Licht und Schatten

Welche Materie existiert im All?

Direkt sichtbar

• Nahe Planeten und Monde mit festen Oberflächen: Sie enthalten etwa gleichartige Elemente wie die Erde.
• Große gasförmige Planeten: Sie bestehen größtenteils aus Wasserstoff.
• Sonne und andere Sterne: Sie enthalten Wasserstoff und Helium und nur Spuren anderer Elemente.

Mit Hilfsmitteln registrierbar

• Staubwolken, die das Licht von Sternen abschirmen.
• Sterne, die in anderen Spektralbereichen leuchten.

Nicht registrierbar

Die Materie im Weltraum, die nicht beobachtet werden kann, da sie keine elektromagnetische Strahlung emittiert und auch keine sonst sichtbare Strahlung des Hintergrundes absorbiert, nennt man "Dunkle Materie". Auf ihre Existenz wird aus theoretischen Gründen geschlossen oder aus anderen Beobachtungen, die die Wirkung der Schwerkraft dieser Materie zeigen.

Einige Größen und Maße im Weltall

Längen	1 pc = 1 Parsec Entfernung, von der aus der Erdbahnradius unter einem Winkel von 1 Bogensekunde erscheint 1 Lj = 1 Lichtjahr Entfernung, die das Licht in einem Jahr zurücklegt 1 AE = 1 Astronomische Längeneinheit mittlerer Erdbahnradius
Umrechnungen	$1 pc \approx 3{,}26 Lj \approx 3{,}086 \cdot 10^{16} m$ $1 Lj \approx 9{,}5\cdot10^{15} m$ $1 AE \approx 1{,}5 \cdot 10^{11} m$
Massen	$1 SM = 1 M = 1 Sonnenmasse \approx 2 \cdot 10^{30} kg$

Milchstraße: ($10^{11}$ Sterne)

• sichtbarer Durchmesser 30-50 kpc (100-160 kLj)
• Dicke 0,5 kpc (1600 Lj) (am Kern ca 5 kpc)
• Masse $2 \cdot 10^{11}$ SM
• Sonne am Rand mit Abstand vom Zentrum 8,5 kpc (28 kLj)
• Entfernung zur Andromedagalaxie 700 kpc ($2{,}3 \cdot 10^6$ Lj)

Universum: ($10^{11}$ Galaxien)

• Durchmesser $6 \cdot 10^6$ kpc, ($2 \cdot 10^{10}$ Lj),

Was ist dunkle Materie?

Unter dem Begriff „Dunkle Materie“ versteht man die Materie im Weltraum, die nicht direkt beobachtet werden kann, da sie keine elektromagnetische Strahlung emittiert, die mit einem Teleskop auf der Erde empfangen wird, in keinem Spektralbereich, und die auch keine sonst sichtbare Strahlung des Hintergrundes absorbiert. Auf ihre Existenz wird aus Beobachtungen geschlossen, die die Wirkung der Schwerkraft zeigen, oder aus theoretischen Gründen.

Über die Menge der Dunklen Materie gibt es Vermutungen, die bis zum Hundertfachen der beobachtbaren Materie reichen. Man muss sich also das Universum mit einer großen Menge von unsichtbarer Materie gefüllt vorstellen, in die die sichtbaren Objekte als kleine leuchtende Punkte mit geringer Masse eingebettet sind.

Konsequenzen für die Theorie zur Entstehung und zur Entwicklung des Weltalls ergeben sich aus dieser großen Menge und aus der Unsicherheit über die wirkliche Menge. Aus den Beobachtungen von Hubble um 1930 wurde geschlossen, dass das Weltall sich ausdehnt. Gegen diese Fluchtbewegung wirkt die Masse durch die Gravitation bremsend. Ob diese Kraft aber ausreicht, die Fluchtbewegung so stark zu verlangsamen, dass sie nach endlicher Zeit zum Stillstand kommt und sich dann zu einer Kontraktion umwandelt, ist entscheidend für die Zukunft des Universums. Die Entscheidung ist durch die Abweichung der Materiedichte von der theoretisch ermittelten kritischen Dichte gegeben und abhängig von der Menge der insgesamt vorhandenen Masse und der noch genauer zu messenden Fluchtgeschwindigkeit.

Beobachtungen von Hubble

Messung: Aus der Rotverschiebung der Spektren des Sternlichtes lässt sich die Fluchtgeschwindigkeit berechnen, aus Helligkeit und Parallaxe erhält man die Entfernung der Sterne. Hubble hatte 1931 die Wertepaare aus Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit für Sterne in Entfernungen bis etwa $10^8$ Lj gemessen.

Ergebnis: Die Fluchtgeschwindigkeit v ist proportional zur Entfernung r

Hubble-Konstante: $H_0 = v / r = (75 \pm 25) km/(s \cdot Mpc)$

Folgerung für Evolution: Durch Rückrechnung bei konstanter Geschwindigkeit v = H$_0$·r erhält man die Zeit t$_0$, die vergangen ist, seit das Universum die Größe Null hatte, zu

$t_0 = r / v = r / ( H_0 \cdot r ) = 1 / H_0 \approx 15 \cdot 10^9 a$ .

In der Literatur differieren die Werte im Bereich von 10·$10^9$ a bis 20·$10^9$ a je nach benutztem Wert der Hubble-Konstanten. Dabei wird vorausgesetzt, dass die Hubble-Konstante in der Zeit konstant geblieben ist. Bei einer Abnahme der Geschwindigkeit aufgrund der Gravitationskräfte kann die Zeit nur eine Obergrenze für das Weltalter sein.

Was ist die kritische Dichte?

Berechnung: Die kritische Dichte ist die Materiedichte im Weltall, bei der die Gravitationskräfte die Fluchtgeschwindigkeit gerade so stark abbremsen, dass sich die Geschwindigkeit dem Wert Null nähert, ohne ihn je zu erreichen. Nach der allgemeinen Relativitätstheorie ergibt sie sich zu

$\rho _C = \frac{3H_o^2}{8 \pi G} \approx 10^{-26}kg/m^3$.

Diese Dichte entspricht ca. 6 Protonen pro m3.

Dichteverteilung: Bei einer Abweichung der Dichte des Universums von der kritischen Dichte in Teilbereichen des Kosmos muss für diesen Bereich die Abweichung weiter zunehmen; denn geringe Dichte bewirkt Expansion und damit abnehmende Dichte und große Dichte bewirkt Abbremsen der Expansion und Übergang zur Kontraktion und damit zunehmende Dichte. Die in größeren Raumwinkelbereichen gemessene gleichmäßige Dichte kann deshalb nur erhalten geblieben sein, wenn zu Beginn die Dichte extrem gleichmäßig war. Dieser Zusammenhang wird mit dem Problem der Flachheit des Universums angesprochen.

Zur allgemeinen Relativitätstheorie

Vereinfachte Einsteinsche Feldgleichungen: $\mathbf{\Phi = 8 \pi G \rho + \Lambda}$

Die Potentiale werden durch das Produkt der Gravitationskonstante mit der mittleren Dichte dargestellt. Der Summand ist ein nachträglich eingeführter Abstoßungsterm, die so genannte „kosmologische Konstante“, mit der die Stabilität des Universums gesichert werden sollte. Sie wird im Standardmodell auf Null gesetzt.

Im homogenen Universum folgt aus den Feldgleichungen die Größe des Universums, der zeitabhängige Skalenfaktor R(t), der im geschlossen Universum dem Radius entspricht. Die relative Änderung des Skalenfaktors ist die Expansionsrate R'/R, die mit der Hubble-Konstanten H$_0$ identisch ist.

Für sie gilt:

Dabei ist k die Raumkrümmung, die direkt die weitere Evolution bestimmt.

Bedeutung der Raumkrümmung

Die Raumkrümmung wird durch den Faktor k in der Gleichung für die Expansionsrate beschrieben. Sie bestimmt direkt die weitere Evolution. Für k = +1 erhält man ein geschlossenes Universum, das sich bis zu einer kritischen Größe ausdehnt und dann wieder zusammenzieht. Für k = –1 erhält man ein offenes Universum, das sich immer weiter ausdehnt. Für k = 0 erhält man den Grenzfall des flachen Universums, dessen Ausdehnungsgeschwindigkeit asymptotisch gegen Null geht.

Für das flache Universum kann man aus der Bedingung k = 0 die kritische Dichte berechnen, für die das Gleichgewicht zwischen Expansion und Kontraktion gehalten wird.

Es gilt .