Einleitung

 

Bis in die ersten Jahrzehnte des 20. Jahrhunderts hinein hielten die meisten Wissenschaftler das Universum für einen beständigen Ort, den ewigen Hintergrund, vor dem die Sterne und Planeten ihre Bahnen zogen.

Aber im Jahre 1916, als Einstein sich die Folgerungen seiner Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie klarmachte, kam er zu einem beunruhigenden Schluss. Die Gleichungen zeigten, dass das Universum dynamisch war, mit anderen Worten, dass es entweder zusammenstürzen oder expandieren sollte. Was immer er auch tat, das von Einsteins Gleichungen beschriebene Universum war nicht statisch.

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Andere Wissenschaftler erkannten bald die Folgerungen aus Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie in Bezug auf ein expandierendes Universum, obwohl der große Meister selbst nicht willens war, sie in Erwägung zu ziehen.

Dieses Mal befassen wir uns also mit der Entstehung und der Expansion des Universums, dem sogenannten Urknall und woher wir das alles wissen.

Das expandierende Universum

Was bedeutet es, wenn wir sagen, dass Universum expandiert? Eine einfache Weise, sich die Expansion des Universums vorzustellen, ist, kleine Klebemarken auf der Oberfläche eines aufblasbaren Luftballons anzubringen (Abb. 1). Die Klebemarken sind die Galaxienhaufen, und der Ballon ist das expandierende Universum. Wenn wir nach und nach den Ballon aufblasen, rücken die Klebemarken immer weiter voneinander weg, aber sie werden selbst nicht größer. Natürlich stellt dieser Vergleich nur sehr eingeschränkt die Wirklichkeit dar. Das Universum ist schließlich kein Luftballon. Aber sich mit Hilfe dieser Vergleiche das Universum vorzustellen, hilft dabei, zu erkennen, dass die Expansion des Universums nicht unbedingt etwas mit Galaxien, die sich voneinander entfernen, zu tun hat: Es ist nämlich der zwischen den Galaxien liegende Raum, der expandiert, während die Galaxien relativ zum Raum in Ruhe sind.

Abb. 1: Expansion des Universums am Beispiel eines Luftballons

In den frühen Tagen der modernen Kosmologie war der einflussreichste Anhänger der Vorstellung, dass das Universum klein angefangen hatte, Georges Lemaître (Abb. 2). Viele Wissenschaftler sehen Lemaître heute als den Vater der Urknall-Kosmologie an, weil er 1927 vorgeschlagen hat, dass das Universum in Form eines Raumteilchens oder Uratoms angefangen hat.

Abb. 2: Georges Lemaître

Rotverschiebung

 

Ein wichtiger Schritt auf dem Weg zur Erkenntnis, dass das Universum expandiert, wurde von Edwin Hubble gemacht. Im Jahr 1919 wurde er an das gerade fertig gestellte Mt. Wilson Observatorium bei Pasadena, Kalifornien, berufen und konnte das damals leistungsstärkste Teleskop der Welt, ein Spiegelteleskop mit einem 100-Zoll-Spiegel, frei benutzen (Abb. 3).

Abb. 3: oben Edwin Hubble, unten Mt. Wilson Observatorium bei Pasadena

Er nutzte das Teleskop, um systematisch so viele Sterne, Galaxien und andere große Himmelsobjekte zu untersuchen, wie er konnte. Er maß nicht nur ihre Entfernungen, sondern analysierte auch das Lichtspektrum des Sterns.

Sichtbares Licht ist eine Form von elektromagnetischer Strahlung, die sich im Raum in Wellenform ausbreitet. Elektromagnetische Strahlung setzt sich neben dem sichtbaren Licht aus Radiowellen, Mikrowellen, Ultraviolettstrahlung und Röntgenstrahlung zusammen (Abb. 4). Der Abstand zweier Wellenberge der Strahlung wird als Wellenlänge bezeichnet. Was die einzelnen Arten von Strahlung unterscheidet, ist ihre Wellenlänge.

Elektromagnetische Wellen (Spektrum)

Abb. 4: elektromagnetische Wellen

Wie ein Prisma, das das Sonnenlicht in seine Hauptfarben aufspaltet, kann auch das Licht der Sterne in ein Farbspektrum aufgeteilt werden.

Ein Absorptionsspektrum ist ein Farb- bzw. elektromagnetisches Spektrum, das dunkle Spektrallinien enthält. Es entsteht, wenn weißes Licht Materie durchstrahlt und Lichtquanten (Photonen) bestimmter Wellenlängen oder Wellenlängenbereiche dabei absorbiert werden. Die absorbierten Photonen fehlen im hindurchtretenden Licht, weshalb das Spektrum bei den betreffenden Wellenlängen dunkel ist (Abb. 5).

Absorptionslinien treten also auf, weil Atome oder Moleküle elektromagnetische Strahlung ganz bestimmter Wellenlänge absorbieren. Beispielsweise absorbiert Wasserstoff, das häufigste Element in Sternen, elektromagnetische Strahlung von 410, 434, 486 und 656 Nanometern (10 – 9 m). Diese Absorptionslinien sind quasi wie ein Fingerabdruck, der sich für jede Atomsorte messen lässt (Abb. 5).

Abb. 5: Absorptionsspektrum von Wasserstoff

Wir können dieselben Banden finden, wenn wir das Spektrum von brennendem Natrium oder anderen Metallen im Labor analysieren, so dass jeder Satz von Banden uns sagt, welche Elemente wir sehen.

Absorptionsspektren von Sternen zeigen ebenfalls solche Linien, nicht nur Linien des Wasserstoffs, sondern auch von anderen häufigen Elementen wie Helium, Kalzium, Eisen, Natrium und selbst von ungewöhnlichen Molekülen wie Titandioxid (Abb. 6).

Abb. 6: Wenn das Spektrum des Sternenlichts durch ein Prisma zerlegt wird, werden nicht nur die verschiedenen Farben und Wellenlängen sichtbar, sondern es gibt auch weiße Absorptionsbanden für verschiedene Elemente wie Natrium und Kalzium im Spektrum bei unterschiedlichen Wellenlängen. Licht von fernen Sternen zeigt Absorptionsbanden, die zum roten Ende des Spektrums verschoben sind im Vergleich zu ihrer normalen Position, wie sie von einer Quelle im Labor bestimmt wurde.

Absorptionslinien helfen uns, die chemische Zusammensetzung eines Sterns zu bestimmen, ohne eine Probe entnehmen zu müssen. Die Tiefe oder die relative Stärke der Absorptionslinien können uns sagen, welche Menge dieses Elements im Stern vorhanden ist.

Nachdem sie Hunderte von verschiedenen Sternen und Galaxien gemessen hatten, bemerkten Hubble und sein Mitarbeiter Milton Humason etwas sehr Merkwürdiges. Die nächstgelegenen Sterne hatten Absorptionslinien in ihren Spektren, die dem gleichen Spektrum für die Elemente auf der Erde ähnelten. Doch je weiter ein Stern oder eine Galaxie entfernt war, desto mehr verschoben sich die dunklen Absorptionsbanden von ihrer ursprünglichen Position in Richtung der roten Farbe des Spektrums (siehe Abb. 6).

Warum bewegen sich die Absorptionslinien zum roten Ende des Spektrums hin? Diese Entdeckung wurde erstmals 1912 von Vesto Slipher am Lowell-Observatorium in Flagstaff, Arizona, für einige Galaxien gemeldet und erklärt. Es handelt sich um eine so genannte Doppler-Verschiebung, die durch den Doppler-Effekt verursacht wird. Wir kennen den Doppler-Effekt bei der Ausbreitung von Schallwellen. Wenn wir auf der Straße stehen und ein Auto auf uns zukommt und hupt, stellen wir fest, dass die Tonhöhe des Geräuschs etwas höher wird, wenn es sich nähert. Nachdem das Auto an uns vorbeigefahren ist und sich von uns entfernt hat, hören wir, wie die Tonhöhe der Hupe wieder abnimmt. Der Dopplereffekt wird dadurch verursacht, dass die Schallwellen, die sich uns nähern, gebündelt werden, weil ihre Quelle immer näherkommt. Wenn die Wellen gebündelt werden, steigen sie in der Tonhöhe an. Wenn sich die Schallquelle von uns entfernt, werden die Wellen gestreckt (Abb. 7).

Abb. 7: Der Doppler-Effekt tritt immer dann auf, wenn zwischen einer Wellenquelle und dem Beobachter eine Bewegung stattfindet. Wenn z. B. ein fahrendes Auto hupt, scheinen die Schallwellen in der Tonhöhe zu steigen, wenn sie sich Ihnen nähern, und in der Tonhöhe zu fallen, wenn sie sich entfernen. Das liegt daran, dass die Schallwellen bei der Annäherung der Hupe komprimiert werden (die Wellen werden gebündelt und die Wellenlänge verkürzt, so dass die Tonhöhe höher ist). Wenn sich die Schallquelle von Ihnen entfernt, werden die Wellen gestreckt und haben eine größere Wellenlänge, so dass die Tonhöhe sinkt. Das Gleiche gilt für die Lichtwellen von fernen Sternen. Würden sie sich uns nähern, würden sich ihre Wellenlängen bündeln und in den blau-violetten Bereich des Spektrums verschieben. Alle Sterne und Galaxien sind jedoch zum roten Ende des Spektrums hin verschoben, was zeigt, dass sie sich von uns wegbewegen.

Die Dopplerverschiebung gilt nicht nur für Schallwellen, sondern auch für Lichtwellen. Wenn sich die Lichtquelle sehr schnell auf uns zubewegt, dann werden die Lichtwellen gebündelt und haben eine kürzere Wellenlänge (was dem blauen und violetten Ende des Lichtspektrums entspricht). Bewegt sich die Lichtquelle dagegen schnell von uns weg, werden die Wellen auf eine längere Wellenlänge gestreckt, die dem roten Ende des Spektrums entsprechen.

Die ersten Beobachtungen von Slipher im Jahr 1912 und dann der sorgfältige Katalog von Hubble und Humason mit über 46 Galaxien und vielen Sternen zeigten nicht nur, dass Galaxien rotverschoben waren, sondern auch, dass es keine blauverschobenen Objekte gab, die sich auf uns zu bewegen könnten. Noch wichtiger ist, dass Hubble und Humason feststellten, dass die am weitesten entfernten Objekte die größte Rotverschiebung aufwiesen, so dass sie sich am schnellsten von uns wegbewegen müssen. Hubble erkannte, dass dies bedeutet, dass sich das Universum ausdehnen muss.

Dies ist ein verblüffender Gedanke, den die meisten Astronomen zunächst nicht akzeptieren konnten. Die Daten von Hubble und Humason waren jedoch solide, und im Laufe der Zeit wurden immer mehr Objekte analysiert, die sich als rotverschoben herausstellten. Den meisten Astronomen gefiel der Gedanke nicht, dass das Universum einen Anfang hatte, sondern sie waren der Meinung, dass es sich in einem “stetigen, konstanten Zustand” befand, wobei im Zentrum ständig neue Materie entstand. Fred Hoyle, einer dieser Befürworter eines konstanten Zustands, prägte den Begriff “Urknall”, um sich über Lemaîtres Modell lustig zu machen, und dieser Name hat sich seitdem gehalten.

Mikrowellenhintergrundstrahlung

Die Kontroverse zwischen Urknall und stationärem Zustand hielt bis in die späten 1950er Jahre an, ohne dass es einen klaren Konsens gab. Dann wurde rein zufällig eine entscheidende Entdeckung gemacht, und zwar nicht von Astronomen, sondern von zwei Ingenieuren, Arno Penzias und Robert W. Wilson (Abb. 8). Im Jahr 1964 waren sie bei Bell Labs beschäftigt, das für die Entwicklung der Kommunikationstechnologie verantwortlich war. Sie arbeiteten an der Verbesserung der ersten Antennen für den Empfang und die Übertragung von Mikrowellensignalen, vor allem um die Kommunikation mit dem NASA-Projekt Echo (den ersten Versuchen, Satelliten für die globale Kommunikation zu nutzen) zu ermöglichen.

Abb. 8: Arno Penzias und Robert W. Wilson

Wie Licht sind auch Mikrowellen eine elektromagnetische Strahlung. Penzias und Wilson untersuchten Mikrowellen, weil sie eine neue Art von Kommunikation ausprobieren wollten; sie mussten herausfinden, wie viel Hintergrundrauschen im Mikrowellenbereich vorhanden ist. Obwohl die beiden Wissenschaftler sorgfältig alle Arten von Hintergrundstrahlung in Betracht zogen, waren sie doch sehr beunruhigt, weil ihre Radioantenne zu viel Mikrowellenstrahlung registrierte. Schließlich erkannten sie, dass, egal in welche Richtung des Himmels sie ihre Antenne drehten, die zusätzliche Strahlung die gleiche war, und damit war es klar, dass das Hintergrundrauschen von außerhalb der Atmosphäre kommen musste.

Die Forscher fanden auch heraus, dass der Mikrowellenhintergrund während des Tages und der Nacht sowie das ganze Jahr über die gleiche Stärke hatte. Weil sich die Erde um ihre Achse dreht und sich auch um die Sonne bewegt, müssen die Mikrowellen folglich in gleicher Stärke aus allen Richtungen des Himmels kommen. Damit war klar, dass sie von außerhalb des Sonnensystems kommen mussten – ja sogar von jenseits der Milchstraße.

Glücklicherweise hatten die Physiker Robert Dicke, Jim Peebles und David Wilkinson nur ein Jahr zuvor die Existenz eines „Hintergrundrauschens“ vorausgesagt, das vom Urknall übrig geblieben war, als alles mit einem großen Strahlungsstoß explodierte. Die Wissenschaftler begannen gerade mit Experimenten zum Nachweis dieses Rauschens, als ein Freund Penzias erzählte, dass er einen Vorabdruck einer Arbeit der Wissenschaftler gesehen hatte, in der genau dasselbe Hintergrundrauschen vorhergesagt wurde. Die beiden Gruppen setzten sich in Verbindung, und Penzias und Wilson zeigten ihnen, was sie gefunden hatten. Und siehe da, die beiden Bell-Lab-Ingenieure hatten zufällig den Beweis entdeckt, dass der Urknall tatsächlich stattgefunden hatte. Für diese Entdeckung erhielten Penzias und Wilson schließlich 1978 den Nobelpreis für Physik.

Schon in den 1940er Jahren hatten übrigens George Gamow und seine Mitarbeiter Ralph Alpher und Robert Herman eine Hintergrundstrahlung vorhergesagt, falls das Universum  in einem heißen dichten Zustand begonnen hatte. Der Grund dafür ist, dass ein Großteil dieser Strahlung seit dieser Zeit keine Gelegenheit hatte, in der Leere des Raumes mit irgendetwas wechselzuwirken und deshalb unverändert bleiben sollte.

Alpher und Herman sagten vorher, dass die fossile Strahlung des Urknalls nun eine Temperatur von etwa fünf Grad Kelvin (K) über dem absoluten Nullpunkt haben sollte (der absolute Nullpunkt entspricht -273 Grad Celsius).

Die von Penzias und Wilson entdeckten Mikrowellen hatten eine Temperatur von 2,73 Kelvin, sie sind die wichtigste Beobachtungsevidenz für die Existenz eines Urknalls. Man bezeichnet diese Strahlung als den kosmischen Mikrowellenhintergrund, abgekürzt CMB (für Cosmic Microwave Background). Der CMB ist das Nachglühen des Urknalls, der aus einer Zeit zur Erde gelangt, als das Universum tausendmal kleiner war als heute, lange bevor es Planeten, Sterne oder Galaxien gab.

Wissenschaftler haben berechnet, dass der CMB etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall entstand. Zu dieser Zeit herrschte im Universum eine Temperatur von 30.000 Kelvin, was heiß genug ist, selbst im Ultraviolettbereich des Spektrums Strahlung auszusenden (Abb.9).

Abb. 9: Mikrowellenhintergrundstrahlung

Während der ersten 380.000 Jahre nach dem Urknall war das Universum zu heiß, als dass sich Photonen, die Elementarteilchen, die Träger der elektromagnetischen Energie sind, frei hätten bewegen können. Das Universum war sogar zu heiß für Atome, weil die zugehörigen Elektronen durch die Hitze einfach vom Kern abgestreift worden wären. Erst nachdem sich das Universum genügend abgekühlt hatte, dass Photonen ständig Elektronen einfangen konnten und dabei neutralen Wasserstoff bildeten, löste sich der Nebel auf und die kosmische Hintergrundstrahlung wurde freigesetzt.

Was wir heute sehen, wenn wir den CMB beobachten, ist das Fluktuationsmuster, das existierte, als bei einem Alter von 380.000 Jahren die Materie das Universum zu dominieren begann. Der Grund dafür ist, dass die meisten Photonen seither nicht mehr mit irgendetwas wechselgewirkt haben und so die Signatur der Struktur des Universums zu diesem Zeitpunkt weiter behalten.

Weil die entdeckte kosmische Hintergrundstrahlung in allen Richtungen die gleiche war, sagen die Kosmologen, dass die Expansion des Universums isotrop ist, das heißt in allen Richtungen die gleiche.

Obwohl der CMB großenteils der gleiche ist, zeigen Experimente, die mit dem Cosmic Background Explorer (COBE) und der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) durchgeführt wurden, dass es winzige Fluktuationen in seiner Temperatur gibt, bei einem Niveau von 1 zu 100.000 Kelvin. Sie sind der Hinweis auf die früheste Zusammenklumpung von Materie im jugendlichen Leben des Universums, bevor es ein Alter von 380.000 Jahren erreicht hatte.

Literatur

Bennett, J. Donhaue, M., Schneider, N., Voit, M. (2020): Astronomie die kosmische Perspektive. Pearson Verlag, 9. Auflage

Maran, S. M. (2008): Astronomie für Dummies. Wiley VCH Verlag, 3. Auflage

Oschmann, W. (2016): Evolution der Erde. Utb

Pincock, S., Frary, M. (2009): Ursprung des Universums für Dummies. Wiley VCH Verlag, 1. Auflage

Prothero, D. (2021): The Evolving Earth. Oxford University Press

Lesch, H., Gaßner, J. M. (2020): Urknall, Weltall und das Leben. Verlag Komplett-Media, 4. Auflage