Das Standardmodell

Die Temperaturfluktuationen markieren geringfügige Dichteunterschiede in der nahezu gleichmäßig verteilten Urmaterie. Daraus haben sich infolge der Schwerkraft relativ rasch die Strukturen im All herausgebildet: von den Sternen bis zu den teils über eine Milliarde Lichtjahre messenden Superhaufen von Galaxien. Die Zeit dafür reichte jedoch nur aus, so zeigten viele aufwendige Computersimulationen, wenn man mehr Masse als Kondensationskeime und Akkretionszentren annimmt, als mit Teleskopen beobachtet wird – und auch mehr, als es an gewöhnlicher Materie geben kann laut den theoretisch eindeutigen und durch Messungen exzellent bestätigten Modellen der primordialen Nukleosynthese. Sie beschreiben die Entstehung und Häufigkeit der leichten Elemente in den ersten Minuten nach dem Urknall.

In den 1980er-Jahren wurde immer deutlicher, dass diese leuchtende Materie im All – hauptsächlich intergalaktische Gaswolken und die Galaxien mit Sternen – nur die sprichwörtliche Spitze des Eisbergs markiert. Die meiste Masse ist unsichtbar, unterliegt also nicht der elektromagnetischen Wechselwirkung. Denn andernfalls wären die astronomischen Daten unverständlich: die Rotation der Galaxien, die Dynamik und Wechselwirkung der Galaxienhaufen, die Gravitationslinsen-Effekte (Lichtablenkungen im Schwerefeld großer Massen) sowie die Entstehung und Entwicklung von großräumigen Strukturen im All.

Woraus diese ominöse Dunkle Materie besteht, war und ist noch immer völlig unklar (BDW 12/2011, „Das Weltreich der Finsternis“). Hauptfavorit sind unbekannte, relativ langsame (also nicht beinahe lichtschnelle) Elementarteilchen. Kosmologen und Teilchenphysiker haben dafür die Bezeichnung kalte Dunkle Materie geprägt (CDM, cold dark matter). Doch die Masse und anderen Eigenschaften dieser mutmaßlichen Partikel sind rätselhaft. Und vielfältige, immer empfindlichere Versuche zu ihrem Nachweis blieben seit Jahrzehnten erfolglos.

Das beschleunigte Universum

Der Materieanteil im All, die sogenannte mittlere Dichte, beeinflusst auch dessen Dynamik. Je größer die Dichte ist, desto stärker wird nämlich die Ausdehnung des Weltraums seit dem Urknall abgebremst. Das lässt sich anhand von zwei zeitabhängigen Parametern beschreiben, die Astronomen seit 1929 immer genauer zu messen versuchen: die Ausdehnungsrate H und deren Veränderung q. H steht für den Hubble-Parameter, benannt nach dem Kosmologen Edwin P. Hubble, der ihn 1929 erstmals bestimmt hatte. Der Buchstabe q ist ebenfalls eine reine Konvention (er kennzeichnet den Koeffizienten der zweiten Ableitung, des quadratischen Terms, in der mathematischen sogenannten Taylor-Expansion des Skalenfaktors, der die kosmische Ausdehnung beschreibt).

Im Jahr 1998 gaben zwei weitgehend unabhängig voneinander agierende internationale Teams aus Physikern und Astronomen die bis dahin genaueste Bestimmung des q-Parameters bekannt. Er quantifiziert die Ab- oder Zunahme der Ausdehnungsrate im Lauf der Zeit und somit abhängig vom Abstand. (Aufgrund der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit sehen wir Objekte in größerer Distanz zugleich in fernerer Vergangenheit.) Dies erfolgte mithilfe von Supernovae vom Typ Ia: Explosionen von Weißen Zwergsternen. Deren absolute Helligkeit lässt sich recht zuverlässig ermitteln. Daher können sie als sogenannte Standardkerzen dienen – besser wäre es, von Standardbomben zu sprechen –, mit denen sich große Distanzen messen lassen.

Die Teams waren das Supernova Cosmology Project um Saul Perlmutter vom Lawrence Berkeley National Laboratory in Kalifornien, USA, sowie das High-Z Supernova Search Team um Brian Schmidt von den Mount Stromlo and Siding Spring Observatories in Australien. Die Forscher erwarteten, dass sich die Ausdehnungsrate aufgrund der gravitativen Bremswirkung der Materie im All verringert. Das nahmen die meisten bis dahin diskutierten kosmologischen Modelle an beziehungsweise sagten es voraus. Der Wert von q sollte daher auf die mittlere Materiedichte schließen lassen.

Zu ihrer großen Überraschung stellten beide Teams aber fest, dass die kosmische Expansion nicht langsamer wird, sondern schneller! Sie scheint sich zu beschleunigen, als würde sie von einem antigravitativen Effekt angetrieben (BDW 6/1999, „Neue Beweise für ein explodierendes All“). Für diese Entdeckung, ursprünglich basierend auf 42 beziehungsweise 16 Supernovae, wurde 2011 der Physik-Nobelpreis verliehen: an Perlmutter und Schmidt sowie an Adam Riess von der University of California in Berkeley, der zu Schmidts Team gehörte, eine entscheidende Auswertung geleitet und die fernste damals bekannte Supernova Ia analysiert hatte.

Seitdem haben Astronomen einige tausend Ia-Supernovae in fernen Galaxien entdeckt und mit ihrer Hilfe die Parameter H und q noch viel genauer vermessen. So verzeichnet der von Adam Riess mitverantwortete Katalog Pantheon+ aus dem Jahr 2022 Lichtkurven von 1.550 Sternexplosionen, der Dark Energy Survey (5 Jahre) von 2025 rund 1.500 und der Union3-Katalog von 2025, an dem Saul Perlmutter mitwirkte, sogar fast 2.100. Diese viel umfangreichere und besser kalibrierte Datenbasis hat die beschleunigte Ausdehnung des Alls eindeutig bestätigt und bildet eine wichtige Grundlage für deren Verständnis.

Der flache Weltraum

Der zweite wichtige Forschungsstrang betraf die Kosmische Hintergrundstrahlung. Die ersten signifikanten Messungen ihrer Temperaturschwankungen gelangen mithilfe der COBE-Mission (Cosmic Background Explorer) zwischen 1989 und 1993 – ein großer Erfolg, der 2006 mit einem Physik-Nobelpreis gekrönt wurde. Seit den 1990er-Jahren loteten dann erdgebundene und Ballon-Observatorien die Hintergrundstrahlung immer genauer aus. Denn ihr Winkelleistungsspektrum – die Stärke der Fluktuationen abhängig von deren Winkelabstand am Himmel – sowie ihr Polarisationsmuster entspricht einem kosmischen Fingerabdruck. Anhand dessen lässt sich quasi die Identität unseres Universums bestimmen: seine charakteristischen Parameter.

Die Lage und Höhe der ersten „Spitze“ in diesem Spektrum ist dabei besonders aufschlussreich. Sie verrät viel über die Energiedichte im Weltraum sowie dessen Geometrie, also seine Gesamtkrümmung. Die Lage und Stärke der Flecken im Temperaturmuster erlaubt es gewissermaßen, riesige Dreiecke am Himmel auszumessen. Und deren Winkelsumme lässt auf die Geometrie schließen: eine flache bei 180 Grad (nicht gekrümmt wie in der euklidischen Schulgeometrie), eine sphärische (positiv gekrümmte) bei über 180 Grad und eine hyperbolische (negativ gekrümmte) bei weniger als 180 Grad.

Kurioserweise ist das beobachtbare Universum flach – mit einer inzwischen ermittelten Genauigkeit von über 99 Prozent. Das erste starke Indiz dafür publizierten Ende 2000 die Teams der Ballonteleskope BOOMERanG (Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation And Geophysics) und MAXIMA (Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array). Das war eine kleine Sensation (BDW 6/2001, „Die flache Welt“).

Hochempfindliche irdische Observatorien haben solche Messungen seither mit höherer Auflösung bei kleinen Winkeln am Himmel fortgesetzt sowie auch die Polarisation der Strahlung ermittelt. Wichtige Resultate stammen insbesondere von CBI (Cosmic Background Imager), CLASS (Cosmology Large Angular Scale Surveyor), QUIET (Q/U Imaging ExperimenT), ACT (Atacama Cosmology Telescope) und dem Simons Observatory in Südamerika, VSA (Very Small Array) auf Teneriffa sowie DASI (Degree Angular Scale Interferometer), ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), POLARBEAR (POLARization of the Background Radiation), BICEP (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) und SPT (South Pole Telescope) in der Antarktis am Südpol. 2001 maß DASI erstmals grob die zweite und dritte Spitze im Winkelleistungsspektrum und ein Jahr darauf die Polarisation.

Ein ungekrümmter Weltraum bedeutet, dass seine mittlere Dichte exakt der kritischen entspricht. (Dieser Wert markiert in einem Weltmodell mit Λ = 0 die Grenze zwischen endlich und unendlich beziehungsweise einem Kollaps des Alls in ferner Zukunft und einer ewigen Expansion.) Damit ist die mittlere Materiedichte viel höher, als es viele andere Messungen nahelegen. Diese fanden zuvor 20 bis 40 Prozent des kritischen Werts – und dabei war die ominöse Dunkle Materie schon eingeschlossen. Sie macht fast das Zehnfache der gewöhnlichen Materie aus, deren Masse hauptsächlich von Protonen und Neutronen stammt. Auch die 2001 veröffentlichten Daten der bis dahin größten Himmelsdurchmusterung 2dFGRS (2 degree Field Galaxy Redshift Survey) ergab eine mittlere Materiedichte von knapp einem Drittel des kritischen Werts. Der Widerspruch lässt sich auflösen, wenn man annimmt, dass die scheinbar fehlenden zwei Drittel in der kosmischen Bilanz durch die Energiedichte einer zusätzlichen Größe geliefert werden.

Dunkle Energie im All

Schon vorher hatten Messungen von COBE sowie von Ballon- und erdgebundenen Teleskopen, insbesondere einem am Teide-Observatorium auf Teneriffa, Hinweise auf ein ungekrümmtes All mit kritischer Dichte gegeben. Das hatte unter anderem ein Team um Stephen Hancock vom Mullard Radio Astronomy Observatory im britischen Cambridge bereits 1996 betont. Darauf bauten Mitte 1998 weitere Analysen auf, die dann auch die damals neuesten Supernova-Daten berücksichtigten. Wichtige Fachartikel schrieben Martin White von der University of Illinois in Urbana-Champaign, Charles H. Lineweaver von der University of New South Wales im australischen Sydney, Lawrence Krauss von der Case Western Reserve University in Cleveland, Ohio, sowie Michael Turner von der University of Chicago, Illinois.

Turner prägte für die mysteriöse zusätzliche Größe die Bezeichnung Dunkle Energie. Der Begriff erschien bereits Mitte 1998 im Vorabdruck eines Artikels, den er zusammen mit seinem damaligen Studenten Dragan Hutterer verfasst hatte. (Es wird kolportiert, dass ein Grund für den Namen war, Projektgelder vom United States Department of Energy einzuwerben – obschon die kosmische Energie nicht abbaubar und nutzbar ist, aber welcher Bürokrat versteht das schon?) Der Begriff ist missverständlich – eigentlich handelt es sich um eine effektive Energiedichte mit negativem Druck –, klingt aber interessant. Außerdem hat er den Vorteil, so ungenau zu sein, dass sich damit viele konkurrierende spezifische Hypothesen zusammenfassen lassen. Das erwies sich als sehr nützlich. Denn trotz einer Fülle an Ideen und Vorschlägen weiß niemand, was hinter der mysteriösen Größe steckt. Dabei soll sie gut zwei Drittel von allem ausmachen, was der Weltraum enthält.

Die einfachste Erklärung für die Dunkle Energie – und zugleich die einzige, die sich in eine exzellent bewährte Theorie einordnen lässt –, ist die Kosmologische Konstante Λ. Albert Einstein hatte sie 1917 in die Allgemeine Relativitätstheorie eingeführt, als er diese erstmals auf das Universum insgesamt anwandte. Obschon er seine Idee später bereute, gilt Λ inzwischen als notwendiger Bestandteil der Theorie: als eine fundamentale Naturkonstante, deren Wert empirisch zu ermitteln ist. (Er könnte null sein, wie Einstein und viele andere seit den 1930er-Jahren angenommen haben.) Mit einem positiven Wert wirkt Λ effektiv abstoßend, und genau das wäre eine Erklärung für die beschleunigte Expansion des Weltraums. Das haben einige Kosmologen auch sofort so interpretiert, zumal Λ bereits ab Mitte der 1980er-Jahre bei der Suche nach konsistenten Weltmodellen wieder berücksichtigt worden war, wenn auch zögerlich.

Damit passte alles zusammen: Der Weltraum ist nahezu flach und dehnt sich immer schneller aus, weil seine Energiedichte den kritischen Wert hat und größtenteils von der Kosmologischen Konstante – oder etwas, das ähnlich antigravitativ wirkt – dominiert wird (BDW 6/1999, „Kosmischer Zahlenpoker“). Turner und sein Kollege Sean Carroll sprachen von einem „absonderlichen Universum“. Andere Kosmologen jubilierten, weil ein flaches Universum den Voraussagen entspricht, die aus dem Szenario der Kosmischen Inflation folgen. Diese Hypothese postuliert eine extreme Aufblähung des Alls sofort nach – oder vor – dem Urknall und firmiert zuweilen als Standarderweiterung des Standardmodells (BDW 11/2005 „Inflation der Universen“).

Kosmischer Cappuccino

Seitdem wurde das ΛCDM-Modell durch genauere Messungen vielfach bestätigt und präzisiert. Zudem konnten mehrere seiner Voraussagen geprüft und verifiziert werden. Das ist eine große und keineswegs selbstverständliche Erfolgsgeschichte.

Erneut erwies sich die Kosmische Hintergrundstrahlung als wertvolle Informationsquelle. Im Gegensatz zu den irdischen Bereichsmessungen scannten die beiden spezialisierten Weltraumteleskope WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) und Planck 2001 bis 2010 beziehungsweise 2009 bis 2013 präzise den gesamten Himmel in mehreren Wellenlängen – wie zuvor nur COBE, aber viel genauer. Durch WMAP wurden die kosmischen Kennziffern allesamt deutlich exakter ermittelt (BDW 8/2003, „Das erste Licht“). Mit der Publikation der ersten Daten 2003 war das ΛCDM-Modell vollends etabliert. Die finale Veröffentlichung erfolgte 2012. Mit Planck konnten die Genauigkeiten, in Verbindung mit anderen Messungen, noch einmal um rund einen Faktor 2 bis 10 gesteigert werden (BDW 9/2013, „Das Echo des Urknalls“). Die erste Veröffentlichung erschien 2013. Die finale Auswertung der Planck-Daten, 2020 in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert, gilt nach wie vor als „Maß aller Dinge“ für unser Universum. Es gibt kaum eine wichtige Bestimmung kosmologischer Parameter, die die Planck-Daten nicht berücksichtigt und verwendet. Auch das Szenario der Kosmischen Inflation haben WMAP und Planck weiter erhärtet.

Das Studium der großräumigen Verteilung der Galaxienhaufen hat das Vertrauen ins ΛCDM-Modell ebenfalls gestärkt. In seinem Rahmen konnten Computersimulationen die kosmische Entwicklung sehr detailliert nachvollziehen. Hinzu kommen Messungen charakteristischer Dichteschwankungen der Materie im All, die aus dem Strukturwachstum resultieren und seit dem Jahr 2000 durch zahlreiche Messungen des Schwachen Gravitationslinsen-Effekts („cosmic shear“) bestimmt wurden. Auch sie passen zu den ΛCDM-Voraussagen und stützen die anderweitigen Messungen der mittleren Dichte von etwa einem Drittel der kritischen.

Außerdem wurden die vorausgesagten Baryonischen Akustischen Oszillationen (BAO) entdeckt. Sie stammen von Dichtewellen im primordialen Plasma und spiegeln sich in den Maxima und Minima des Winkelleistungsspektrums der Kosmischen Hintergrundstrahlung wider. Die BAO haben zudem die Strukturbildung beeinflusst: in Form konzentrischer Verdichtungsmuster auf einer ΛCDM-charakteristischen Längenskala (heute rund 490 Millionen Lichtjahre). Sie sind gleichsam Kräuselungen im Materie-Spektrum. Die Daten passen gut zum flachen ΛCDM-Modell.

Als Kehrseite der kosmischen Erfolgsstory bleibt allerdings eine rätselhafte, riesige Fehlstelle. Wäre das Weltall ein Cappuccino, dann würde die gesamte gewöhnliche Materie aus Protonen, Neutronen und Elektronen – also Sterne, Gas, Staub und Planeten – lediglich dem Schokopulver entsprechen. Der Milchschaum wäre die Dunkle Materie, die sich nur über ihre Gravitation bemerkbar macht, aber keinerlei Strahlung aussendet. Und die Hauptmasse, der Espresso, stünde für die Dunkle Energie, die allein aufgrund ihrer universellen antigravitativen Wirkung erschlossen wird, weil sich so erklären lässt, warum der Weltraum sich seit etwa sechs Milliarden Jahren immer schneller ausdehnt. Das ist also der Wissenszuwachs durch immer präzisere Messungen: Wir wissen heute ziemlich genau, was wir nicht wissen – und das betrifft rund 95 Prozent von allem! ■