Der Graph des Monats: Was ist drin im Universum, und was hat der LHC damit zu tun? (Teil 1)

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Dieses Mal haben wir einen Graph ausgewählt, der eigentlich der Kosmologie zuzuordnen ist. Er sagt uns etwas sehr wichtiges: Wie gekrümmt und wie voll das Universum ist, und damit, wieviel Dunkle Energie und (Dunkle) Materie es enthält:

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Quelle: Particle Data Group

Um aber gleich die wichtigsten Spoiler vorweg zu bringen: Das Universum ist offenbar nicht merklich gekrümmt, und es enthält Dunkle Energie und Dunkle Materie! Aber lasst uns, im wahrsten Sinne des Wortes, von vorne anfangen! Ganz vorne…

Urknallt is!  Sehr bald nach Einsteins Veröffentlichung seiner Gravitationstheorie, der Allgemeinen Relativitätstheorie (1915-16), begannen die Physiker Friedman, Lemaître, Robertson, Walker und andere, Einsteins Feldgleichungen auf das Universum als Ganzes anzuwenden. Das Ergebnis war das, was heute allgemein als „Urknallkosmologie“ (engl. Big Bang Cosmology) bekannt ist. Demnach war das Universum vor etwa 13.8 Milliarden Jahren sehr heiß und dicht, dehnte sich aus und kühlte ab, sodass die ersten Elemente entstehen und sich daraus die ersten Sterne formen konnten. Auch wenn der Name ursprünglich eher abwertend gemeint war, hat er sich durchgesetzt, genau wie auch die Theorie selbst, die durch die immer genaueren astronomischen Beobachtungen der letzten Jahre stets bestätigt wurde – es geht im Grunde nur noch darum, die Details genauer zu bestimmen und die Physik der frühesten Momente besser zu verstehen.

Je voller desto krumm  Der Raum kann bei Einstein gekrümmt sein. Ein anschauliches Beispiel für eine gekrümmte Fläche ist eine Kugeloberfläche, die quasi einen zweidimensionalen gekrümmten „Raum“ darstellt. In unseren drei Dimensionen versagt die Anschauung da etwas, aber die Auswirkungen einer möglichen Krümmung kann man sich gut vor Augen führen: Wäre der Raum gekrümmt, würden Lichtstrahlen nicht brav parallel in konstantem Abstand nebeneinander herfliegen – das Universum als ganzes würde wie eine riesige Linse wirken, die ferne Dinge etwas verkleinert oder vergrößtert abbildet. Je nachdem, ob der Raum positiv (wie eine Kugel) oder negativ (wie ein Sattel) gekrümmt ist, größer oder kleiner. Ob der Raum nun aber gekrümmt ist, wird nach Einstein durch zwei Dinge bestimmt: Wie schnell er sich gerade ausdehnt, und wie stark er mit Energie und Materie gefüllt ist. Es gibt also eine ganz bestimmte „Füllmenge“ des Universums, bei der es laut Einstein gerade flach ist – man gibt daher kurzerhand die Menge von Zeug relativ zu dieser sogenannten kritischen Menge an, und nennt das Verhältnis \Omega. Also würde \Omega=1 bedeuten, dass gerade so viel Materie und Energie im Universum sind, dass es flach ist.

Was ist drin?  In der einfachsten Version des Urknallmodells wird der Inhalt des Universums in drei Kategorien eingeteilt: Materie, Strahlung und Dunkle Energie. Sie unterscheiden sich voll allem dadurch, dass Materie verdünnt wird, wenn der Raum sich ausdehnt, Strahlung wird verdünnt und zusätzlich rotverschoben (verliert also Energie), während Dunkle Energie weder verdünnt noch rotverschoben wird. Während Materie und Strahlung die Ausdehnung bremsen, wird sie durch Dunkle Energie beschleunigt

Der Anteil der Dunklen Energie in diesem einfachsten Modell wird mit \Omega_\Lambda bezeichnet, der Anteil der Materie (und das schließt unsere herkömmliche Materie und die Dunkle ein) mit \Omega_m. Strahlung liefert heute einen für unsere Zwecke vernachlässigbar kleinen Anteil, da sie seit Milliarden von Jahren rotverschoben und dabei immer energieärmer wurde. Dieses vergleichsweise einfache, sogenannte \Lambda CDM-Modell passt bisher sehr gut zu den Beobachtungen.

Der Graph  Damit sind schonmal die Beschriftungen der beiden Achsen unseres Graphen klar – hier wird gezeigt, wie viel Dunkle Energie und wie viel Materie sich im Universum befinden! Auf der gestrichelten Linie addieren sich die beiden gerade zu 1, was bedeuten würde, dass das Universum (innerhalb der Messgenauigkeit) flach ist.

Die dunkelblaue Ellipse: Das Universum ist flach!  Diese Messung stammt von den  Satelliten Planck und WMAP, die die sogenannte Mikrowellenhintergrundstrahlung des Universums (CMB) vermessen haben – das sind die Überreste des hellen Lichts, das vor knapp 14 Milliarden Jahren von jedem Punkt im Raum ausgesandt wurde, als die 3000 Grad heiße Suppe, von der das Universum damals erfüllt war, recht plötzlich durchsichtig wurde, als sich die herumschwirrenden Elektronen und Atomkerne zu Atomen vereinigten – damit hatte das Licht erstmals „freie Bahn“. Seitdem hat sich das Universum auf das 1100-fache ausgedehnt und der ehemals grelle Lichtblitz kommt nur noch als schwache Mikrowellenstrahlung zu uns.

Man kann das damalige Verhalten dieser heißen Suppe aus Materie und Strahlung gut berechnen  und beispielsweise sagen , wie groß die typischen Schwingungen und Wellen waren, die damals darin vorkamen. Der Satellit Planck hat gerade diese Schwingungen (die sogenannte Baryo-Akustischen Ostillationen, BAO) beobachten können, und durch einen Größenvergleich erfahren wir recht genau, ob das Universum diese wie eine große Linse vergrößert oder verkleinert hat. Die Antwort: weder, noch! Die damaligen Schwingungen der heißen „Ursuppe“ erscheinen gerade so groß wie erwartet – damit ist das Universum wohl ziemlich genau flach! Genau deshalb liegt die blaue Ellipse in etwa entlang der gestrichelten Line! Wir wissen also allein durch diese Beobachtung, dass die Summe aus Dunkler Energie und Materie in diesem Modell ziemlich nah an dieser kritischen Dichte liegen.

Die Ellipse schränkt aber auch die Werte in die dazu senkrechte Richtung etwas ein – dazu ist eine genauere Analyse der Stärke der verschiedenen Schwankungen im Mikrowellenhintergrund nötig, auf die ich hier aus Platzgründen nicht eingehen kann.

Die grüne Ellipse: Dunkle Energie!  Von bestimmten Arten von Sternexplosionen, den sogenannten Ia-Supernovae,  kann man sehr genau sagen, wieviel Licht sie aussenden.  Vergleicht man 1. wie hell dieses Licht von uns aus gesehen noch ist und 2. wie rotverschoben es ist, weiß man, 1. wie weit weg der Ort der Supernova jetzt ist, und 2. wieviel das Universum sich seit der Explosion ausgedehnt hat. Damit bekommt man eine sogenannte „Ausdehnungsgeschichte des Universums“, also Informationen darüber, wann in der Vergangenheit es wie groß im Vergleich zu jetzt war. Es stellte sich heraus, dass das Universum sich seit geraumer Zeit beschleunigt ausdehnt – dafür gab es den Nobelpreis 2011 für Perlmutter, Riess und Schmidt. Da Materie und Strahlung aber zu einer gebremsten Ausdehnung führen, bleibt als Urheber dieser Beschleunigung nur die Dunkle Energie übrig – so kam die obige grüne Ellipse zustande.

Galaktische Schwingungen  Die Schwingungen der heißen Suppe im frühen Universum schlagen sich aber nicht nur in der kosmischen Mikrowellenstrahlung nieder, sondern auch darin, wie die Galaxien heute im Universum verteilt sind. Um das herauszufinden, macht man riesige automatisierte Galaxiensurveys, die uns solche beeindruckenden Bilder liefern:

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Quelle: Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

Jeder Punkt in diesem Bild ist eine Galaxie! Durch die Strukturen dieser Verteilung der Galaxien im Umkreis von ein paar Milliarden Lichtjahren kann man ebenfalls zurückrechnen, wieviel Materie im Universum vorlag. So kommt man endlich zu der kleinen grauen Ellipse in unserer Grafik des Monats, die eine sehr genaue Bestimmung des Inhalts des Universums zulässt:

Etwa 70% dunkle Energie, etwa 30% Materie etc. Da wir aber aus astronomischen Beobachtungen wissen, dass nicht so viel herkömmliche Materie vorliegt sondern nur etwa 5%, muss der Rest in Form eine neuen, dunklen Materieart vorliegen – der Dunklen Materie! Das passt auch hervorragend zu den anderen astronomischen Beobachtungen, die völlig unabhängige Hinweise auf die Existenz der Dunklen Materie liefern.

Was das alles für die Physik am LHC zu bedeuten hat, erfahrt ihr im nächsten Post dieser Reihe!

Ein Gedanke zu “Der Graph des Monats: Was ist drin im Universum, und was hat der LHC damit zu tun? (Teil 1)

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