kepler. Er stellt 1609 in seinem ersten und zweiten Gesetz fest, dass die Umlaufbahnen der Planeten um die Sonne nicht kreisförmig, sondern elliptisch seien und in gleichen Zeiteinheiten gleiche Flächen überstrichen werden. Dies bedeutet: je weiter der Planet von der Sonne entfernt ist, umso langsamer ist seine Bahngeschwindigkeit, und je näher umso schneller.

Einer von Keplers Zeitgenossen ist Galileo Galilei. Einer seiner wichtigen Beiträge zur modernen Naturwissenschaft liegt darin, dass er erstmals im Jahre 1609 mit dem Einsatz eines Teleskopes zur Himmelsbeobachtung die Grenzen der menschlichen Wahrnehmung deutlich erweitert. Die Astronomie des 18. und 19. Jahrhunderts ist maßgeblich durch die Entwicklung immer leistungsstärkerer Teleskope geprägt. Es entstehen große Kataloge von Himmelsobjekten, zum Beispiel der Katalog von Charles Messier (1730-1817) in der zweiten Hälfte des 18. Jahrhunderts und auch der Katalog von Wilhelm Herschel (1738-1822), der sich gegen Ende des 18. Jahrhunderts in England insbesondere mit der Bestandsaufnahme sogenannter „nebelartiger Objekte“ befasst.

Die Natur dieser Objekte bleibt allerdings bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts ungeklärt. Strittig ist insbesondere bis zu diesem Zeitpunkt die Frage, ob alle diese nebelartigen Objekte Teil unserer eigenen Milchstraße oder ob sie selbst nicht eigene Galaxien seien.

Entschieden wird diese Debatte schließlich im Jahre 1923 durch eine neue Methode der Entfernungsmessung, mit der sich Edwin Hubble, als Leiter des Mount-Wilson-Observatoriums, einen Namen macht.

Hubble beweist am Andromeda-Nebel, den Charles Messier in seinem Katalog mit „M31“ bezeichnet hatte, dass dieser Nebel rund 900.000 Lichtjahre (in Wirklichkeit sind es sogar etwa 2,5 Mio.) von uns entfernt sei und somit zu weit, um noch zu unserer eigenen Galaxis zu gehören. Damit ist die Türe aufgestoßen, um weitere „Nebelfleckchen“, die man aus früheren Katalogen kannte, als Galaxien näher zu untersuchen. Heute lautet das Ergebnis, dass wir in einem Universum mit rund 100 Milliarden Galaxien mit jeweils rund 100 Milliarden Sonnenmassen leben. Diese Zahlen gelten eher als Untergrenze für den beobachtbaren Teil des Universums.

In den ersten drei Jahrzehnten des 20. Jahrhunderts macht die Physik und macht auch die Kosmologie erhebliche Fortschritte.

So legt Albert Einstein bekanntlich 1905 seine spezielle Relativitätstheorie vor. Hier macht er uns deutlich, was es für die Physik bedeutet, dass sich das Licht nur mit endlicher Geschwindigkeit, nämlich mit 300.000 km/sec, ausbreitet. Eine der leicht nachvollziehbaren Erkenntnisse daraus ist, dass wir Himmelsobjekte in großer Entfernung so sehen, wie sie waren, als das Licht auf die Reise ging, das wir heute empfangen. Daraus folgt der einfache Satz: Ein Blick ins Universum ist immer ein Blick in die Vergangenheit. Niemand kann folglich den tatsächlichen Ist-Zustand des Universums beobachten.

Im Jahre 1915 legt Albert Einstein die Allgemeine Relativitätstheorie vor. Sie inspiriert ihn, 1917 ein eigenes kosmologisches Modell vorzulegen. Und er gelangt mit diesen frühen Überlegungen zu einem Universum, das unter dem Einfluss der in ihm enthaltenen Materie und Gravitation kollabieren müsste. Er erfindet als Gegenkraft, die diesen Kollaps verhindern soll, eine sogenannte kosmologische Konstante (Lambda). Sie soll den Gegendruck gegen die Gravitation erzeugen und den Kollaps verhindern. Dieses Modell entspricht der damaligen Grundauffassung von einem statischen und ewigen Universum, das keinen hinterfragbaren Anfang hat.

Anders sieht es in kosmologischen Modellen aus, die, ebenfalls basierend auf der Allgemeinen Relativitätstheorie, von dem russischen Mathematiker Alexander Friedmann (1888-1925) in den Jahren 1922 und 1924 und – unabhängig davon – von dem belgischen Physiker und Priester George Lemaitre (1894-1966) im Jahr 1927 vorgelegt werden (Abb.5). Beide unterstellen einen Ausgangsimpuls, der das Universum expandieren lässt, und unterscheiden drei Fälle (Abb.4).

Georges Lemaitre (links) und Alexander Friedmann: Urheber des heutigen Weltmodells (Wikipedia)

1. Fall:
Ein sehr massereiches Universum mit hoher Materiedichte würde unter dem anfänglichen Impuls zunächst wachsen und dann unter dem Einfluss der Gravitation ein immer geringeres Wachstum aufweisen. Schließlich würden die gravitativen Kräfte die Oberhand gewinnen und das Universum in eine Schrumpfungsphase mit anschließendem Kollaps eintreten (Fall hoher Dichte).

2. Fall:
Ein sehr massearmes Universum würde sich demgegenüber völlig anders verhalten. Es würde nach anfänglichem Impuls immer weiter expandieren, da die nur geringe Masse der in ihm enthaltenen Materie keine ausreichende gravitative Wirkung entfaltet. Ein solches Universum würde für immer und ewig expandieren (Fall geringer Dichte).
Dazwischen läge der Grenzfall 3.: Ein Universum, das genau eine kritische Masse enthält, die zu gering ist, um das Universum im Wachstum so stark abzubremsen wie im Fall 1, die aber auch zu groß ist, dass der Fall einer ungebremsten, unendlich fortschreitenden Expansion eintritt. Ein solches kritisches Universum würde sich ausdehnen. Aber dies würde mit immer geringerer Wachstumsrate geschehen, die sich nach unendlich langer Zeit schließlich dem Wert Null annähert.

Mehr noch: Lemaitre lässt den „Film eines expandierenden Universums“ gedanklich rückwärts laufen. Wenn dieses gestern kleiner war als heute und vorgestern kleiner als gestern, dann muss es irgendwann winzig klein gewesen sein.

Lemaitre beschreibt dies als Entstehung des Universums aus einem „Uratom“. Und er nimmt hier erstmals die Spur des Urknalls auf, ohne ihn so zu nennen. Das blieb später einem Kritiker dieser Ideen, Fred Hoyle, überlassen.

Beide, Friedmann und Lemaitre, nehmen mit ihrer Gedankenarbeit noch etwas anderes vorweg, was einige Jahre später, nämlich 1929, wieder einmal Edwin Hubble durch Messungen nachweisen wird: nämlich die Expansion des Universums.

Edwin Hubble entdeckt, dass sich offenbar die Galaxien voneinander entfernen. Dabei gilt die erstaunliche Feststellung: Sie entfernen sich von uns umso schneller, je weiter sie von uns entfernt sind (Abb.6). Und es gibt offenbar eine Konstante, ausgedrückt als km/sec je Entfernungseinheit, die das Tempo der beobachteten „Galaxienflucht“ beschreibt. Hubble zu Ehren nennen wir diese Konstante Hubble-Konstante.

Als Entfernungseinheit, auf die sich die Konstante bezieht, hat sich die astronomische Größe Megaparsec durchgesetzt. Das ist eine Entfernung von 3,26 Millionen Lichtjahren, also die Entfernung, die das Licht in 3,26 Millionen Jahren mit seiner unglaublich hohen Geschwindigkeit von 300.000 km/sec zurücklegt.
Als heute gut abgesicherter Wert für die Hubble-Konstante gilt: 72 km/sec je Megaparsec. Eine Galaxie, die 1.000 Megaparsec von uns entfernt ist, „entflieht“ folglich mit einem Tempo von 72.000 km/sec.

Wichtig ist zu erkennen, dass die „Galaxienflucht“ nicht etwa auf einer Eigenbewegung der Galaxien durch den Raum, sondern auf einer Dehnung des Raumes selbst basiert. Hierzu gibt es schöne Vergleiche, zum Beispiel ein Gummituch mit aufgemalten Farbklecksen als Galaxien, das gleichmäßig in alle Richtungen gedehnt wird, die Oberfläche eines aufgeblasenen Luftballons mit ebenso aufgemalten Galaxien oder gar ein aufgehender Hefekuchenteig, in dem die Rosinen die Galaxien sind. In allen Fällen entfernen sich die „Galaxien“ jeweils durch Streckung der Raumkoordinaten voneinander.

Das expandierende Universum: Dehnung der Koordinaten des Raumes (NASA)

Es ist also der Raum selbst, der sich dehnt und mit den veränderlichen Raumkoordinaten fliehen die Objekte voneinander.

Die Raumdehnung hat zur Konsequenz, dass sich auch die Wellenlänge des von entfernten Objekten emittierten Lichtes dehnt, also vergrößert, wenn es den expandierenden Raum durchläuft. Da das Licht länger werdender Wellen in den Bereich des roten Lichtes verschoben wird, sprechen wir von einer kosmologischen Rotverschiebung. Aus dieser Rotverschiebung des von fernen Objekten emittierten Lichtes können wir auf die Entfernung zum Emissionszeitpunkt schließen. Wir können daraus schließen, zu welchem Zeitpunkt in der Geschichte des Universums die Emission geschehen ist. Und wir können errechnen, in welcher Entfernung die Objekte sich heute von uns befinden und welcher Laufzeit des Lichtes es bedurfte. Insofern ist die Rotverschiebung von beobachtbaren Objekten ein wichtiger Schlüssel zum Verständnis des Universums.

Das heutige kosmologische Standardmodell, also unser heutiges „Weltmodell“, besteht aus folgenden Grundelementen:

- Urknall
- Strukturbildung
- Expansion mit Beschleunigung des Tempos

Der Urknall gilt in der Physik als sogenannte Singularität, als Ereignis, das sich als Expansion aus einem Punkt höchster Dichte und Temperatur beschreiben lässt, in dem die physikalischen Theorien bislang versagen. Die physikalischen Erklärungen beginnen erst ab 10-32 sec nach dem Urknall. Dann kommt es zu einer rasanten Ausdehnung des jungen Universums um den Faktor 1050 (sogenannte Inflation).

Aus kleinsten Dichtedifferenzen in der Materie ergibt sich eine erste Struktur des jungen Universums. Daraus entstehen im Zug der Expansion später die Galaxien. Bis bereits zu einer Sekunde nach dem Urknall bilden sich die ersten Bausteine der Materie, die Quarks und Gluonen, aus denen die Protonen und Neutronen entstehen, aus denen sich Atomkerne der ersten Elemente, insbesondere Wasserstoff und Helium bilden

Das junge Universum dehnt sich immer weiter aus und kühlt sich allmählich ab. Bei einer Temperatur von 3.000 Kelvin, die das Universum rund 380.000 Jahre nach dem Urknall erreicht, binden sich die Elektronen an die Atomkerne, und die Strahlung kann ungehindert von Kollisionen mit den Elektronen frei austreten. Wir erkennen diese Strahlung heute als kosmische Hintergrundstrahlung, die wir mit Satelliten und Sonden beobachten können. Sie gibt uns wichtige Aufschlüsse über die Zusammensetzung des Universums und seine Entwicklungsgeschichte. Die kosmische Hintergrundstrahlung erreicht uns heute mit einer Temperatur von 2,72 Kelvin.

Bereits 800 Millionen Jahre nach dem Urknall haben sich Galaxien gebildet, wie die wunderbaren Aufnahmen des Hubble Ultra Deep Field (Abb.9) oder Extreme Deep Field zeigen. In der frühen Phase des Universums verbinden sich viele Galaxien durch Kollisionen. Es entsteht ferner eine wabenartige, großmaßstäbliche Struktur der Galaxien mit den Superhaufen in den Knotenpunkten und riesigen Leerräumen, den sogenannten Voids.

Eine Auswertung dieser Hintergrundstrahlung ergibt ein Bild der Dichteabweichungen im Universum, die einen Peak, also einen Häufigkeits-Spitzenwert bei einer Ausdehnung der Dichteabweichungen von rund einem Winkelgrad erreichen. Diese Analyse der Dichteabweichungen ist eine Art kosmischer Fingerabdruck, der es uns erlaubt, die wichtigsten kosmischen Parameter zu bestimmen. Diese Parameter sind durch andere Messmethoden gut abgesichert. Zu diesem Punkt kommen wir nun.





Links: Planck (NASA): Neue Erkenntnisse zur kosmischen Hintergrundstrahlung?

Es besteht es aus Materie, genau genommen aus zwei Arten von Materie. Zum einen aus sogenannter baryonischer Materie, die uns noch halbwegs vertraut ist, weil sie aus Protonen, Neutronen und Elektronen besteht, also aus Teilchen, wie wir sie in Sternen, Planeten, Staub- und Gaswolken finden.

Darüber hinaus gehen wir von der Existenz Dunkler Materie aus, die sich auch durch Messungen an Galaxien nachweisen lässt. Die Dunkle Materie hat nach heutiger Erkenntnis erheblich zur frühen gravitativen Verdichtung von Materie und damit zur Herausbildung erster Strukturen im Universum beigetragen. Ein Grund dafür ist, dass Strahlung, welche die herkömmliche Materie an einer gravitativen Verdichtung hindert, nicht mit der Dunklen Materie wechselwirkt und damit eine Verdichtung zulässt, die ohne Dunkle Materie wohl nicht möglich gewesen wäre.

Der Charakter der Dunklen Materie ist weitgehend unbekannt. Wir wissen , dass sie mit Strahlung nicht wechselwirkt, aber gravitative Eigenschaften hat. Nehmen wir baryonische und Dunkle Materie zusammen, werden damit nur rund 27 Prozent des gesamten Materie- und Energiegehaltes des Universums erklärt (Abb. 13).
Woraus besteht dann der Rest zu 100 Prozent? Und was sind die 100% eigentlich –ausgedrückt in Materie-und Energiegehalt je Volumeneinheit? Auf den absoluten Dichtewert von Materie und Energie, der die 100 Prozent ergibt, ist man ebenfalls durch Auswertungen und Vermessungen der kosmischen Hintergrundstrahlung gelangt. Es hat sich gezeigt, dass der Materie- und Energiegehalt des Universums der kritischen Größenordnung in einem Friedmann-Lemaitre-Weltmodell entspricht, dem eingangs genannten Fall 3. Man spricht hier auch davon, dass es sich um ein flaches Universum handelt, in dem die Euklidische Geometrie gilt (Dreiecke haben hier Innenwinkelsummen von 180 Grad).

Die Antwort auf die Frage nach den restlichen 73 Prozent lautet: Dieser Rest in Höhe von 73 Prozent entfällt auf die sogenannte Dunkle Energie.

Die Dunkle Energie liefert uns die „Erklärung“ für ein rätselhaftes Phänomen, das in den späten neunziger Jahren von zwei unabhängigen amerikanischen Forschergruppen entdeckt wird und die im Jahr 2011 dafür mit dem Nobelpreis für Physik geehrt worden sind, nämlich die Herren Riess, Perlmutter und Schmidt. Den drei amerikanischen Nobelpreisträgern gelingt es Ende der neunziger Jahre nachzuweisen, dass sich unser Universum ab einer bestimmten Phase seiner Existenz in einer beschleunigten Expansion befindet. Um es ganz konkret zu fassen: Wir gehen davon aus, dass diese beschleunigte Expansion vor etwa 5,5 bis 6,5 Milliarden Jahren begonnen hat und vermutlich bis heute anhält.

Das Universum war beim Umschalten von „Bremse auf Gas“ –wie es Harald Lesch/Jörn Müller formulieren- etwa 7,5 Milliarden Jahre alt. Die Frage drängt sich auf: Was mag dieses Umschalten von „Bremse auf Gas“ ausgelöst haben? Hier hilft uns eine plausible Überlegung. Das Universum ist mit einem gewissen Anfangsvorrat an Materie – baryonischer und Dunkler Materie – ausgestattet. Im Zuge der Vergrößerung des Universums nimmt die Dichte der Materie, die entscheidend für die Gravitation ist, ab. Das heißt: wenn wir heute ein Dichteverhältnis von Materie zur Dunklen Energie von 27 zu 73 Prozent haben, dann war es in früheren Phasen des Universums so, dass der Dichteanteil der Materie im Verhältnis zur Dunklen Energie deutlich dominant war. Und man kann berechnen, bei welchem Dichteanteil der Materie die Beschleunigungskräfte die Oberhand gewinnen. Dies führt dann zum obengenannten Zeitpunkt. Das macht uns übrigens beiläufig auch deutlich, dass uns die kosmologischen Parameter in die Lage versetzen, das Alter des Universums zu errechnen. Es liegt bei 13,7 Milliarden Jahren. Dieser Wert ist durch unterschiedliche Messungen, z.B. an auch den sehr alten Kugelsternhaufen im Halo unserer Galaxis gut abgesichert.

Umfassende Einführung:
Brian Greene Das elegante Universum

Buchtipps-leicht:
Simon Singh Big Bang
Rudolf Kippenhahn Kosmologie Basics
Harald Lesch/ Jörn Müller Kosmologie für helle Köpfe

Buchtipps mittelschwer:
Helmut Hetznecker Expansionsgeschichte des Universums
Helmut Hetznecker Kosmologische Strukturbildung
Gerhard Börner Kosmologie

Buchtipps anspruchsvoll:
Adalbert W.A. Pauldrach Dunkle kosmische Energie
Andrew Liddle Einführung in die moderne Kosmologie
Edward Harrison Cosmology

Buchtipps Multiversen:
Tobias Hürter Max Rauner Die verrückte Welt der Paralleluniversen
Alex Vilenkin Kosmische Doppelgänger
Brian Greene Die verborgene Wirklichkeit
Stephen Hawking Der große Entwurf
Matthias Bartelmann Das Standardmodell der Kosmologie, Teile 1 u. 2 SuW 8/9 2007