Dunkle Energie
Die Dunkle Energie ist eine rein hypothetische Energieform, deren Vorhandensein sich aus der beschleunigten Expansion des Weltalls ergibt.
Wenn Sie einen Ball an einem Gummifaden in eine Richtung werfen, fliegt der Ball immer langsamer, bis er irgendwann stoppt und wieder zu Ihnen zurückgezogen wird. Mit dem Wachstum des Weltalls müsste es sich eigentlich ähnlich verhalten. Der große Stoß am Anfang, der Urknall, trieb zwar erst einmal alles auseinander, doch sämtliche Materie hängt an einem Gummifaden namens Schwerkraft (Gravitation). Und der müsste eigentlich dafür sorgen, dass sich die Expansion irgendwann umkehrt und das Universum wieder schrumpft.
Tatsächlich zeigen Messungen, dass das Gegenteil der Fall ist. Das Weltall dehnt sich immer schneller aus. Dahinter muss eine Kraft stecken – die die Forscher Dunkle Energie genannt haben, in Anlehnung an die schon länger bekannt-unbekannte Dunkle Materie.
Die Dunkle Energie wirkt über ihren negativen Druck der Anziehungskraft der normalen und der Dunklen Materie entgegen. Damit sie dabei Erfolg haben kann, müssen über 68 Prozent des kompletten Materie- und Energiegehalts des Universums zur Dunklen Energie zu rechnen sein.
Ein weiteres Mysterium besteht darin, dass die Dunkle Energie nicht von Anfang an im selben Umfang vorhanden gewesen sein kann. Nach der Rekombination (380.000 Jahre nach dem Urknall) war von ihrer Wirkung nämlich noch gar nichts zu spüren.
Womöglich gibt es aber gar keine Kraft, die irgendwann als Dunkle Energie identifiziert wird. Auch das Vakuum, der leere Raum, besitzt nämlich nach der Quantentheorie Energie, denn hier entstehen und vergehen dauernd Teilchen aus dem Nichts. Was dabei im Mittel übrig bleibt (falls etwas übrig bleibt), könnte der Dunklen Energie entsprechen.
Dunkle Materie
Unter dem Begriff Dunkle Materie fassen Astrophysiker bisher unbekannte Materie-Formen zusammen. Dass es sie geben muss, weiß man, weil Dunkle Materie über ihre Schwerkraft die gewöhnliche Materie beeinflusst. Ein Beispiel dafür ist die Bewegung der Sterne um das Zentrum der Milchstraße. Die beobachtbare Materie befindet sich zum großen Teil in der Mitte. Nach den Gesetzen der Physik müssten deshalb Sterne, die sich weiter außen bewegen, langsamer sein. Tatsächlich aber wächst die Bahngeschwindigkeit der Sterne mit der Entfernung vom Zentrum. Daraus schließt man, dass es weiter außen Bereiche geben muss, in denen sehr viel »dunkle« Masse konzentriert ist, die wir nicht beobachten können.
Aus der tatsächlichen Bewegung der Sterne lässt sich abschätzen, dass es fast sechsmal so viel Dunkle wie normale Materie geben muss. Allerdings haben die Forscher noch keine gesicherten Erkenntnisse darüber, was Dunkle Materie ist. Klar ist aber, dass es sich nicht um bekannte, nur eben mangels Lichtabstrahlung unsichtbare Phänomene handeln kann, etwa Staubwolken oder ausgebrannte Sterne. Es gibt im Wesentlichen zwei Möglichkeiten:
Kandidat 1 ist das Neutrino, ein Teilchen, das mit gewöhnlicher Materie fast gar nicht interagiert. Unzählige Neutrinos durchqueren rund um die Uhr die Erde und jeden ihrer Bewohner. Allerdings sind Neutrinos wohl zu leicht, um allein die Funktion der Dunklen Materie zu übernehmen.
Kandidat 2 nennt sich WIMP (»weakly interacting massive particle«, schwach interagierendes schweres Teilchen). Diese WIMPs lassen sich nur von der Schwerkraft und von der schwachen Wechselwirkung (einer anderen Naturkraft) aus der Ruhe bringen. Bisher konnte man sie aber noch nicht nachweisen.
Möglich ist schließlich auch, dass es gar keine Dunkle Materie gibt und vielmehr die Formeln der Physiker falsch sind. Dafür gibt es allerdings noch weniger Beweise als für die Existenz der WIMPs.
Filamente und Voids
Die großräumige Struktur des Universums wird vor allem durch die Verteilung Dunkler Materie bestimmt, die sich in Folge des Urknalls ergeben hat. Dabei kam es offenbar zur Herausbildung einer wabenartigen Struktur: Riesige Hohlräume (Voids) sind über Schnüre aus Galaxienhaufen (Filamente) voneinander abgegrenzt. Die Voids sind dabei meist um die 100 Millionen Lichtjahre groß. Es gibt aber auch weitaus größere Blasen im Weltall: Der Eridanus Supervoid etwa hat einen Durchmesser von einer Milliarde Lichtjahren und damit ein 1000-fach größeres Volumen als ein Standard-Void.
Komplett leer sind die Voids allerdings nicht. Vielmehr ist die Dichte der Galaxien hier nur deutlich geringer, nämlich unter 20 Prozent.
Zu den bekannten Filamenten gehört die Große Mauer: Sie befindet sich etwa 200 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt. Ihren Namen hat sie erhalten, weil sie zwar 300 Millionen Lichtjahre hoch, aber nur 15 Millionen Lichtjahre dick ist. Zur Großen Mauer gehört unter anderem der Coma-Superhaufen, der mit unserer Heimat im All, dem Virgo-Superhaufen, ebenfalls durch ein Filmend verbunden ist.
Ein anderes Filament hat sich als »Großer Attraktor« einen Namen gemacht. Dabei handelt es sich um eine Struktur, die zuerst durch eine überraschende Eigenschaft auffällig wurde: Hier bewegen sich die Galaxien nicht so schnell voneinander weg, wie sie es auf Grund der Expansion des Universums eigentlich müssten. Eine Gravitations-Anomalie? Tatsächlich haben Astronomen einen möglichen Schuldigen im Blick: Der Shapley-Superhaufen schafft es anscheinend wegen seiner enormen Massenkonzentration, die Galaxien in seiner Umgebung am Davoneilen zu hindern, als hielte er sie an der Leine.
Galaxien
Sobald die ersten Sterne entstanden waren, beeinflussten sie über die Gravitation auch andere Vertreter ihrer Art. Etwa 500 Millionen Jahre nach dem Urknall formierten sich so bereits die ersten Galaxien. Im Vergleich zur heutigen Zeit ging es zunächst sehr lebhaft zu: Kleinere Galaxien schlossen sich zu größeren zusammen, Zusammenstöße und feindliche Übernahmen waren an der Tagesordnung.
Dabei lief die Entwicklung nicht zufällig ab. Vielmehr gaben feine, von Dunkler Materie vorgezeichnete Strukturen im Universum die Richtung vor, die sogenannten Filamente. Wo sich diese Filamente trafen, entstanden Galaxien, die sich zu Haufen und Superhaufen zusammenfanden. Insgesamt zählt das beobachtbare Universum heute einige Millionen Galaxien-Superhaufen. Einer davon, der Virgo-Superhaufen, vereint zum Beispiel bei einem Durchmesser von 110 Millionen Lichtjahren ein paar Tausend Galaxien, darunter als Teil der so genannten Lokalen Gruppe auch die Milchstraße.
Wie sich die verschiedenen Typen von Galaxien bilden, das weiß man heute nicht mit Sicherheit. Bei den häufigen Spiralgalaxien, zu denen auch unsere Milchstraße gehört, vermutet man, dass die Dunkle Materie eine Rolle spielt. Sie ist vor allem in den Außenbereichen der Galaxien konzentriert. Das interstellare Gas, das nun gleichzeitig vom Kern der Galaxis (stark) und von ihrem Äußeren (schwach) angezogen wird, bewegt sich deshalb auf einer Spiralbahn auf den Kern zu, quasi als würde man eine Katze an ihrem Schwanz festhalten.
Am Endpunkt der Entwicklung steht in der Regel die Elliptische Galaxis. Sie bildet sich aus der Verschmelzung kleinerer Galaxien. Das könnte auch der Milchstraße und unserem Nachbarn M31, Andromeda, bevorstehen: In 3 bis 4,5 Milliarden Jahren dürfte eine Kollision der beiden etwa gleich schweren Systeme zur Bildung einer gigantischen Elliptischen Galaxis führen.
Gammablitz
In regelmäßigen Abständen wird das All von gewaltigen Blitzen erleuchtet, die zwischen wenigen Sekunden und einigen Minuten andauern. Ihre Wellenlänge entspricht der bei der Kernspaltung auftretenden Gammastrahlung, deshalb werden sie Gammablitze genannt oder in der Fachsprache auch »GRB« (Gamma Ray Burst). Durch die Erdatmosphäre gelangen sie nicht, deshalb wurden sie erst 1967 von einem Überwachungssatelliten registriert, den die USA zur Entdeckung irdischer Atombombentests ins All geschickt hatten.
Lange vermuteten die Forscher die Quelle dieser Blitze in der Milchstraße. Nur durch die relative Nähe schien sich ihre Intensität erklären zu lassen. Umso größer war die Verblüffung, als man vor etwa 20 Jahren herausfand, dass die Gammablitze aus sehr viel größerer Entfernung zu uns dringen. 2008 nahm der NASA-Satellit Swift zum Beispiel einen Ausbruch auf, der von einem Objekt in 7,5 Milliarden Lichtjahren Abstand kam. Die Explosion muss 2,5 Millionen Mal stärker als die heftigste bisher beobachtete Supernova gewesen sein, damit wir sie selbst aus solch kosmischen Distanzen noch wahrnehmen können.
Welche Art von Ereignis zu einem Gammablitz führen kann, ist derzeit noch nicht ganz klar. Zum einen nimmt man an, dass ein Leuchtturm-Effekt nötig ist. Irdische Leuchtfeuer sind nur deshalb aus so großer Entfernung sichtbar, weil sie das Licht ihrer Lampe in einem sich drehenden Hohlspiegel bündeln. Sie leuchten also nicht gleichmäßig in alle Richtungen, sondern immer nur in einen begrenzten Bereich. Dafür ist weniger Energie nötig. Im Kosmos könnte dieser Effekt entstehen, wenn ein sich schnell drehendes Objekt explodiert. Dann fokussiert sich der Gammablitz längs der Drehachse des Sterns. Nur falls die Achse dann zufällig auf die Erde zeigt, können wir den GRB registrieren. Man braucht aber selbst dann noch eine überaus heftige Explosion, etwa eine Hypernova besonders schwerer Sterne oder den Zusammenstoß zweier Neutronensterne.
Gravitation
Die Gravitation ist die Kraft, die unsere Füße an die Erdoberfläche presst und einen nach oben geworfenen Ball wieder nach unten holt. Aber nicht nur die Erde zieht damit den Menschen an – auch andersherum wirkt die Gravitation, nur ist davon wegen des großen Massenunterschieds nichts zu spüren. Generell ziehen sich zwei beliebige Körper mit einer Kraft an, die mit dem Produkt ihrer Massen wächst und mit dem Quadrat ihrer Entfernung schrumpft – das ist das Newtonsche Gravitationsgesetz.
Verglichen mit den anderen drei physikalischen Grundkräften weist die Gravitation einige Besonderheiten auf. Zum einen ist sie die schwächste aller Kräfte. Der Elektromagnetismus etwa ist 36 Größenordnungen stärker als die Gravitation, und die Kernkraft, die die Atomkerne zusammenhält, ist noch einmal 100fach stärker. Die Gravitation wirkt grundsätzlich nur anziehend, nicht abstoßend, sie reicht bis ins Unendliche und lässt sich auch nicht abschirmen.
Woher diese speziellen Eigenschaften kommen, hat Albert Einstein mit der Allgemeinen Relativitätstheorie gezeigt. Die Gravitation entpuppt sich darin als eine Eigenschaft des vierdimensionalen Raumes, der von der Masse der darin befindlichen Körper verzerrt wird. Stellen Sie sich vor, Sie sitzen auf einem weichen Dreiersofa am linken Rand. Nun setzt sich eine sehr schwere Person in die Mitte. Was passiert? Sie rutschen unweigerlich zum Neuankömmling. Der Mensch in der Mitte wirkt scheinbar anziehend auf Sie. Tatsächlich hat aber nur seine Masse die Geometrie des Sofas verändert. Die Anziehungskraft der schweren Person ist in Wahrheit eine Eigenschaft der Couch.
Objekte mit einer sehr hohen Masse krümmen den Raum (oder die Couch) derart, dass es zur Bildung eines Schwarzen Loches kommen kann. Die beiden Seitenteile des Sofas klappen in diesem Fall gewissermaßen über der Person in der Mitte zusammen – und für seine Nachbarn gibt es kein Entrinnen.
Gravitationslinse
Der Blick selbst der stärksten Teleskope in den Weltraum ist aus verschiedensten Gründen begrenzt. Auf der Erde stört zum Beispiel die Atmosphäre, die manche Strahlungskomponenten nicht durchdringen können. Bei Weltraum-Teleskopen ist wiederum die Größe der Optik und damit das Auflösungsvermögen durch die technischen Fähigkeiten des Menschen beschränkt.
Doch es gibt natürliche Fernrohre im All, die uns ab und zu einen Blick auf sehr weit entfernte Objekte erhaschen lassen. Die Linsen eines gewöhnlichen Fernrohrs bestehen aus Glas. In Glas bricht sich das Licht anders als in Luft. Deshalb ist es damit möglich, von einem Objekt ausgehende Lichtstrahlen so zu fokussieren, dass das Bild auf unserer Netzhaut scharf erscheint. Je größer und stärker gekrümmt eine Linse ist, desto besser lassen sich ferne Dinge damit heranholen. Wer auf einem Auge besonders schwach sieht, kennt das Problem.
Im Weltall, das gemeinhin als leer gilt, müssten sich Lichtstrahlen eigentlich ungehindert ausbreiten. Tatsächlich jedoch krümmen die Sterne den Raum um sich herum, und das Licht folgt dieser Krümmung – es wird abgelenkt wie in einer Glas-Linse. Das ist eine der am besten bestätigten Vorhersagen von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie. Diese Krümmung ist umso stärker, je schwerer das Objekt ist (genauer: je mehr Masse es besitzt). Ein Schwarzes Loch ist deshalb der beste Ort, eine solche Gravitationslinse zu erwarten. Andersherum gedacht: Wenn ein Stern plötzlich viel näher als gewohnt erscheint, muss eine Gravitationslinse die Ursache sein. Zwischen uns und dem betreffenden Stern befindet sich also etwas, das sehr schwer ist, das wir aber trotzdem nicht sehen können: sehr wahrscheinlich ein Schwarzes Loch. Astronomen nutzen den Gravitationslinsen-Effekt aber auch gern aus, um sehr weit entfernte Galaxien zu beobachten. Dazu müssen sie bloß warten, bis sich eine geeignete Konstellation ergibt.
Interstellare Materie
Der Raum zwischen den Sternen ist nur auf den ersten Blick leer. Ein Raumschiff bekommt es auf seiner Reise vor allem mit zwei Komponenten zu tun: Staub auf der einen und Gas auf der anderen Seite. Konzentration und Zusammensetzung der interstellaren Materie sind dabei sehr unterschiedlich – mal konzentriert sich Staub zu riesigen Wolken, dann sind wieder ganze Bereiche von atomaren oder molekularen Gasen gefüllt.
Staub hat dabei jedoch den kleineren Anteil – mit nur einem Prozent der interstellaren Materie. Die Körnchen sind ein Zehntausendstel bis ein Tausendstel Millimeter groß und bestehen vor allem aus Silikaten (Silizium-Verbindungen, aus denen auch irdisches Gestein aufgebaut ist). Grundsätzlich sind aber alle schwereren Elemente darin zu finden. Staub entsteht vor allem bei Nova- und Supernova-Explosionen. Zusätzlich trägt der Sternenwind dazu bei, ein ständig von aktiven Sternen ausgehender Materiestrom. Staubwolken, in denen sich das Material konzentriert, gehören mit den Molekülwolken zu den wichtigsten Sternentstehungs-Gebieten.
99 Prozent der interstellaren Materie sind Gase. Im Mittel befindet sich in einem Zuckerwürfel interstellaren Raumes nur ein Atom. Allerdings gibt es auch hier große Dichte-Unterschiede. Gaswolken bestehen zu 90 Prozent aus Wasserstoff. Je nach Temperatur kann dieser in Form von Atomen oder Molekülen vorliegen oder auch ionisiert, also seines Elektrons beraubt.
Die größte Dichte erreichen dabei Molekülwolken. Hier lassen sich außer Wasserstoff auch viele andere Moleküle bis hin zu komplexen Aminosäuren, Blausäure oder Alkohol nachweisen. Große Molekülwolken können so schwer wie 10.000 bis 10 Millionen Sonnen werden. Innerhalb der Milchstraße werden neue Sterne fast nur noch in solchen Wolken geboren.
Form des Weltalls
Welche Form hat das Universum? Zunächst handelt es sich um einen vierdimensionalen Raum mit den drei Ortsdimensionen (Länge, Breite, Tiefe) und der Zeitdimension. Welche Formen ein solcher Raum annehmen kann, entzieht sich dem Vorstellungsvermögen (oder können Sie sich einen vierdimensionalen Würfel vorstellen?). Deshalb lässt sich das Aussehen des Weltalls nur über Vergleiche erschließen.
Bei der Diskussion des Urknalls und der Zeit danach gehen die Forscher aus rein praktischen Gründen von einer Kugelform aus. Allerdings haben Messungen längst gezeigt, dass das Universum nicht kugelförmig ist. Denn dazu müsste es gekrümmt sein. Sie erinnern sich bestimmt, dass die Summe der Innenwinkel in einem Dreieck 180 Grad beträgt. Wenn wir das Dreieck allerdings statt auf den glatten Schreibtisch auf eine gekrümmte Ebene legen, dann messen wir eine Innenwinkelsumme von mehr oder weniger als 180 Grad. Genau das haben Forscher mit Sonden getan. Das Ergebnis: exakt 180 Grad. Das Universum ist also flach, alles spricht derzeit dafür. Flach wie ein Blatt Papier, das sich unendlich in alle Richtungen erstreckt. Nur eben in vier Dimensionen (vergessen Sie’s, das können Sie sich nicht vorstellen).
Wie kann sich aber ein unendliches Blatt Papier ausdehnen, wie es die Urknalltheorie sagt? Ganz einfach: der Raum selbst dehnt sich aus. Das Papier ist kein Papier, sondern Gummi. Eine unendliche Gummi-Unterlage lässt sich problemlos größer ziehen. Wenn wir auf ihr zwei Punkte markieren und dann an den Rändern ziehen, wächst die Entfernung der beiden Punkte voneinander. Die Gummi-Matte ist danach immer noch unendlich, sogar ein bisschen mehr unendlich. Und das natürlich wieder in vier Dimensionen, ohne dass es einen Bereich »außen« gibt.
Es wäre allerdings auch möglich, dass das Universum nur scheinbar flach ist. Denn wir haben ja nur einen gewissen Teil des Kosmos im Blick. Womöglich ist das große Ganze so schwach gekrümmt, dass der vom Menschen zu überblickende Teil flach aussieht.
Kugelsternhaufen
Wie ein Kugelsternhaufen aussieht, erschließt sich schon aus dem Begriff: Eine größere Zahl (einige Hunderttausend) von Sternen bewegt sich eng aneinander gekoppelt in einem kugelförmigen Gebiet. Allein zu unserer Milchstraße gehören etwa 150 Kugelsternhaufen. Größere Galaxien können sogar bis zu 10.000 enthalten.
Anders als in einer Spiralgalaxie sind die Sterne in einem Kugelsternhaufen ungefähr gleich alt. Sie sind aus der Asche der allerersten Sterne entstanden. Ihre Generation nennt man deshalb »Population II«, während die Sonne zur jüngeren Population I gehört. Es handelt sich deshalb in der Regel auch um Sterne am Ende ihres Lebenszyklus. Damit gehören sie zu den ältesten Zeugen der Geschichte des Universums.
Die Wahrscheinlichkeit, dass sich in ihnen Planeten bilden und damit Leben entstehen konnte, ist sehr gering. Das liegt an der geringen Entfernung der Sterne untereinander. Im Zentrum eines Haufens liegt die mittlere Entfernung bei etwa einem Lichtjahr – das ist weniger als ein Viertel der Distanz zum sonnennächsten Stern. Dadurch sind die Bahnen potenzieller Planeten sehr instabil; nach einigen Hundert Millionen Jahren würde jeder Planet von einer Sonne geschluckt. Zur Entstehung von Leben braucht man aber mehr Geduld: Auf der Erde dauerte es zum Beispiel erst einmal eine Milliarde Jahre, bis die Evolution einsetzte.
Dafür sind Kugelsternhaufen reich an exotischen Sternen. Die häufigen Doppelstern-Systeme können sich zum Beispiel zu »blauen Nachzüglern« vereinen: Normalerweise wächst am Ende eines Zyklus ein Stern zu einem Roten Riesen. In einem Doppelstern-System kann dann der ursprünglich kleinere Partner das Material des größeren in sich aufnehmen. Dadurch wird er neu angeheizt, als würde man flüssigen Grillanzünder auf eine nur noch schwach glühende Kohle blasen.
Milchstraße
Die Milchstraße ist als milchiges Band am Nachthimmel erkennbar – daher hat sie auch ihren deutschen Namen. Dass sie nicht an das Firmament gemalt ist, sondern aus zahlreichen Sternen besteht, hat als erster Mensch Galileo Galilei 1609 durch sein Fernrohr erkannt.
Von außen betrachtet hat die Milchstraße die Form einer Spiral-Balken-Galaxie mit einem Balken in der Mitte, von dem spiralförmig vier Hauptarme abgehen. Insgesamt vereint sie 100 bis 300 Milliarden Sterne – genauer können die Astronomen nicht schätzen, da sie auf den Blick von innen beschränkt sind. Die Milchstraße bringt rund 1,4 Billionen Mal das Gewicht der Sonne auf die Waage. Weniger als ein Drittel davon ist sichtbare Materie, der Rest muss Dunkle Materie sein.
Gemeinsam mit dem Andromeda-»Nebel« und einigen Hundert kleinerer Galaxien bildet die Milchstraße die Lokale Gruppe. Diese wiederum ist ein Teil des Virgo-Superclusters, das eine dreistellige Zahl von Galaxienhaufen wie der Lokalen Gruppe enthält.
Das Zentrum der Milchstraße versteckt sich hinter Staub- und Gaswolken. Aufnahmen im Radiowellen-, Röntgen- und Infrarotbereich zeigen, dass sich dort ein supermassives Schwarzes Loch befindet, das so viel wiegt wie 4 Millionen Sonnen. Ein zweites, mit 1300 Sonnenmassen nur mittelschweres Schwarze Loch begleitet es. Viel deutet darauf hin, dass sich in einem Umkreis von 70 Lichtjahren weitere 10.000 bis 20.000 Schwarze Löcher befinden, die das zentrale Schwarze Loch mit Sternen aus der Umgebung füttern.
Die Sonne zieht in sicherer Entfernung von gut 25.000 Lichtjahren ihre Bahn. Mitsamt all ihrer Planeten bewegt sie sich mit über 250 Kilometern pro Sekunde durch das interstellare Medium, braucht aber trotzdem mindestens 220 Millionen Jahre für einen Umlauf.
Neutronenstern
Bei einem Neutronenstern, dem Überbleibsel einer Supernova, handelt es sich um ein sehr kompaktes Objekt – bis zu 3 Sonnenmassen befinden sich in einer Kugel mit 20 Kilometern Durchmesser. Ein Zuckerwürfel davon wiegt etwa so viel wie ein Eisenwürfel mit einem Kilometer Kantenlänge. An der Oberfläche herrscht eine 200 Milliarden Mal stärkere Gravitation als auf der Erde. Fiele dort ein Gegenstand aus einer Höhe von einem Meter auf den Boden, schlüge er schon nach einer Mikrosekunde mit 7,2 Millionen Kilometern pro Stunde auf.
Gebirge sind auf einem Neutronenstern höchstens einen Millimeter hoch. Den Aufbau eines Neutronensterns konnten die Forscher natürlich noch nicht nachprüfen. Aus der Theorie ergibt sich aber eine Schalenstruktur, die an den Aufbau von M&Ms erinnert: Unter einer dünnen, knackigen Kruste aus Eisenkernen stößt man bereits auf die ersten Neutronen, die sonst zusammen mit den positiv geladenen Protonen den Kern von Atomen bevölkern. Diese bilden eine superflüssige Masse: ein Medium, das unendlich flüssig ist. Einen superflüssigen Kuchenteig bräuchte man nur ein einziges Mal kurz zu rühren, und der Teig bewegte sich bis ans Ende der Tage im Kreis. Gleichzeitig ist das Material supraleitend: Elektrische Ströme können also unendlich lange fließen, ohne auf Widerstand zu stoßen.
Wie der innere Kern aussieht, darüber kann man nur spekulieren. Wahrscheinlich setzt er sich aus exotischeren Teilchen zusammen oder auch aus Quarks, den Bausteinen der Elementarteilchen.
Das Schicksal der Neutronensterne ist unspektakulär: Von zunächst 100 Milliarden Grad kühlen sie sich innerhalb eines Jahres auf 1 Milliarde Grad ab. Von der Erde aus sichtbar sind die meisten Neutronensterne wegen ihres starken Magnetfeldes: Wenn der Stern nicht in dieselbe Richtung rotiert, in die sein Magnetfeld zeigt, strahlt er starke Radiowellen ab – er wirkt als Pulsar.
Quasar
Der Begriff Quasar (quasi-stellare Radioquelle) entstand, bevor Forscher die wahre Natur dieser Himmelsobjekte erkannt hatten. Quasare erscheinen am Himmel sternförmig. Analysiert man jedoch ihr Licht, stellt man fest, dass sich die Quelle in enormer Entfernung befinden muss. Objekte, die selbst aus einigen Milliarden Lichtjahren Entfernung noch so hell am Himmel strahlen wie ein gewöhnlicher Stern, müssen außergewöhnlich energiereich sein.
Tatsächlich handelt es sich bei den Quasaren um die leuchtkräftigsten Objekte im Universum – und gleichzeitig um die ältesten für uns sichtbaren. Einige Quasare sind so weit entfernt, dass sie einen Blick in die Jugend des Universums zulassen. Den Quasar SDSS J0100+2802 etwa beobachten wir wegen seiner großen Entfernung derzeit in einem Zustand, als das Universum erst 900 Millionen Jahre alt war – so lange braucht sein Licht zu uns.
Woher beziehen diese Objekte ihre Leuchtkraft? Was Astronomen als Quasar am Himmel studieren, sind die Kerne weit entfernter Galaxien. Wie bei der Milchstraße auch befindet sich in ihrem Inneren ein gigantisches Schwarzes Loch. Das ist nicht nur besonders schwer (über eine Milliarde Sonnenmassen), sondern dabei auch noch äußerst gefräßig. Es reißt Materie aus seiner Wirtsgalaxis an sich, die sich in einer riesigen Scheibe um das Schwarze Loch lagert, bevor sie von diesem geschluckt wird. Diese Scheibe ist der Dynamo des Quasars. Sie heizt sich beim immer schneller werdenden Umkreisen des Schwarzen Lochs so stark auf, dass sie die Leuchtkraft von vielen Milliarden Sternen zusammengenommen erreicht. Manche Quasare leuchten dadurch so hell wie 100 Billionen Sonnen.
Die Milchstraße ist übrigens kein Quasar, weil das Schwarze Loch in ihrem Zentrum nicht genug Nahrung aus der Umgebung erhält.
Schwarzes Loch
Ein Schwarzes Loch ist ein Bereich im Weltall, aus dem nichts nach außen dringen kann – nicht einmal mehr Licht. Dass es solche Gebiete geben könnte, haben sich die Naturforscher schon im 18. Jahrhundert gedacht: Wenn jemand vom Erdboden aus einen Ball nach oben wirft, braucht dieser eine bestimmte Startgeschwindigkeit, um der Erdanziehung zu entkommen. Anderenfalls kehrt er unweigerlich zum Werfer zurück. Je stärker die anziehende Kraft ist, desto größer muss die Startgeschwindigkeit sein. Kann man sich aber eine so große Masse vorstellen, dass selbst die Geschwindigkeit des Lichts zur Flucht nicht mehr genügt?
Das nächste Indiz lieferte Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie. Ihre Gleichungen beschreiben unter bestimmten Bedingungen das, was heute als Schwarzes Loch bekannt ist. Das hielten die Forscher zunächst zwar für eine mathematische Kuriosität – doch 1971 identifizierte man dann mit Cygnus X-1/HDE 226868 den ersten Kandidaten für ein Doppelsystem aus Schwarzen Löchern.
Beobachten lassen sich Schwarze Löcher nicht direkt – wohl aber über ihre Wirkung. So kann man zum Beispiel die Bahnen anderer Sterne in Mehrfachsystemen untersuchen, die auf das Vorhandensein eines unsichtbaren Objekts schließen lassen.
Schwarze Löcher entstehen unter anderem, wenn ein Neutronenstern so schwer ist, dass selbst die Neutronen der Gravitation nicht mehr genug entgegensetzen können.
Wie es im Inneren eines Schwarzen Lochs aussieht, ist nur zu vermuten. Die derzeit bekannten Gesetze der Physik gelten hier nicht mehr, denn ihre Bezugsgrößen werden plötzlich unendlich groß. Die Begriffe Raum und Zeit verlieren ihren Sinn.
Was passiert, wenn sich ein Objekt dem Schwarzen Loch nähert? Zunächst wird es immer schneller, bis es Lichtgeschwindigkeit erreicht. Exakt in diesem Moment überquert es eine imaginäre Grenze, den Ereignishorizont. Sobald es sich dahinter befindet, ist es der normalen Welt ein für allemal entzogen. Dieser Bereich hätte bei einem Schwarzen Loch mit der Masse der Sonne einen Radius von einigen Kilometern.
Supernova
Sk −69 202 war jung und heiß. Der blaue Riesenstern in der Magellanschen Wolke hatte sich bei seiner Geburt wohl deutlich über 20 Mal die Masse der Sonne angefressen. Sk -69 202 ist schon seit 168.000 Jahren tot, aber am 24. Februar 1987 erreichte der Explosionsblitz seines Todes endlich die Erde. Der blaue Riese verging in einer Supernova – ein Schicksal, das die meisten Sterne mit mehr als neun Sonnenmassen erleiden.
Warum können Riesensterne nicht ein ebenso gemütliches Rentenalter genießen, wie es der Sonne in 6 Milliarden Jahren bevorsteht? Sie sind einfach zu schwer. Wenn einem Stern der Brennstoff ausgeht, fehlt plötzlich in seinem Innerem der Druck des Fusions-Feuers als Gegengewicht zur anziehenden Kraft der Gravitation. Der Stern schrumpft wie ein schlaffer Heißluft-Ballon. Bei kleineren Sternen erreicht allerdings die Materie in ihrem Inneren nach einiger Zeit einen Zustand, den die Gravitation nicht mehr überwinden kann. Übrig bleibt ein Weißer Zwerg. Ist die Masse jedoch groß genug, wird die Gravitation übermächtig. Die gesamte Materie in dem Stern verwandelt sich in Neutronen. Das passiert so schnell, dass eine Druckwelle die Hülle des Sterns ins All schleudert.
Falls der Neutronenstern danach immer noch mehr als drei Sonnenmassen schwer ist, folgt die Verwandlung in ein Schwarzes Loch: Der Stern schrumpft weiter, bis die Massenkonzentration so hoch wird, dass nicht einmal mehr das Licht seiner Anziehungskraft entfliehen kann.
Besonders riesige Sterne (über 150 Sonnenmassen) können in einer so genannten Paarinstabilitäts-Supernova zerplatzen. Sie ist noch 100 Mal heller als eine normale Supernova, da der Stern dabei komplett zerrissen wird.
Eine Supernova im näheren Umkreis der Erde wäre wahrscheinlich sehr unangenehm – man rechnet damit, dass der Energiestoß der Explosion in einem Radius von 50 Lichtjahren sämtliches Leben auslöscht.
Tod des Universums
Zerreißen, zermalmen, erfrieren, zerkochen, ein neuer Urknall oder ein plötzliches Verschwinden: Forschern fallen mindestens sechs Todesarten ein, die die Existenz des Universums irgendwann beenden könnten. Auf welche Art und Weise der Kosmos auch die Menschheit definitiv auslöschen wird, ist bisher nicht klar.
Eine Wahl haben wir jedenfalls nicht. Die künftige Entwicklung des Weltalls hängt vor allem von zwei Faktoren ab. Zum einen wird sie von seiner Masse bestimmt, oder genauer gesagt: von seiner Dichte, also der mittleren Masse pro Raumeinheit. Wenn diese Dichte einen kritischen Wert überschreitet, wird sich das Universum irgendwann wieder zusammenziehen. Wenn nicht, dehnt es sich immer weiter aus. Der kritische Dichtewert ist sehr niedrig – er entspricht dem Vorhandensein von etwa sechs Wasserstoff-Atomen in einem Kubikmeter. Trotzdem verfehlt das Universum ihn sehr deutlich. Wenn man die Masse aller leuchtenden Objekte und dunkler Staub- und Gaswolken zusammenrechnet, kommt man nur auf 5 Prozent des benötigten Wertes. Aber da gibt es ja noch die mysteriöse Dunkle Materie. Ihren Anteil kann man abschätzen, indem man die von ihr beeinflusste Bewegung der Galaxien analysiert. Das Ergebnis: die tatsächliche Dichte liegt bei einem Drittel des benötigten Wertes, was für eine fortgesetzte Expansion spricht.
Zum anderen wird das Verhalten der Dunklen Energie entscheidend sein, von der wir heute nicht einmal wissen, was sie überhaupt ist. Derzeit jedenfalls beschleunigt die Dunkle Energie die Expansion des Kosmos. Das hat sie in der Frühzeit des Universums aber nicht getan, und vielleicht überlegt sie es sich ja irgendwann anders. Es ist wie in einer Beziehung: Wenn die Wissenschaft die Natur der Dunklen Energie besser kennenlernt, kann sie auch die Frage nach ihrem künftigen Verhalten genauer beantworten.
Universum
Das Universum umfasst alles, was uns umgibt – wie sein lateinischer Ursprung »universus« (»gesamt«) es beschreibt. Auch Kosmos, Weltall oder Weltraum genannt, wurde es vor 13,8 Milliarden Jahren in einem gewaltigen Kraftakt geboren, dem Urknall.
Das All ist nicht unendlich, aber unvorstellbar groß. Wissenschaftler schätzen seine Ausdehnung auf über 92 Milliarden Lichtjahre, aber ebenso gut käme der 1000-fache Wert in Frage. Ein Lichtjahr ist dabei die Entfernung, die das Licht in einem Jahr zurücklegt. Allein in einer Sekunde überwindet Licht schon etwa 300.000 Kilometer.
Das Universum nachzumessen, ist unmöglich, weil sein beobachtbarer Teil kleiner als das Ganze ist. Denn wir können nur Objekte sehen, die frühestens zum Zeitpunkt des Urknalls Licht ausgesandt haben. In der Frühphase dehnte sich das Weltall sehr schnell aus, sodass sich diese Objekte heute maximal 46 Milliarden Lichtjahre entfernt befinden. Ob es noch weiter entfernte Sterne gibt, werden wir nie erfahren.
Das Weltall ist zwar endlich, aber unbegrenzt. Das ist kein Widerspruch: Die Oberfläche einer Kugel ist ebenfalls endlich (vielleicht erinnern Sie sich noch an die Formel aus dem Matheunterricht). Eine darauf herumkrabbelnde Ameise stößt aber trotzdem nie auf eine Grenze. Es gibt kein »Dahinter«.
Die gesamte Materie im All wiegt etwa 1053 Kilogramm, eine 1 mit 53 Nullen. Nur knapp fünf Prozent davon lassen sich bekannten Formen zuordnen, also Atomen und Elementarteilchen. Etwa ein Viertel muss von der mysteriösen Dunklen Materie kommen und mehr als zwei Drittel von der noch seltsameren Dunklen Energie.
Trotz seiner riesigen Masse ist das Weltall im Grunde leer. Stellen Sie sich einen Palast vor, 30 mal 30 mal 30 Kilometer groß. Platzieren Sie darin ein Sandkorn – und die Sandkorndichte entspricht der mittleren Dichte des Universums. Apropos Sand: Im Weltall existieren mehr Sterne (130 Trilliarden), als es Sandkörner an allen Stränden der Erde gibt.
Das Universum dehnt sich aus. Während Sie diesen Text lesen, ist es um mehr als 100.000 Kilometer gewachsen. Dadurch scheinen sich alle Bestandteile des Weltalls von uns weg zu bewegen.
Urknall
Der Urknall markiert den Beginn des Universums, seine Entstehung. Vor 13,8 Milliarden Jahren war die komplette Masse des Universums in einem winzigen Gebiet konzentriert, einem Punkt. Die heutigen Naturgesetze galten noch nicht; auch sie bildeten sich erst während des Urknalls heraus.
Ebenso wenig existierten die heute bekannten Kräfte und Teilchen. Es gab also auch kein Licht (das aus Photonen besteht) und erst recht keinen Beobachter, weil schon damals kein »Außen« existierte. Es gab nur diesen winzigen Punkt, der mit einem 1032 Grad (eine 1 mit 32 Nullen) heißen Urbrei gefüllt war, dessen Verhalten wiederum eine Urkraft bestimmte. Was dann passierte, darüber haben die Wissenschaftler bisher nur ungefähre Ideen. Sowohl die Allgemeine Relativitätstheorie als auch die Quantentheorie versagen unter diesen extremen Bedingungen. Die von den Physikern angestrebte »Theorie von Allem« wird also auch gebraucht, um den Urknall berechenbar zu machen.
Das ultraheiße Etwas jedenfalls stand offenbar unter einem riesigen Druck, der sich irgendwann im wörtlichen Sinne Raum verschaffte. Dieser Urknall im eigentlichen Sinn dauerte nach heutigem Verständnis genau 10-43 oder auch 0,0000000000000000000000000000000000000000001 Sekunden. Allerdings existierte in diesem Moment genau genommen auch die Zeit noch nicht.
Das Ergebnis dieser allerersten Phase war ein Urtropfen, der immer noch winzig war. Aber er war größer als der Punkt zuvor und kühlte sich dadurch ein bisschen ab. Die Folge: aus der Urkraft entstand zunächst die anziehende Schwerkraft (Gravitation). Sie begann, wie es ihre Natur ist. sich der weiteren Ausdehnung des Kosmos entgegenzustellen. Eine echte Chance hatte sie aber noch nicht. Der Urtropfen wuchs, sodass 10-38 Sekunden nach dem Urknall weitere heute bekannte Naturkräfte wie Kernkraft und elektroschwache Kraft entstehen konnten.
Wurmloch
Das Konzept des Wurmlochs ergibt sich aus den Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Albert Einstein und Nathan Rosen haben dieses Phänomen zuerst beschrieben, deshalb nennen es Physiker auch Einstein-Rosen-Brücke.
Wurmlöcher stellt man sich gern als Abkürzungen im Weltraum vor. Reduziert auf zwei Dimensionen, wäre unser Universum so etwas wie ein Bettlaken. Um von einem Punkt des aufgespannten Lakens zu einem anderen zu kommen, braucht ein Floh mehr oder weniger viel Zeit. Ist das Bettlaken jedoch schrankfertig gefaltet, kann sich der Floh viel schneller zum selben Punkt begeben: Er braucht sich bloß durch das Laken zu beißen und kommt auf der anderen Seite, bei einem im ausgebreiteten Zustand viel weiter entfernten Punkt wieder heraus.
Aus den Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie ergeben sich Wurmlöcher zwar als spezielle Lösungen. Das heißt aber noch lange nicht, dass sie auch wirklich existieren, und erst recht nicht, dass sie in irgendeiner Form für die Fortbewegung nutzbar sind. Zum einen dient als Eintrittspunkt ein Schwarzes Loch – und es ist höchst zweifelhaft, ob irgendetwas, geschweige denn ein Raumschiff, den Einflug in ein Schwarzes Loch überstehen kann. Viel wahrscheinlicher ist, dass die ungeheure Gravitation darin jedes Objekt zu Staub zermahlt.
Wurmlöcher sind zudem, das lässt sich rechnerisch zeigen, äußerst instabil. Um sie offen zu halten, bräuchte man exotische Materieformen, die mit negativer Energie verknüpft sind. Wir wissen zwar, dass während der Inflationsphase des Universums ein derartiges Phänomen gewirkt haben muss. Doch welcher Natur es sein könnte und wie es künstlich herstellbar ist, darüber hat die moderne Physik nicht den Hauch einer Ahnung.