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Neuer Auftrieb für ein beschleunigtes Universum

Von Albert Einstein zunächst in seine Theorie eingeführt und dann verworfen, erlebt die kosmologische Konstante derzeit eine Renaissance. Diese Größe beschreibt eine exotische Energie des Vakuums, die als Gegenspielerin der Gravitation die Expansion des Universums beschleunigen soll – eine Art kosmische Antischwerkraft.


Der sozialkritische Romanautor George Orwell schrieb im Jahre 1946: "Es ist sehr schwierig Dinge zu sehen, die einem direkt vor der Nase sitzen." Dies trifft auch auf die Arbeit der Kosmologen zu, denn sie befinden sich sogar mitten im Objekt ihrer Neugier, dem Universum. Und bisweilen müssen sie erst das andere Ende der Welt untersuchen, um herauszufinden, welche Eigenschaften der Kosmos vor Ort hat – oder um zu klären, warum es eine Erde gibt, auf der Menschen leben, von denen sich einige hauptberuflich mit dem Universum beschäftigen.

Zwar nehmen die Forscher an, daß die Welt einfachen Naturgesetzen folgt; dennoch müssen sie diese erst einmal herausfinden. Die Fingerzeige des Himmels sind bisweilen mehrdeutig oder hintergründig. Ganz besonders gilt Orwells Wort für diejenigen Wissenschaftler, die sich derzeit um eine Interpretation der jüngsten Beobachtungen ferner Supernovae bemühen. Entgegen der bisherigen Mehrheitsmeinung der Kosmologen kommen sie zu dem Ergebnis, die Expansion des Universums werde nicht gebremst, sondern beschleunigt (siehe vorherigen Beitrag).

Seit Ende der zwanziger Jahre wissen die Astronomen: Der Kosmos expandiert, und aufgrund dieser Ausdehnung nimmt auch der Abstand zwischen den Galaxien zu. Dieser universellen Bewegung, der eine positive kinetische Energie entspricht, steht eine negative Gravitationsenergie (potentielle Energie) entgegen, die hervorgerufen wird von der zwischen allen materiellen Körpern wirkenden Schwerkraft – die Massenanziehung zwischen Sternen, Gaswolken, Galaxien und Galaxienhaufen sucht die Expansion zu bremsen.

Vor zehn Jahren waren die meisten Kosmologen noch der Ansicht, daß die Summe beider Energieformen gleich null sei. In diesem Fall würde die Gravitationskraft gerade eben ausreichen, um die Expansion bis in eine unendlich ferne Zukunft stetig abzubremsen, aber nie vollständig zum Stillstand zu bringen. Diese Vorstellung basierte sowohl auf theoretischen Berechnungen der ersten Sekundenbruchteile nach dem Urknall als auch auf groben Abschätzungen der mittleren Materiedichte im Universum. In der von Einstein und anderen entwickelten relativistischen Kosmologie hat ein Universum, in dem die Summe aus kinetischer und potentieller Energie gleich null ist, eine "flache Raumzeit", das heißt, die Krümmung der vierdimensionalen Raumzeit ist null.

Überwiegt die potentielle Energie, dann ist die Raumzeit positiv gekrümmt. Man spricht dann von einem "geschlossenen Universum", bei dem nicht nur der Raum, sondern auch die Zeit endlich ist. Seine Expansion kehrt sich irgendwann in eine Kontraktion um, bis schließlich alles in einem Endknall zusammenstürzt. Überwiegt jedoch die kinetische Energie, so ist die Raumzeit "negativ gekrümmt". Solch ein Universum heißt offen: Sein Volumen ist unendlich groß, und seine Expansion hält ewig an – ein Kosmos mit einem Anfang, aber ohne Ende.

Die ersten Phasen des Urknalls beschreibt das von den meisten Kosmologen akzeptierte Modell des inflationären Universums (Inflation = sich aufblähen). Ihm zufolge dehnte sich der Raum innerhalb der ersten Sekundenbruchteile nach Entstehung der Welt mit exponentiell zunehmender Geschwindigkeit aus. Diese Annahme löst einige Paradoxa der konventionellen Beschreibung des Urknalls; sie führt beispielsweise zu einem nicht gekrümmten Universum. Zwar ist die Gesamtheit an sichtbarer Materie im Weltall nicht groß genug, um es flach zu machen, doch weist die beobachtete Dynamik der Galaxien und Galaxienhaufen darauf hin, daß es riesige Mengen zusätzlicher Materie gibt, die nicht leuchtet und sich deshalb mit Teleskopen nicht nachweisen läßt.

Bis vor einigen Jahren meinten die meisten Astrophysiker, diese Dunkle Materie – die ich in Anlehung an Aristoteles' unsichtbaren, das gesamte Weltall erfüllenden Weltäther "Quintessenz" nannte – reiche für ein flaches Universum aus (siehe meinen Artikel "Dunkle Materie im Universum", Spektrum der Wissenschaft, Februar 1987, Seite 104). Doch inzwischen gibt es erdrückende Indizien dafür, daß wir nicht in einem offenen Universum leben. Da dies der Theorie von der Inflation widerspricht, müßten die Kosmologen sie modifizieren – oder verwerfen (siehe den nachfolgenden Artikel). Nur unter einer bestimmten Annahme könnte das Universum dennoch flach sein: Es müßte überwiegend aus einer zusätzlichen, sehr exotischen Form der Energie bestehen, welche den Raum gleichmäßig erfüllt – einschließlich den in unserer unmittelbaren Umgebung.



Die Energie des Vakuums



Die Idee, daß es solch eine Energie geben könnte, hat eine lange, bewegte Vorgeschichte. Sie begann Ende 1915, als Einstein seine Allgemeine Relativitätstheorie vollendete, zehn Jahre vor der Entdeckung der kosmischen Expansion durch Edwin Hubble. Einsteins Theorie, die Raum, Zeit und Materie miteinander verknüpft und im wesentlichen eine klassische Theorie der Gravitation ist, erlaubte nicht nur eine mathematische Beschreibung der Dynamik von Körpern im Weltall, sondern erstmals auch eine Beschreibung des Universums selbst. Da gab es nur ein Problem: Die Gravitation, die als einzige Kraft für den Kosmos als Ganzes von Bedeutung ist, wirkt stets anziehend, nie abstoßend. Sie könnte sogar das Weltall in ferner Zukunft kollabieren lassen, wenn die Materiedichte darin genügend groß ist. Daher führte Einstein, der an ein statisches, ewiges Universum glaubte, in seine Gleichungen die sogenannte kosmologische Konstante ein, die das Weltall stabilisieren sollte, indem sie ein Gegengewicht zur Gravitation schuf. Denn eine positive kosmologische Konstante entspricht einer abstoßenden Kraft – einer Art Antigravitation.

Fünf Jahre später revidierte Einstein allerdings diesen Schritt und bezeichnete ihn als seine "größte Eselei". Denn, wie sich gezeigt hatte, konnte die kosmologische Konstante kein wirklich stabiles Universum herbeiführen, und, was wichtiger war, es gab erste Beobachtungen, die für eine kosmische Expansion sprachen. Schon 1923 schrieb Einstein an den Mathematiker Hermann Weyl: "Wenn schon keine quasi-statische Welt, dann fort mit dem kosmologischen Glied" (Bild auf Seite 48). Es sah so aus, als sollte die kosmologische Konstante, wie zuvor schon der Weltäther, in der Rumpelkammer der Wissenschaftsgeschichte verschwinden.

Die Physiker waren froh, auf diesen ungeliebten Zusatzterm verzichten zu können. In der Relativitätstheorie ist jede Materie- oder Energieform Quelle eines Gravitationsfeldes. Einsteins kosmologische Konstante bildet hiervon jedoch eine Ausnahme: Ihre Energie ist weder an einen Ort noch einen Zeitpunkt gebunden, sondern haftet offenbar dem gesamten Weltraum selbst an. Wie der historische Weltäther hatte sie in den Augen der Physiker eine metaphysische Aura. Ohne sie erschien ihnen die Welt wieder vernünftig.

Doch nicht lange. In gänzlich anderem Zusammenhang tauchte die kosmologische Konstante in den dreißiger Jahren wieder auf, und zwar bei dem Versuch, die Relativitätstheorie mit der Quantenmechanik zu verbinden. Die Physiker Paul A. M. Dirac und später Richard Feynman, Julian S. Schwinger und Shinichiro Tomonaga zeigten, daß der leere Raum komplizierter ist, als irgend jemand zuvor vermutet hatte. Denn Paare aus Elementarteilchen und deren Antiteilchen können im Vakuum spontan entstehen und kurz darauf wieder verschwinden, wenn nur die Zeitspanne kürzer ist als durch die Heisenbergsche Unbestimmtheitsrelation erlaubt: wenn also das Produkt aus Zeitspanne und der den Teilchenmassen entsprechenden Energie kleiner ist als das Plancksche Wirkungsquantum. Diese "virtuellen" Teilchen mögen vielen wie ein rein theoretisches Konstrukt vorkommen; doch rufen sie meßbare Effekte hervor, zum Beispiel Veränderungen in atomaren Energieniveaus und in den Kräften zwischen nahen Metallplatten (dem sogenannten Casimir-Effekt; Bild auf dieser Seite). Die Theorie der virtuellen Teilchen stimmt mit den Messungen auf neun Dezimalstellen genau überein. Der "leere Raum" ist also keineswegs leer.

Virtuelle Teilchen können zwar die Eigenschaften von Atomen verändern, aber haben sie auch Einfluß auf die Expansion des Weltalls? Im Jahre 1967 konnte der russische Astrophysiker Jakow B. Seldowitsch mathematisch nachweisen, daß sich die Energie virtueller Partikel genauso verhält wie die mit einer kosmologischen Konstanten verbundene Energie. Aber es gab dabei ein ernstes Problem. Die Quantenmechanik sagt ein kontinuierliches Spektrum virtueller Teilchen voraus, mit allen möglichen Energien, so daß rein formal ihre Gesamtenergie unendlich groß wäre. Aber selbst wenn die Theoretiker das Spektrum bei einem bestimmten Wert "abschneiden" würden, bei dem womöglich bisher unverstandene Effekte der Quantengravitation Bedeutung erlangten, dann überträfe diese Vakuumenergie alle Massen-Energie der gesamten normalen Materie um 120 Zehnerpotenzen.



Virtuelle Realität



Mit einer so großen kosmologischen Konstanten würde der Raum zwischen den Fingern des ausgestreckten Arms und den Augen so rasch expandieren, daß das Licht von den Fingerspitzen niemals die Augen erreichen würde. Die Tatsache, daß wir unsere Umwelt bis zu den weit entfernten Galaxien überhaupt wahrnehmen können, setzt also der kosmologischen Konstanten und damit der Vakuumenergie eine obere Grenze: nämlich 120 Größenordnungen kleiner als nach der genannten theoretischen Abschätzung. Diese Diskrepanz zwischen Quantentheorie des Vakuums und Kosmologie stellt eines der großen ungelösten Probleme der modernen Physik dar.

Der einfachste Ausweg wäre ein bisher unbekanntes Naturgesetz, nachdem die kosmologische Konstante den Wert null haben müßte. Doch obwohl viele Physiker dies gerne sähen, mehren sich die voneinander unabhängigen Hinweise – das Alter des Universums, die mittlere Materiedichte, die beobachteten kosmischen Strukturen –, daß die kosmologische Konstante nicht einfach "verschwindet".

Seit langem bemühen sich die Astronomen, das Alter des Kosmos zu bestimmen. Durch Messung der galaktischen Fluchtgeschwindigkeiten berechnen sie – unter der Annahme einer konstanten Expansion – wie lange es dauerte, bis die Galaxien vom Zeitpunkt des Urknalls an ihre jetzigen Positionen gelangten. Nach diesem Ansatz ist das Weltalter nichts anderes als der Kehrwert der berühmten Hubble-Konstanten. Je größer also die Hubble-Konstante, desto schneller expandiert das Universum und desto kleiner ist das Weltalter.

Hubbles erste Messungen der Expansionsrate ergaben ein Weltalter von nur zwei Milliarden Jahren, in Widerspruch zum Alter der Erde von über vier Milliarden Jahren. Berücksichtigt man zudem die Abbremsung der Expansion aufgrund der Gravitationsanziehung aller kosmischen Materie, so muß das Weltall früher rascher expandiert sein. Dies bringt die Galaxien früher an ihre heutigen Positionen als unter der Annahme einer konstanten Expansion. Das Weltalter reduziert sich damit um ein weiteres Drittel, was die Diskrepanz weiter verschärft.

Während der vergangenen 70 Jahre haben die Astronomen die Messung der Hubble-Konstanten immer weiter verfeinert. Unterschiedliche Beobachtungen der letzten zehn Jahre – unter anderem mit dem nach Hubble benannten Weltraumteleskop – liefern inzwischen Werte für die Hubble-Konstante, die sich einander annähern. Diese Ergebnisse begrenzen das Weltalter, wiederum unter der Annahme eines flachen Universums, auf etwa zehn Milliarden Jahre.

Ist das Universum damit alt genug? Liegt der Zeitpunkt des Urknalls damit weit genug zurück? Die Antwort ist diffizil: Sie hängt vom Alter der ältesten Himmelskörper ab, die die Astronomen datieren können. Zu ihnen gehören die Kugelsternhaufen, kompakte Ansammlungen von bis zu einigen Millionen Sternen, die sich zumeist außerhalb der galaktischen Scheibe befinden, weshalb Astronomen vermuten, daß sie noch vor dem Milchstraßensystem entstanden.

Schätzungen des Alters der Kugelsternhaufen basieren auf Berechnungen von Sternmodellen und der Geschwindigkeit, mit der Sterne ihre nuklearen Brennvorräte aufbrauchen, sowie auf einer präzisen Entfernungsmessung der Haufen, so daß die Astronomen aus den beobachteten Helligkeiten der Sterne deren absolute Leuchtkraft ermitteln können. Bis vor wenigen Jahren ergab sich so für das Alter der Kugelsternhaufen eine Spanne von 15 bis 20 Milliarden Jahren – also scheinbar älter als das Universum.

Um herauszufinden, ob diese Diskrepanz auf einer fehlerhaften Kosmologie oder auf ungenauen Sternmodellen beruht, begannen 1995 meine Kollegen Brian C. Chaboyer, damals am Canadian Institute of Theoretical Astrophysics, Pierre Demarque von der Yale University, Peter J. Kernan von der Case Western Reserve University und ich selbst, erneut das Alter der Kugelsternhaufen zu berechnen. Mit Supercomputern simulierten wir die Lebenszyklen von drei Millionen verschiedenen Sternen, deren Eigenschaften alle real vorkommenden Typen in einem Sternhaufen umfaßten. Dann verglichen wir unsere Resultate mit den beobachteten Leuchtkraftverteilungen der Haufensterne. Dabei machten wir die überraschende Entdeckung, daß die ältesten Haufen höchstens 12,5 Milliarden Jahre alt sein konnten – immer noch im Widerspruch zum Alter eines flachen, materiedominierten Universums.

Vor gut zwei Jahren begann dann der europäische Satellit Hipparcos mit der präzisen Positions- und Entfernungsvermessung von 100000 nahen Sternen. Diese neuen Werte führten indirekt ebenfalls zu einer Revision der Entfernungen der Kugelsternhaufen, so daß wir unsere Berechnungen überarbeiten mußten. Es zeigte sich, daß wir die Leuchtkraft der darin enthaltenen Sterne als zu klein angenommen hatten. Mit den neuen Rechnungen stellten wir fest, daß das Alter der Kugelsternhaufen mit einem Weltalter von zehn Milliarden Jahren – innerhalb der Unsicherheit der Beobachtungsfehler – gerade eben verträglich ist.

Trotzdem blieb diese Situation noch unbefriedigend. Da die allermeisten Astrophysiker die Altersbestimmung der Kugelsternhaufen inzwischen als zuverlässig ansehen, bleibt als einziger logischer Ausweg ein höheres Weltalter. Stimmt vielleicht die Annahme eines flachen, materiedominierten Universums nicht? Eine deutlich geringere Materiedichte, als für solch eine flache Raumzeit erforderlich, würde das Weltalter immerhin um einige Milliarden Jahre erhöhen. Das hieße aber, ein Universum anzunehmen, das nicht von Materie dominiert ist, sondern von einer kosmologischen Konstanten. Die daraus resultierende abstoßende Wirkung würde die Hubble-Expansion allmählich beschleunigen. In der Frühzeit wäre sie also langsamer verlaufen, und Galaxien hätten dann länger gebraucht, um ihre heutigen Positionen zu erreichen.

Doch sind diese Altersbestimmungen noch keineswegs endgültig. Andere "Säulen" der beobachtenden Kosmologie werden derzeit ebenfalls in Zweifel gezogen. So haben die Astronomen ihre Methoden verbessert, den Materiegehalt des Weltalls zu bestimmen – mit dem Ergebnis, daß die vorgefundene Materie wohl wirklich nicht für ein flaches Universum ausreicht.

Das Alter der Kugelsternhaufen liefert nur einen vagen Hinweis auf eine relativ geringe kosmische Materiedichte – inzwischen gibt es aufgrund anderer Forschungen deutlichere Indizien. Den ersten bekamen die Astronomen, als sie prüften, wie im Urknall die ersten, "primordialen" chemischen Elemente entstanden. Damals bildete sich neben Wasserstoff und Helium auch das Wasserstoffisotop Deuterium. Wie sehr zuverlässige Modellrechnungen zeigten, hängt die produzierte Deuterium-Menge davon ab, wieviele Protonen und Neutronen im kosmischen Urgas präsent waren. Dieses Argument läßt sich auch umkehren: Aus dem ursprünglich vorhandenen (und mit Beobachtungen nachweisbaren) Deuterium läßt sich auf die kosmische Dichte der normalen Materie schließen. Das schließt natürlich nicht weitere, exotische Materieformen aus, die nicht aus Protonen und Neutronen aufgebaut sind.

Entsprechende Beobachtungen führten 1996 die Astronomen David R. Tytler und Scott Burles von der Universität von Kalifornien in San Diego und ihre Kollegen durch. Sie bestimmten den Anteil primordialen Deuteriums, indem sie das Licht von Quasaren analysierten, das auf ihrem Weg zur Erde intergalaktische Gaswolken durchquert hatte. Da in diesen Wolken selbst niemals Sterne entstanden, haben sie sich ihre ursprüngliche atomare Zusammensetzung bewahrt. Die chemischen Elemente dieser Wolken zeigen sich im Spektrum eines dahinterliegenden Quasars durch charakteristische Absorptionslinien, aus deren Stärke sich der Elementgehalt der Wolke ermitteln läßt. Tytler und Burles schlossen aus dem gemessenen primordialen Deuterium auf eine kosmische Materiedichte, die nur vier bis sieben Prozent der Dichte ausmacht, wie sie für ein flaches Universum erforderlich wäre.

Um die kosmische Materiedichte auch mit anderen Verfahren abzuschätzen, untersuchten Astronomen die größten Objekte im Kosmos, die allein durch ihre eigene Gravitation zusammengehalten werden: die Galaxienhaufen. Fast die gesamte gewöhnliche Materie findet sich in solchen riesigen Ansammlungen von einigen hundert bis vielen tausend Sternsystemen. Die meisten ihrer Atome bilden ein heißes Gas, das die Haufen gleichmäßig erfüllt und im Röntgenlicht sichtbar wird. Aus der Temperatur dieser Röntgenstrahlung können die Forscher auf die Gesamtmasse eines Galaxienhaufens schließen, die neben den sichtbaren Sternen und Wolken auch Dunkle Materie unbekannter Zusammensetzung umfassen muß. Denn je höher diese Gesamtmasse, desto schneller müssen sich die Gasatome bewegen, um das Volumen des Galaxienhaufens überhaupt ausfüllen zu können – andernfalls würde sich das Gas in der Umgebung des Haufenzentrums zusammenballen.

Im Jahre 1993 analysierten Simon D. M. White vom Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching bei München und sein Team die Beobachtungen vieler verschiedener Galaxienhaufen. Ihr Resultat: Galaxienhaufen enthalten nur zu 10 bis 20 Prozent leuchtende Materie; bei dem unsichtbaren Rest muß es sich um atomare und subatomare Partikel sowie um jene ominöse Dunkle Materie handeln. Kombiniert man diesen Befund mit den Messungen des primordialen Anteils an Deuterium, so hat das Universum – nimmt man normale und Dunkle Materie zusammen – insgesamt eine mittlere Dichte von maximal 60 Prozent der Dichte, wie sie für eine flache Raumzeit erforderlich ist.

Ein drittes Forschungsfeld, die Untersuchung der kosmischen Strukturbildung, das in den vergangenen 20 Jahren enorme Fortschritte verzeichnen konnte, verstärkt ebenfalls die Sicht, daß das Universum zuwenig Materie für eine flache Raumzeit enthält. Lange Zeit nahmen die Astronomen an, Galaxien und Galaxienhaufen wären durch Wachstum aus primordialen lokalen Verdichtungen des kosmischen Gases entstanden. Aber sie wußten nicht, wie sich diese Keime gebildet haben sollten. Erst Anfang der achtziger Jahre bot das Modell des inflationären Universums eine plausible Antwort: Danach könnte die gewaltige exponentielle Expansion winzige Quantenfluktuationen so weit vergrößert haben, daß sich daraus die riesigen kosmischen Strukturen bilden konnten.

Numerische Simulationen der Strukturbildung, deren Startwerte das Modell der Inflation lieferte, zeigten, daß die winzigen Schwankungen tatsächlich zu Galaxien und Galaxienhaufen führen können. Dabei nahmen die Forscher an, daß die Dunkle Materie nicht aus den bekannten atomaren Bausteinen, sondern aus sogenannten WIMPs (weakly interacting massive particles) besteht. Wenn die Materiedichte hoch genug wäre, würden sich auch heute noch Galaxienhaufen bilden können. Da Galaxienhaufen in den letzten Jahrmilliarden nur relativ langsam angewachsen sind, hat die Materiedichte höchstens 50 Prozent des Wertes, der für eine flache Raumzeit erforderlich ist (siehe "Die Entwicklung von Galaxienhaufen", Spektrum der Wissenschaft, Februar 1999, Seite 64).

Es spricht also viel dafür, daß die kosmische Materiedichte relativ gering ist – und somit viel gegen das konventionelle Modell des inflationären Universums, die eine Dichte vorhersagt, wie sie eine flache Raumzeit benötigt. Bleiben also zwei Möglichkeiten: Das Universum ist offen, oder eine andere Energieform, die nicht mit gewöhnlicher Materie verknüpft ist, sorgt für eine flache Raumzeit. Um zwischen diesen Alternativen zu unterscheiden, haben die Astrophysiker die kosmische Hintergrundstrahlung, quasi das Nachleuchten des Urknalls, mit hoher räumlicher Auflösung vermessen. Erste Ergebnisse sprechen für eine flache Raumzeit.

Inzwischen lieferten die neuen Beobachtungen von fernen Supernovae Hinweise darauf, daß sich die Expansion des Universums beschleunigt – ein Indiz für eine kosmologische Konstante mit einem Wert, wie ihn auch die anderen Beobachtungen nahelegen (siehe auch den vorangehenden Artikel). Nur beleuchten die beiden Methoden jeweils einen anderen Aspekt der Kosmologie: Die Mikrowellenmessungen kartieren die Geometrie der Raumzeit, die von der totalen Energiedichte des Universums abhängt. Supernovae liefern dagegen direkte Hinweise auf Änderungen der Expansionsrate. Diese hängt aber von der Differenz der Energiedichten von normaler Materie (bremst) und kosmologischer Konstante (beschleunigt) ab.

Zusammengenommen sprechen alle Untersuchungen für eine kosmologische Konstante, die 40 bis 70 Prozent der Energiedichte liefert, wie sie ein flaches Universum erfordert (siehe Graphik Seite 51). Aber trotz der beeindruckenden Indizienfülle sei an die Redensart erinnert, daß eine Theorie, die mit allen Beobachtungen übereinstimmt, wahrscheinlich falsch ist – da man schließlich so gut wie immer ein paar Fehler bei den Voraussagen oder Beobachtungen macht.

Gleichwohl bemühen sich die Theoretiker zu verstehen, was vor 20 Jahren noch undenkbar schien: eine kosmologische Konstante größer als null, jedoch viel kleiner als es die Theorie der virtuellen Teilchen vorhersagt. Ein noch unbekanntes Naturgesetz mit einer unglaublichen Feinabstimmung muß dafür sorgen, daß sich die Energie des Vakuums um 120 Zehnerpotenzen gegenüber den bisherigen Berechnungen verringert – eine Präzision, wie sie keine andere physikalische Theorie kennt.

Eine Denkrichtung, wie sie kürzlich Steven Weinberg von der Universität von Texas in Austin verfolgt hat, verwendet den letzten Rettungsanker der Kosmologen: das anthropische Prinzip. Die von uns beobachtete Welt könnte nur eine von fast unzählig vielen vorhandenen Welten sein mit jeweils leicht verschiedenen Werten der Naturkonstanten; dies läßt sich mit einer Kombination aus Quantengravitation und Inflationsmodell diskutieren. Unter dieser Voraussetzung könnten sich jedoch die besonderen Eigenschaften unserer Welt daraus erklären, daß sie überhaupt beobachtet werden kann. Nur ein Universum, das beobachtende Wesen hervorzubringen vermag, kann Gegenstand kosmologischer Beobachtung sein. So könnte nach Meinung von Steven Weinberg und anderen das anthropische Prinzip als eine Art Auswahlprinzip dafür sorgen, daß unsere Welt gerade den vorliegenden Wert der Konstanten angenommen hat. Die meisten Kosmologen sind jedoch von diesem Argument nicht besonders beeindruckt; sie glauben weniger an einen Zufall der kosmologischen Geschichte als an ein bisher unbekanntes Naturgesetz, das den Wert der kosmologischen Konstanten einfach festlegt.

Ein anderer Ansatz folgt einer Denkrichtung, die auf Paul A. M. Dirac zurückgeht. Der britische Theoretiker behauptete, daß es eine große Zahl im Universum mit besonderer Bedeutung gebe – sein Alter beziehungsweise seine Größe (siehe "Paul Dirac und das Schöne in der Physik", Spektrum der Wissenschaft, Juli 1993, Seite 84). Falls bestimmte physikalische Größen eine Funktion der Zeit sind, dann sollten sie heute entweder sehr klein oder sehr groß sein. Die kosmologische Konstante könnte dafür ein Beispiel sein und sich im Laufe der kosmischen Entwicklung verändern. Falls die kosmologische Konstante einen bestimmten, von null verschiedenen Wert hat, dann leben wir schließlich in einer Phase des Universums, in der die Materiedichte vergleichbar ist mit der Energie des Vakuums. Andere Forscher haben angeregt, daß es ja auch eine bisher unbekannte Form der Energie geben könnte, die sich zwar wie die kosmologische Konstante verhält, jedoch mit der Zeit abnimmt.

Diesen Ansatz verfolgten vor zehn Jahren P. James E. Peebles und Bharat V. Ratra von der Universität Princeton. Angespornt von den neuen Supernova-Beobachtungen setzten andere Gruppen nun deren Arbeit fort, etwa indem sie Ideen der String-Theorie, einer modernen Variante der Elementarteilchentheorie, aufgriffen. Die Theoretiker Robert Caldwell und Paul J. Steinhardt von der Universität Pennsylvania haben für die geheimnisvolle veränderliche Energie erneut den Begriff "Quintessenz" vorgeschlagen. Die Dunkle Materie, für die ich das Wort ursprünglich vorschlug, hat damit inzwischen ihre mystische Aura weitgehend eingebüßt. Auch wenn ich den Begriff mag, so scheint keines der zugehörige Argumente überzeugend. Ich denke, die großen Probleme im Zusammenhang mit der kosmologischen Konstanten sind geblieben.

Wie wollen die Kosmologen herausbekommen, ob sie sich mit den verwirrenden Befunden ihrer Wissenschaft abfinden müssen? Neue, noch detailliertere Beobachtungen des Mikrowellenhintergrundes, weitere Beobachtungen von Supernovae sowie Messungen des Gravitationslinseneffekts an fernen Quasaren werden in wenigen Jahren den Wert der kosmologischen Konstanten weiter eingrenzen. Eins ist auf jeden Fall gewiß: Das kosmologische Standardmodell der achtziger Jahre, mit einem flachen materiedominierten Universum, ist tot. Entweder ist das Weltall offen oder mit einer noch unbekannten Energie erfüllt. Obwohl ich glaube, daß die bisherigen Beobachtungen bereits für die zweite Möglichkeit sprechen, sind in jedem Fall vollkommen neue Einsichten in die Natur des Vakuums und die Grundlagen der Physik erforderlich – "nichts" könnte spannender sein.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 3 / 1999, Seite 47
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH

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