In Teil I seines Artikels beschrieb Dr. Klaus Volkamer, wie die Existenz einer bislang verleugneten Materieart – das „Feinstoffliche“, auch „Äther“, „Orgon“ „Chi“ oder „Prana“ genannt, – experimentell nachgewiesen werden kann. In Teil 2 erläutert er, wie die auf diese Weise messbare Feinstofflichkeit unser Weltbild verändert. So werden nicht nur die geheimnisvollen Begriffe „Dunkle Materie“ und „Dunkle Energie“ mit Inhalt gefüllt, sondern auch Quantenmysterien, Informationsmedizin und sogar Karma und Wiedergeburt erklärbar.
DUNKLE MATERIE Neues über Dunkle Materie in Sonnennähe Redaktion / idw / Pressemitteilung der Universität Zürich astronews.com 13. August 2012
Ein internationales Team von Wissenschaftlern, darunter Astronomen der Universität Zürich und der ETH Zürich, hat die Menge der Materie in Sonnennähe bestimmt und so einen großen Anteil an unsichtbarer Dunkler Materie nachweisen können. Ihre Ergebnisse stimmen mit der bisherigen Theorie überein, wonach unsere Galaxie von einem massereichen Halo aus Dunkler Materie umgeben ist.
Die Simulation der Milchstraße in hoher Auflösung wurde als Test für die neue Massen-Messtechnik verwendet. Bild: UZH Der Astronom Fritz Zwicky fand in den 1930er Jahren als Erster Hinweise auf eine unsichtbare Substanz, die es in Galaxien und Galaxienhaufen geben muss, um die dort beobachteten Bewegungen der Sterne und Galaxien zu erklären - die Dunkle Materie. Etwa zur gleichen Zeit stellte man fest, dass die Materiedichte im Umfeld der Sonne fast doppelt so groß sein muss, wie durch die Masse der Sterne und sichtbares Gas allein erklärt werden kann. Trotz jahrzehntelanger Forschung blieb die Menge der Dunklen Materie nahe der Sonne rätselhaft. Verschiedene Messungen ergaben zwischen drei- und sechsmal so viel Dunkle Materie wie erwartet.
Vor einigen Monaten erschien dann eine Studie, die mit neuen Daten und einer neuen Methode plötzlich weit weniger Dunkle Materie in der Sonnenumgebung postulierte (astronews.com berichtete). Dieses überraschende Resultat sorgte weltweit für Verwirrung, wobei es die Astronomen letztlich den zu wenig genauen Simulationsmethoden und Analysen zuschrieben.
Nun hat ein internationales Team unter Leitung von Wissenschaftlern der Universität Zürich einen neuen Weg eingeschlagen. Die Forscher simulierten die Milchstraße in sehr hoher Auflösung und testeten somit ihr Vorgehen zur Messung der Dunklen Materie, bevor sie dieses auf reale Daten anwendeten. Dies führte zu einigen Überraschungen: So stellten sie fest, dass mit den Standardtechniken der letzten zwanzig Jahre zu geringe Werte der Dichte von Dunkler Materie berechnet worden sind.
Darauf basierend entwickelten die Wissenschaftler eine neue Technik, um den korrekten Wert für die Simulation zu erhalten. Angewandt auf die Positionen und Geschwindigkeiten von zahlreichen Zwergsternen in Sonnennähe, schätzen sie die lokale Dichte von Dunkler Materie neu ein - mit einem eindeutigen Ergebnis.
"Wir sind zu 99 Prozent sicher, dass es Dunkle Materie in Sonnennähe gibt. Mit 90-prozentiger Sicherheit finden wir sogar mehr Dunkle Materie als erwartet", fast Silvia Garbari zusammen, die auch Hauptautorin eines Fachartikels über die Untersuchung ist, der in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society erscheint. Bestätigen zukünftige Daten diesen hohen Wert, könnte das den ersten Beweis für eine Scheibe aus Dunkler Materie liefern, die kürzlich von numerischen Simulationen der Galaxienentstehung vorhergesagt wurde, folgert die UZH-Forscherin. "Es könnte auch bedeuten, dass der Halo aus Dunkler Materie deformiert ist, sodass der Wert für die lokale Dichte in die Höhe getrieben wird", so Garbari.
Viele Physiker gehen davon aus, dass dunkle Materie aus einem neuen Elementarteilchen besteht, das nur sehr schwach mit normaler Materie wechselwirkt. Würde das zutreffen, dann müsste es möglich sein, dieses Teilchen in Experimenten zu detektieren. Die genaue Messung der lokalen Dichte von Dunkler Materie ist für solche Versuche unerlässlich. "Experimentalphysiker hoffen, einen winzigen Teil dieser Teilchen in Versuchen wie beispielsweise mit dem XENON-Detektor einzufangen", so George Lake, Professor für Theoretische Physik an der Universität Zürich. "Die Kenntnis über die lokalen Eigenschaften von Dunkler Materie ist zentral, um die Ergebnisse zur Bestimmung der Teilchenart zu verwenden."
Dunkle Materie Unter dieser Sammelbezeichnung versteht man jede Materieform im Universum, die nur sehr schwach leuchtet, so dass man sie schwierig mit herkömmlichen Methoden der Astronomie beobachten kann. Im engeren Sinne meinen die Astronomen sogar Materie, die gar nicht mit elektromagnetischer Strahlung wechselwirkt und damit eine völlig andere Materieform darstellt, als die, die uns umgibt und aus der wir selbst bestehen.
Weshalb denkt man sich sowas aus?
Motiviert ist die Dunkle Materie (engl. dark matter, DM) durch die rätselhaften astronomischen Messdaten in der Dynamik von Galaxien und Galaxienhaufen. Schon 1932 beobachtete Jan Hendrik Oort Rotationsgeschwindigkeiten von Sternen in der Milchstraße und spekuliert über die Existenz von 'nebulöser, dunkler Materie' (Oort, J.H., Bulletin of the Astronomical Institues of the Netherlands 6, 249, 1932). Auch Fritz Zwicky stellte 1933 zusätzliche Beschleunigungen der Bewegung von Galaxien innerhalb von Galaxienhaufen fest (Zwicky, Fritz, Helv. Phys. Acta 110, 6, 1933). Innerhalb einer Galaxie, z.B. in der Kinematik der rotierenden, galaktischen Scheibe, gab es ebenfalls seltsame Abweichungen. So bemerkten Astronomen Anfang der 1980er Jahre, dass die Rotationskurven der galaktischen Scheibe in vielen Galaxien ein anomales Profil zeigen (Bosma, A., AJ 86, 1791, 1981; Rubin et al. ApJ 261, 439, 1982): sie fallen nach außen zu größeren Radien gar nicht ab, wie man es mit der Newtonschen Gravitation erwarten würde. Die heute favorisierte Lösung besteht darin, dass neben der sichtbaren, leuchtenden Materie die Existenz einer zusätzlichen Materieform, eben der Dunklen Materie, gefordert wird. Sie erklärt die erreichten Geschwindigkeiten der Sterne und Gaswolken in der Galaxie (die so genannte Geschwindigkeitsdispersion). In Galaxienhaufen machen die sichtbaren Sterne nur 1% der gesamten Haufenmasse aus, etwa 90% liegen in Form der Dunklen Materie vor, der Rest ist intergalaktisches Gas. Die Dunkle Materie könnte das bekannte Missing-Mass-Problem lösen. Auch auf der großen kosmologischen Skala (engl. large scale structure, LSS) bestimmt die Dunkle Materie die Dynamik. Vor allem dominiert jedoch die Dunkle Energie (engl. dark energy, DE) die Kosmodynamik: sie sorgt durch ihren antigravitativen Einfluss für die Expansion des Universums.
Physikalische Natur der Dunklen Materie
Aber die Natur der Dunklen Materie ist Gegenstand aktueller Forschung. Astronomen unterschieden anfangs die baryonische von der nicht-baryonischen Dunkler Materie. Baryonische Materie ist aus Baryonen, also im Prinzip Quarks zusammengesetzt. Im Gegensatz zu den Mesonen, die aus Quark und zugehörigem Antiquark (siehe Antimaterie) bestehen, sind die Baryonen (bestehend aus drei Quarks) recht stabil und langlebig. Die bekanntesten Baryonen sind das Proton und das Neutron, die man unter der Bezeichnung Nukleonen subsumiert. Sie konstituieren die Atomkerne der Elemente. Daneben spielen die Elektronen eine vergleichbar wichtige Rolle. Sie gehören zur Klasse der Leptonen, weisen keine weitere Substruktur auf und sind punktförmig. Die uns umgebende Materie wird durch das Standardmodell der Teilchenphysik sehr gut beschrieben. Baryonische Dunkle Materie
Zur baryonischen Dunklen Materie zählt man zum Beispiel Planeten. Schon in unserem Sonnensystem sind von der Sonne weit entfernte Planeten und Zwergplaneten schwer zu entdecken, wie die jüngsten Fälle zeigen. Deutlich komplizierter wird es wenn die Planeten um andere Sterne kreisen. Solche extrasolaren Planeten werden vielfach übersehen, und Astronomen kennen aktuell etwa 200 Stück. Auch die Braunen Zwerge zählen zur baryonischen Dunklen Materie. Diese intermediären Objekte zwischen Planet und Stern leuchten besonders kräftig im Infrarot. Vermutlich ist die Zahl der Planeten und Braunen Zwerge aber zu gering, als dass sie einen entscheidenden Anteil an der gesamten (baryonischen und nicht-baryonischen) Dunklen Materie hätten. Im Halo von Galaxien befinden sich Objekte, die man MACHOs, Massive Compact Halo Objects, nennt. Sie sorgen dafür, dass es regelmäßig zu Mikrolinsen-Ereignissen (engl. microlensing events) kommt. Dabei zieht ein MACHO direkt auf der Sichtlinie vor einem Stern im Halo vorbei und sorgt durch einen Gravitationslinseneffekt für einen kurzzeitigen Helligkeitsanstieg des Sterns. Die Lichtkurve ist symmetrisch und kann relativ einfach von anderen veränderlichen Sternen unterschieden werden. Als MACHO-Kandidaten kommen die bereits genannten Vertreter der baryonischen Dunklen Materie in Frage: Braune Zwerge, Planeten oder leuchtschwache M-Sterne (M-Zwerge, M meint den Spektraltyp). Natürlich sind auch die Schwarzen Löcher im Kosmos ein großes Reservoir Dunkler Materie. Hinter den Ereignishorizonten aller Schwarzen Löcher des Universums befinden sich vermutlich viele Trilliarden Sonnenmassen. Man zählt sie zwar zur baryonischen Materie hinzu, die Natur dieser kompakten Masseform ist im Detail jedoch völlig unklar: Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie besagt, dass die Masse eines Schwarzen Loches in einer intrinsischen punkt- (Schwarzschild-Lösung) oder ringförmigen (Kerr-Lösung) Singularität steckt!
Nicht-baryonische Dunkle Materie
Neutrinos & WIMPs
Nicht-baryonische Materie ist eher exotischer Natur und Gegenstand der Teilchenphysik. Eigentlich meint der Begriff Dunkle Materie im engeren Sinne nur die nicht-baryonische Form. Die Physiker zählen viele Elementarteilchen zu dieser mysteriösen Materieform, und zwar Teilchen, die sie bereits nachgewiesen haben oder die sie im Rahmen eines theoretischen Modells fordern. Populär sind beispielsweise die Neutrinos, von denen man mittlerweile sicher weiß, dass sie eine endliche Masse haben. Allerdings sind die Neutrinomassen äußerst gering, wie die Superkamiokande-Experimente in Japan gezeigt haben. Neutrinos sind zwar extrem zahlreich im Kosmos, doch tragen sie insgesamt nicht signifikant zur nicht-baryonischen Dunklen Materie bei (vergleiche aktuelle WMAP-Daten). Da sind die großen Brüder der schwach wechselwirkenden Neutrinos schon viel interessanter, nämlich die ebenfalls schwach wechselwirkenden WIMPS (engl. Akronym für Weakly Interacting Massive Particles, also schwach wechselwirkende, massive Teilchen).
SUSY-Kandidaten
Eine populäre Theorie der Elementarteilchenphysik und der Stringtheorien ist die Supersymmetrie (SUSY). Die SUSY sagt einen ganzen 'Zoo' neuer Teilchen voraus! Sie werden übersichtlich mittels Quantenzahlen (Spin, Ladung etc.) sortiert. Zu den bekannten Teilchen des Standardmodells kommen neue Teilchen, die so genannten supersymmetrischen Partner hinzu. So postulieren die SUSY-Theoretiker beispielsweise das Photino als supersymmetrischen Partner des Photons oder das Neutralino als Partner für das Neutrino. Es gibt viele weitere Superpartner zu bereits verifizierten Teilchen des Standardmodells. Allerdings gibt es bisher für keines dieser SUSY-Teilchen experimentelle Evidenz. Besonders interessant als Kandidat für die nicht-baryonische Dunkle Materie ist ein SUSY-Teilchen, das Neutralino, das bei diversen astronomischen Beobachtungen in Erwägung gezogen wird. Die Hinweise darauf sind jedoch recht schwach.
Weitere Kandidaten
Das Axion ist ein weiterer Kandidat und wurde aus einer Brechung der Peccei-Quinn-Symmetrie der Lagrangedichte der Quantenchromodynamik als massives Goldstone-Boson abgeleitet. Es weist vermutlich eine sehr geringe Masse von 10-5 eV auf und ist ein CDM-Kandidat, der bislang vergeblich gesucht wurde.
kalte und heiße Dunkle Materie
Es gibt eine weitere Nomenklatur für Dunkle Materie: Kosmologen unterscheiden heiße Dunkle Materie (engl. Hot Dark Matter, HDM) und kalte Dunkle Materie (engl. Cold Dark Matter, CDM). 'Heiß' bedeutet, dass sich der Kandidat im Zeitalter der Galaxienentstehung mit relativistischen Geschwindigkeiten bewegte, also Geschwindigkeiten, die vergleichbar sind mit der Lichtgeschwindigkeit; 'kalt' bedeutet entsprechend, dass er sich nicht-relativistisch bewegte. Ein Beispiel für die HDM sind die Neutrinos.
Eine Welt ohne Dunkle Materie?
Es gibt auch alternative Modelle, die ohne Dunkle Materie auskommen. Eine solche Theorie ist MOND (und deren relativistische Erweiterung TeVeS), die jedoch auch eine alternative Gravitationstheorie neben der Einsteinschen Theorie darstellt. MOND ist ein unkonventioneller Ansatz. Die meisten Astrophysiker favorisieren die ART mit Dunkle Materie.
3D-Kartographie der Dunklen Materie
Die Existenz der Dunklen Materie wird durch aktuelle Beobachtungen gefestigt. So hat ein Team internationaler Astronomen unter Beteiligung des MPEs die dreidimensionale Verteilung der Dunklen Materie in einem Himmelsausschnitt bestimmt (Massey et al. Nature 445, 286, 2007). Die Astronomen wählten für diese Analyse ein sehr gut untersuchtes Himmelsareal, das COSMOS-Feld, aus. COSMOS steht für Cosmic Evolution Survey. Hier führt eine große Kollaboration internationaler Astronomen Tiefenfeldbeobachtungen in ganz unterschiedlichen Spektralbereichen durch. Im COSMOS-Feld haben etwa 500000 Galaxien Platz - das ist der größte Volumen, das Astronomen bislang analysiert haben! Zur Kartographierung der Dunkle Materie nutzten die Astronomen den Gravitationslinseneffekt aus: durch den Einfluss von normaler baryonischer Materie und Dunkler Materie wird Licht von Hintergrundquellen abgelenkt. Auf diese Weise verrät sich die Dunkle Materie indirekt. Der Gravitationslinseneffekt wurde im Himmelsfeld mit dem Weltraumteleskop Hubble (HST) bestimmt. Um nun nur den Anteil der Dunklen Materie zu bestimmen, muss der Einfluss der normalen Materie herausgerechnet werden. Das gelingt dadurch, dass zusätzlich die Röntgendaten im COSMOS-Feld benutzt werden, die mit dem europäischen Röntgenteleskop XMM-Newton gesammelt wurden (Hasinger et al. ApJS COSMOS Special Issue, 2007). Die Röntgenstrahlung stammt gerade von heißem Gas, sodass aus den Röntgendaten direkt die normale, baryonische Materie bestimmt werden kann. Nun zieht man die Verteilung der normalen Materie (XMM-Daten) von der Verteilung der normalen plus Dunklen Materie (HST-Daten) ab, und findet die dreidimensionale Verteilung der Dunklen Materie, wie sie in der Abbildung rechts dargestellt wird (Credit: NASA/ESA, Massey, CalTech; Finoguenov, MPE; große Version). Von links nach rechts nimmt die kosmologische Rotverschiebung zu, so dass rechts weiter entfernte Strukturen zu sehen sind, die entsprechend zu früheren Zeiten im Universum vorgeherrscht haben. Zu früheren kosmologischen Epochen (im Bild rechts) war die Dunkle Materie relativ gleichmäßig verteilt. Im Laufe der Entwicklung des Universums bildeten sich jedoch durch die Wirkung der Gravitation Klumpen aus Dunkler Materie - sind im Bild links gut sichtbar. Die Astronomen sehen durch diese Beobachtungen die Modelle der kosmologischen Strukturbildung bestätigt. Denn in den konzentrierten Bereichen von Dunkler Materie sammelte sich auch die normale Materie. Schließlich entstanden daraus die Galaxien und Galaxienhaufen. Beobachtungen wie diese helfen demnach zu verstehen, wie sich das Universum entwickelt und welche Rolle dabei die Dunkle Materie gespielt hat.
Galaktischer Gasdiebstahl: Die Großen sind die Bösen
Unser heimischer Galaxienhaufen, die Lokale Gruppe, wird dominiert von der Milchstraße und der Andromedagalaxie M31, weil sie am meisten auf die Waage bringen. Doch es gibt auch kleine Zwerggalaxien, die die massereichen Galaxien umkreisen wie Bienen den Honig. Drei dieser kleinen Begleitgalaxien sind Draco, Ursa Minor und Andromeda IX, die allesamt extrem leuchtschwach sind. Erst 2006 wurden neue Zwerggalaxien dieser Gattung (engl. dwarf spheroidals, dSphs) entdeckt (Belokurov et al. 2006; Zucker et al. 2006). Einige von ihnen sind uns so nah wie die Magellanschen Wolken (~ 50 kpc), aber bei weitem nicht so hell. Seltsamerweise werden diese 'dunklen Minigalaxien' von Dunkler Materie dominiert. Sie enthalten kaum normales, leuchtendes Gas. Woher kommt das? Einen wichtigen Beitrag zur Lösung dieser Frage haben neue Simulationen der Dynamik in Galaxienhaufen geliefert (Mayer et al. Nature 445, 738, 2007; astro-ph/0702495). Sie demonstrieren, dass die Zwerggalaxien nicht immer so dunkel waren. Auch die Minigalaxien waren vor langer Zeit reich an leuchtendem Gas. Doch ihnen wurde zum Verhängnis, dass sie in die Nähe größerer Galaxien (wie Milchstraße und Andromeda) kamen. Vor etwa zehn Milliarden Jahren verloren sie einen großen Anteil der baryonischen, leuchtenden Materie durch die Gezeitenwechselwirkung mit den großen Nachbargalaxien. Dabei kam den Galaxienriesen die kosmische Ultraviolett-Hintergrundstrahlung zu Hilfe: Sie heizte das Gas in den Zwerggalaxien so sehr auf, dass es nur locker gebunden und leicht zu stibitzen war. Bei der Dunklen Materie blieb die UV-Strahlung wirkungslos, sodass die Dunkle Materie in den Zwergen verblieb. Die Quelle der UV-Hintergrundstrahlung sind Quasare und massereiche, jungen Sterne (Haardt & Madau 1996). Ohne Gas, keine Sterne - Deshalb stoppte vor etwa 10 Mrd. Jahren auch Sternentstehung in Zwerggalaxien. Was heute noch sichtbar ist, ist eine kleine Ansammlung von Sternen (stellare Komponente), die eingebettet ist in einen Halo Dunkler Materie. Die Vorhersage der Simulationen (N-Körper plus SPH) ist: alle massereichen Galaxien sollten von ein paar Satellitengalaxien umkreist werden, die dominiert werden von Dunkler Materie. Viele Zwerggalaxien werden noch vermisst. Dieses Missing-Satellites-Problem (Moore et al. 1999) könnte durch die Existenz einiger dieser dunklen Zwerggalaxien gelöst werden. Der Computer hat uns so gezeigt, wie aus kleinen Strahlemännern unglückselige Schattengestalten werden.
Unbekannter Goliath
Die dominante Rolle in der Kosmologie spielt die Dunkle Energie. Über zwei Drittel macht ihren Anteil an den kosmischen Energieformen aus. Die uns vertraute, gewöhnliche (baryonische) Materie, bestehend vor allem aus Protonen und Neutronen, ist mit einem Anteil von nur 4% eindeutig schwächer vertreten und eher ein fast irrelevanter Nebeneffekt. Frei nach Astrophysiker Harald Lesch, Universitätssternwarte München: 'Wir sind ein Dreckeffekt!' Lassen wir den kosmischen Staubsauger lieber in der galaktischen Abstellkammer.
Dunkle Materie (DM) ist Materie, die wir nicht sehen (siehe dazu das ertse Bild, unten), nicht im optischen Bereich oder im Radiobereich des Spektrums und auch nicht in einem anderen Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Aber gewisse Beobachtungsfakten deuten darauf, dass es viel mehr Materie geben muss als bekannt ist. Da solche Materie nicht gesehen wird, wurde sie `Dunkle Materie' genannt. Wie kamen Astronomen zu einer derart merkwürdigen Hypothese? Anfänglich gab es dafür zwei Gründe, die auf astronomische Beobachtungen und Erkenntnisse zurückgehen: 1) Signaturen in den grossräumigen Bewegungen in der Milchstrasse 2) Ideen über die Struktur des Universums Die beiden genannten Gründe hängen eindeutig mit Gravitation und Struktur des Raumes zusammen. Jeder Bereich für sich erforderte Dunkle Materie, vielleicht unterschiedlicher Art, und so konnte man von möglicherweise zwei Arten der DM reden, beide unbekannter Natur. Inzwischen gibt es aber auch aus anderen Bereichen der Astronomie Hinweise auf das Vorhandensein von weit mehr Materie als über direkte Beobachtungen nachgewiesen werden kann. Um die Argumente für die Existenz der DM verständlich zu machen, müssen zunächst die Messmethoden der Astronomie erklärt werden. Anschliessend wird über die Art der DM spekuliert, und dann auch über die Frage wo dunkle Materie versteckt sein könnte. Alle Einzelheiten der zum Teil kontrovers diskutierten Fragen zu der DM können aber in diesem Text nicht dargestellt werden.
Inhalt des Textes (mit Stichwörtern): 1. Struktur und Bewegung a) in der Milchstrasse (Sternzählungen, Rotation der Scheibe) b) in anderen Galaxien (Rotation ihrer Scheiben) 2. Weitere Argumente für Dunkle Materie (Galaxienhaufen: Virialmasse, Röntgenstrahlung, Gravitationslinsen) 3. Kosmologie und Dunkle Materie (Modelle für Expansion, kritische Dichte, Dichteschwankungen) 4. Hypothesen zur Natur der Dunklen Materie (Normale Objekte; nicht-normale Materie; Modified Newtonian Dynamics, MOND) zu normalen Objekte: Wie könnte DM am besten versteckt sein? M Zwerge - Weisse Zwerge - Neutronensterne - Schwarze Löcher - Braune Zwerge - Planeten, Kometen, usw. Zusammenfassung 5. DM oder keine DM? (Ist die DM reell oder liegt ein Fehler in den Theorien vor? Omega-Lambda) Betrachten wir unsere Milchstrasse, dann sehen wir eine Scheibe voller Sterne. Abseits der Scheibe gibt es weniger Sterne, und wir schauen in die weite Ferne des Universums. Bei näherer Betrachtung sind in Richtung Scheibe dunkle Stellen erkennbar. Dies ist nicht die dunkle Materie, sondern eine Verdunklung des Hintergrundsternlichtes durch staubhaltige interstellare Gaswolken.
Die Ebene der Milchstrasse zeigt viele Sterne, aber auch dunkle Stellen. Sie werden verursacht von interstellaren Gaswolken, die normalerweise etwas staubiges Material enthalten, das wie ein Nebel den Hintergrund verschleiert oder unsichtbar macht. Dieses Material ist im infraroten Teil des Spektrums hell leuchtend zu sehen. Die dunklen Stellen sind daher kein Anzeichen für Dunkle Materie. (Bild erarbeitet am STScI; Link zu Aufnahmen der Milchstrasse bei anderen Wellenlängen) 1. Struktur und Bewegung
a) Struktur und Bewegung in der Milchstrasse Um die Struktur unner Galaxis zu verstehen, müssen wir von den Objekten in der Galaxis die Entfernungen und die Bewegungen kennen. Nur so lässt sich ein schlüssiges Modell zur Struktur einer Galaxis entwickeln. (Einen ausführlichen Text mit Diagrammen finden Sie im Aufsatz Entschlüsselung der grossräumigen Struktur unserer Galaxis.)
Sternzählungen und Dunkle Materie
Anfang des 20.Jh wurden erneut genaue Zählungen von Sternen gemacht, um aus der räumlichen Verteilung die Struktur der Galaxis abzuleiten (insbesondere von Kapteyn in Groningen, NL). Insbesondere senkrecht zur Scheibe der Milchstrasse ist das relativ einfach, da es in dieser Richtung im Allgemeinen wenig absorbierenden Staub gibt. Man sortiert die Sterne nach Helligkeit, und benutzt dann die Abschwächung des Sternlichtes nach der normalen Entfernungsregel (1/r2 mit r=Entfernung), um die räumliche Dichte in Entfernungsbereichen zu berechnen. In Wirklichkeit aber geht das nicht so einfach, da Sterne unterschiedliche Lichtmengen abstrahlen. Man muss daher eine sogenannte Leuchtkraft-Funktion hineinrechnen. Die Leuchtkraft-Funktion gibt die Verteilung der Sterne in Helligkeitsintervallen an.
Trotz dieser und anderer Komplikationen führten solche Sternzählungen zu der Vermutung, dass die beobachtete Verteilung der Sterne senkrecht zur Scheibe eine grössere durch Gravitation hervorgerufene Kraft erfordert, als man aus der Menge der bekannten Materie erklären konnte. Schon 1932 berichtet Oort über eine `Dunkle Scheibe', ein Befund, der auch nach mehr als 50 Jahren und vielen ähnlichen Studien noch von vielen Astronomen für richtig gehalten wird.
Rotation unserer Galaxis und Dunkle Materie
Galaxien rotieren um ihr Zentrum. Die Geschwindigkeit der Rotation sollte nach Kepler (wie in unserem Planetensystem) bis in grosser Entfernung vom Zentrum etwa wie r-0.5 abnehmen. Die Rotation der Milchstrasse war schon lange aus den Bewegungen der Sterne in der Sonnenumgebung bekannt. Die Umlaufgeschwindigkeit in grossen Teilen der inneren Galaxis kann aber nicht aus Sternen gewonnen werden, da die Sterne dort eben durch staubige Gaswolken verdeckt sind.
Das in der Galaxis allgegenwärtige Wasserstoffgas strahlt im Radiobereich bei 21 cm Wellenlänge. Solche Strahlung dringt einfach durch Gaswolken hindurch. Da die Wellenlänge der Strahlung sehr gut bekannt ist, kann aus der Abweichung der Wellenlänge über den Doppler-Effekt die Geschwindigkeit der Gaswolke abgeleitet werden. Entfernungen sind so aber nicht bestimmbar. Nehmen wir nun an, dass das Gas auf Kreisbahnen um das Zentrum der Galaxis läuft. Dann hat das Gas längs eines beliebigen Sehstrahls in Richtung innere Galaxie im sogenannten Tangentialpunkt (Radiusvektor steht senkrecht zur Sehstrahlrichtung) seine grösste Dopplergeschwindigkeit. Betrachtet man nun mehrere Sehstrahlen in Scheibenrichtung, so bilden die gesammelten Bahngeschwindigkeiten und Abstände vom Zentrum an den Tangentialpunkten die sogenannte Rotationskurve.
Ein weiterer wichtiger Parameter muss noch gefunden werden: die Entfernung von der Sonne zum Zentrum der Milchstrasse. Da Sterne im Zentrum eben unsichtbar sind, benutzt man die räumliche Verteilung der Sterne im weiteren Umfeld des galaktischen Zentrums. Sterne müssen wegen der Wirkung der Schwerkraft generell etwa sphärisch (oder ellipsoidal) um das Zentrum verteilt sein. Zwei Arten von Objekten eignen sich für die Bestimmung der räumlichen Verteilung am besten, da man von beiden Typen die Entfernung relativ einfach bestimmen kann. Für die Kugelsternhaufen, die weiträumig etwa sphärisch um das Zentrum verteilt sind, findet man die Entfernung einfach aus der Photometrie: das beobachtete Farben-Helligkeits-Diagramm wird mit dem Referenzdiagramm verglichen: Der Unterschied in der Helligkeit ist entfernungsbedingt. Für den RR Lyra Typ der variablen Sterne ist die absolute (die intrinsische) Helligkeit (Mittelwert über den Lichtwechsel) konstant, so dass aus der gemessenen Helligkeit unmittelbar die Entfernung folgt. Misst man nun viele RR Lyra Sterne in einer definierten Richtung, so folgt aus den individuellen Entfernungen, wo auf dieser Strecke die Raumdichte am grössten ist. Dies muss der Punkt mit der geringsten Entfernung vom Zentrum der Milchstrasse sein.
Nach all solchen Untersuchungen weiss man, dass die Entfernung der Sonne zum Zentrum der Milchstrasse etwa 8.5 kpc (etwa 25 Tausend Lichtjahre) beträgt, und dass die Umlaufgeschwindigkeit der Sonne um das Zentrum der Milchstrasse etwa 220 km/s ist.
Nun zur DM! Normalerweise sollte die Rotationsgeschwindigkeit nach aussen in der Galaxis etwa wie r-0.5 abnehmen. Die Beobachtungen zeigen aber eine nach aussen hin konstante Geschwindigkeit, die Rotationskurve ist `flach'. Eine flach bleibende Rotationskurve kann man verstehen, wenn die Galaxis mehr Masse enthält, als im Rotationsmodell berücksichtigt wurde. Aber für zusätzliche Masse gibt es sonst keinen Hinweis! Das heisst, auch hier braucht man DM. Und die Menge könnte gigantisch sein. Unsere Galaxis hat 1 - 2 1011 Sonnenmassen (100 bis 200 Milliarden) an sichtbarer Materie, die Erkenntnisse zur DM führen, je nach Modell, zu einer 5- bis 10-fachen Menge an Materie!
b) Struktur und Bewegung in anderen Galaxien
Bei anderen Galaxien hat man den Vorteil, sie meistens komplett sehen zu können, aber den Nachteil, die Entfernungen nicht gut abschätzen zu können. Mit Hilfe der Radiosynthese-Teleskope (Gruppen gleicher Antennen, die zeitlich koordinierte Messungen durchführen) können von anderen Galaxien aber Rotationskurven gut gemessen werden. Diese Messungen reichen bis zum äussersten Rand der Scheibe des Wasserstoffgases. Solche Messungen zeigten Ende der 70-er Jahre auch bei anderen gashaltigen Spiralgalaxien flache Rotationskurven. Dort gibt es eindeutig Anlass, mehr Materie in die Modelle einzubeziehen als es `sichtbare' Materie gibt.
Eingeräumt werden muss, dass die Modellierung der Rotationskurven einiges an Freiraum lässt. So kennt man die sogenannten `maximum disk' Modelle, bei denen versucht wird, so weit wie möglich die Fehlerbereiche auszureizen, um alles mit bekanntem Scheibenmaterial zu erklären. Aber auch dann ergibt sich die Notwendigkeit der DM.
Links zu Top 1. Strukt. & Bew. 2. Weitere Arg. f. DM 3. Kosmol. & DM 4. Hypoth. zur DM Natur 5. DM oder keine DM?
2. Weitere Argumente für Dunkle Materie
Aus drei weiteren Bereichen der beobachtungsorientierten astronomischen Forschung gibt es starke Argumente für die Existenz der DM. Alle drei beziehen sich auf die Bestimmung der Masse ganzer Galaxienhaufen. Die Gesamtmasse der Galaxien eines Galaxienhaufens kann aus den Bewegungen dieser Galaxien abgeleitet werden. Dabei wird der Virialsatz angewendet. Der Virialsatz besagt, dass die Summe der kinetischen Energie der Objekte einer gravitativ gebundenen Gruppe gleich der Hälfte der potentiellen Energie des Systems sein muss. Die potentielle Energie wird durch die Gesamtmasse des Systems gegeben, die summierte kinetische Energie ist aus den Geschwindigkeiten der Objekte im System zu berechnen: Summe (1/2 × M v2) = E(kin) = - 1/2 E(pot) = -G (Summe M)2 / R . Die Anwendung des Virialsatzes auf Daten einiger Galaxienhaufen ergab einen Faktor 10 mal mehr Masse als man an Hand der sichtbaren Objekte erklären konnte. Also: DM!
Mit Röntgensatelliten wurde ausgedehnte Röntgenstrahlung aus Himmelsgebieten um Galaxienhaufen festgestellt (Bild). Gas, das Röntgenstrahlen emittiert, muss sehr heiss sein, im Bereich von zehn Millionen Grad. Da solches Gas dünn und sehr beweglich, andererseits in Galaxienhaufen gebunden ist, muss der Haufen eine sehr grosse Schwerkraft auf dieses Gas ausüben. Dies erlaubt eine Abschätzung der Gesamtmasse des Galaxienhaufens. An den sichtbaren Galaxien des Haufens sieht man aber soviel Masse nicht. Und aus diesen Analysen folgte auch: DM!
Der Galaxienhaufen Abell 3528 zeigt bei Messungen im Röntgenbereich ein riesiges leuchtendes Gebiet. Die Farben deuten Helligkeit an, die Galaxien selber sind in schwarz über die Röntgenisophoten gemalt. Das leuchtende Gas hat eine Temperatur von etwa 10 Million Grad. Dies kann nur im Galaxienhaufen gebunden bleiben, wenn dessen Masse sehr gross ist. In diesem Fall braucht man deutlich mehr Masse, als die bekannten Massekomponenten (die in schwarz eingezeichneten Galaxien) erklären können. Ein klarer Fall für Dunkle Materie (Aufnahme ROSAT).
Grosse und massereiche Galaxienhaufen erzeugen (laut der allgemeinen Relativitätstheorie) eine lokale Raumkrümmung. Sie bewirkt, dass Licht eines Hintergrundobjektes durch die Wirkung der Gravitation abgelenkt wird. Seit den 80-er Jahren kennt man `merkwürdige' leuchtende Bögen in der Nähe von sehr massereichen Galaxien. Sie wurden 1987 als durch Gravitationslinsen erzeugte verzerrte Abbilder von Hintergrundgalaxien erkannt.
Theoretische Überlegungen erlauben, aus der Lage und Form der Bögen die Verteilung der Masse und die Gesamtmasse des Galaxienhaufens abzuleiten. Auch hier stellte sich heraus, dass weitaus mehr Masse (ein Faktor grösser als 10) anwesend ist, als Astronomen an Hand des Lichtes erklären können. Fazit: DM!
Die vom Galaxienhaufen Abell 2218 erzeugte Gravitationskraft bewirkt Verzerrung von Bildern der Hintergrundobjekte zu Punktquellen und Bögen. Aus der Form der Verzerrung und weiteren Informationen ist die Gesamtmasse des Galaxienhaufens modellierbar. Auch aus diesem Phänomen leitet man die Existenz von deutlich mehr Masse ab, als die bekannten Massekomponenten erklären können. Ein weiterer Fall für Dunkle Materie (Aufnahme HST). Link zu weiteren Gravitationslinsen vom HST
Links zu Top 1. Strukt. & Bew. 2. Weitere Arg. f. DM 3. Kosmol. & DM 4. Hypoth. zur DM Natur 5. DM oder keine DM?
3. Kosmologie und Dunkle Materie
Man kann die Struktur des Universums und seine seit Hubbles Messungen dokumentierte Expansion näherungsweise in relativ einfache Gleichungen fassen. Dabei geht man von Globalparametern für das Universum aus, wie `Masse', `Radius', `mittlere Dichte', und einem Term für die Expansionsgeschwindigkeit, die der Gravitation entgegenwirkt.
Der Radius ist eigentlich der Skalenfaktor oder `Krümmungsradius' des drei-dimensionalen Raumes. Es ist nicht ein Radius im euklidischen Sinne, sondern bezieht sich auf der Länge des `geraden' Weges, den Licht in einem von der Gravitation gekrümmten Raumes zurücklegen kann. [Es ist so etwa wie bei einer Ameise auf der Erdoberfläche. Für sie ist die Erdoberfläche eine 2-dimensionale Ebene. Die Ameise ist sehr klein und hat kein Verständnis für Erhebungen auf der Erde oder für die Krümmung der Oberfläche der Erde. Geht sie geradeaus, und einfach immer weiter, so würde sie irgendwann merken, dass sie an ihren Ausgangspunkt zurückgekommen ist. Sie ginge immer geradeaus und lief dennoch (ohne sich dessen bewusst zu sein) einen gekrümmten Weg. Über diesen Vergleich kann man sich den Krümmungsradius des 3-dimensionalen Universums vorstellbar machen.]
Die Gleichungen zur Struktur und Expansion des Universums führen zu einer grafischen Darstellung der Expansion (Bild unten). Die dabei wichtigen Parameter sind: R(t), der Krümmungsradius des Universums, der selbstverständlich zeitabhängig ist; k, das Vorzeichen der Raumkrümmung, mit: k=-1, hyperbolischer Raum, der Raum ist ``offen''; oder k=0, euklidischer Raum; oder k=+1, sphärischer Raum, der Raum ist ``geschlossen''; d(t), die mittlere Materiedichte des Universums. Hier wird die sogenannte kritische Dichte, dcrit(t), definiert; es ist die mittlere Dichte des Universums, falls k=0 zutrifft. Die bisher aus bekannten Objekten dokumentierbare Materiedichte ist nahezu einen Faktor 100 kleiner als die `kritische Dichte'! H(t), die Hubble-Funktion, die die Art der Expansion beschreibt. Dabei ist H0 (für Zeit t = heute) die Hubble-Konstante für die Expansion des Universums Hier und Heute. Nach heutiger Erkenntnis hat sie einen Wert zwischen 50 und 75 km/s pro Megaparsec Entfernung; q(t), der Abbremsungsparameter, beschreibt wie die Expansion des Universums durch die Schwerkraft verzögert wird. Der zugelassene Wertebereich von q hängt mit der Wahl der Geometrie des Universums (Wert von k) zusammen.
Bei k=+1 ist der Raum geschlossen, die mittlere Materiedichte ist grösser als die kritische, und q grösser als 0.5; d.h., die Expansion des Universums wird derart verzögert, dass es zu einem Halt und anschliessend einer Schrumpfung kommt und das Universum wieder zusammenfällt. Bei k=-1 ist der Raum offen, die mittlere Materiedichte wäre kleiner als die kritische, und q kleiner als 0.5; d.h., die Expansion des Universums wird ewig fortgesetzt. Bei k=0 hat man den Grenzfall mit q=0.5, das Universum expandiert zwar immer weiter, aber immer langsamer.
Welcher der drei Fälle das Verhalten unseres expandierenden Universums am Besten wiedergibt, muss an Hand von Beobachtungen dokumentiert werden. Es gibt Überlegungen, die zum Ausschluss gewisser Modelle führen. 1) Eine abbremsende Expansion (k=+1 und q grösser als 0.5) und das spätere Zusammenziehen muss bedeuten, dass das Universum höchstens etwa 14 Milliarden Jahre alt wäre (für eine Hubble-Konstante von 50 km/s /Megaparsec). Dies ist weniger als das Alter der ältesten uns bekannten Sterne! Auch müsste die mittlere Materiedichte in diesem Fall grösser als die kritische Dichte sein (und es gibt schon so wenig Materie). 2) Auf ewig expandieren (k=-1 und q kleiner als 0.5) bedeutet ein relativ grosses Alter des Universums. Es bedeutet auch, dass das Universum immer kälter wird. 3) Da sowohl bei den Lösungen 1) als 2) Probleme auftauchen, besteht eine gewisse Präferenz für das Modell mit k=0, q=0.5 und die kritische Dichte als mittlere Materiedichte. Dazu kommt, dass dieses Modell genau den Grenzfall zwischen den anderen darstellt.
Das Verhalten des Universums in Bezug auf die Werte der relevanten Parameter ist in der Grafik zusammengefasst.
Die Modelle für Struktur und Entwicklung des Universums liefern eine Grafik, die die Expansion des Universums zeigt. Die Expansionsrate für das Universum "Hier und Heute" ist in allen Modellen selbstverständlich gleich H0. Die Grenzfälle unter den Modellen sind die mit q=0 (offen) und mit q=0.5 (Dichte genau gleich der kritischen Dichte). Modelle mit q grösser als 0.5 beschreiben geschlossene Universen, sie fallen in sich zurück, erfordern aber ein junges Alter des Universums in Widerspruch zum Alter der ältesten bekannten Sterne. Die Altersangabe am oberen Rand (in Einheiten von Milliarden Jahren) trifft zu für eine Hubble-Konstante mit Wert H0 = 71 km/s pro Megaparsec. Im favorisierten Modell mit q=0.5 wird viel Dunkle Materie gebraucht. [Bild von einem der Aktualität entsprechenden ersetzt am 2011.09.01] Im Universum mit k=0 muss die mittlere Materiedichte gleich der kritischen Dichte sein. Die kritische Dichte ist, laut den Gleichungen zum Modell, zu finden aus dcrit(t) = 3 H(t)2 / 8 pi G mit der Konstante der Schwerkraft G. Die aktuelle mittlere Materiedichte wird aus den uns bekannten Masseanteilen unter Berücksichtigung der grossen Zwischenräume zwischen den Galaxien und den Galaxienhaufen berechnet. So findet man, dass die aktuelle Dichte der sichtbaren Materie nahezu nahezu einen Faktor 100 geringer ist als die kritische Dichte! Daraus leitet man die kosmologische Notwendigkeit für Dunkle Materie ab (für neuere Entwicklungen zur Theorie, siehe Kap. 5: DM oder kein DM?). Der Bedarf an DM ist hier aber etwa einen Faktor 10 grösser als bei dem Bedarf zur Erklärung der Rotationskurven und der Masse in Galaxienhaufen.
[ Inzwischen wurde aus vielen Messungen klar, dass die Modelle für die Entwicklung und die Struktur des Universums (so, wie sie oben und im Diagramm dargestellt wurden) unvollständig sind. Die Hubble-Konstante hat einen Wert von 70-75 km/s/Mpc (Messungen an Cepheiden in entfernten Galaxien mit dem HST). Die Expansionsgeschwindigkeit beschleunigt sich, eine Beobachtung, die unweigerlich auf die Notwendigkeit der kosmologischen Konstante Lambda in Einsteins Gleichungen hin deutet. Also, der Parameter Lambda ist nicht gleich Null. (Diese Konstante und ihre Wirkung werden mit verschiedenen Begriffen angedeutet, wie Vakuumenergie, negative Gravitation, dunkle Kraft, ...). Alles deutet nun darauf hin, dass die Materiedichte im Universum etwa 1/3 der kritischen Dichte beträgt (siehe auch Kap. 5, unten). Und die bisher bekannte, sichtbare Materie macht nur etwa 1/30 der kritischen Dichte aus. Wenn es um die Materie geht, wird das Universum nach wie vor von DM dominiert. (Ergänzung vom 2001.07.23) ] Ein weiterer Grund für DM ergibt sich aus der Betrachtung der kosmischen Hintergrundstrahlung. Nach dem Urknall kühlte das heisse homogene Universum herunter, und der Überrest dieser heissen Strahlung ist noch als Hintergrundstrahlung mit effektiv 3 Grad Kelvin im fern-infraroten Teil des Spektrums zu sehen. Dennoch bildeten sich Inhomogenitäten in der Dichte, die später zur Bildung von Galaxienhaufen mit den Galaxien darin führten. Beim Herunterkühlen werden Strahlung und Materie `entkoppelt', dass heisst, Strahlung und Materie benehmen sich von da an unabhängig. Schon vorhandene Inhomogenitäten sollten daher als Inhomogenitäten in der heute beobachtbaren Hintergrundstrahlung sichtbar sein. Die Inhomogenitäten sind aber gering, was nur verständlich ist, wenn die Materiedichte hoch war. Daraus ergibt sich ein grosser Bedarf an DM!
Links zu Top 1. Strukt. & Bew. 2. Weitere Arg. f. DM 3. Kosmol. & DM 4. Hypoth. zur DM Natur 5. DM oder keine DM?
4. Hypothesen zur Natur der Dunklen Materie
Es gibt sehr vielfältige Spekulationen über die Natur der Objekte, die zu dem Postulat der DM geführt haben. Dabei muss im Auge behalten werden, dass der Bedarf an DM in Galaxien geringer ist als der Bedarf an DM für das ganze Universum (der kosmologische Bedarf; siehe oben). Es gibt drei Richtungen, in der nach der Lösung des Problems der DM gesucht wird:
1) Gibt es `normale' Materie, die das Problem löst?
2) Gibt es `exotische' Materie, die das Problem löst?
3) Sind die Gesetze zur Schwerkraft nach Newton und Einstein unvollständig?
Die Möglichkeit der normalen, baryonischen Materie wird dabei am ausführlichsten besprochen, da wir über normale Materie am besten Bescheid wissen.
zu 2) Nicht baryonische Materie Es wurde eine Vielfalt an Elementarteilchen zur Erklärung der DM vorgeschlagen. Sie reicht von `normalen' bis hin zu exotischen Elementarteilchen. Meistens werden dann folgende genannt: Axionen, Neutrinos, Photinos, Monopole, WIMPs (weakly interacting massive particles), Planck Relikte. Eine eingehende Besprechung muss von Experten auf diesem Gebiet formuliert werden. Es sei auf das Thema Teilchenphysik hingewiesen.
Die Neutrinos gehören auch der nicht-baryonischen Kategorie an. Sie sind die einzigen Kandidaten, deren Existenz bewiesen ist. Neutrinos entstehen bei Kernfusionsprozessen. So sendet z.B. die Sonne einen Strom an Neutrinos aus, und auch in Supernova-Explosionen werden sie freigesetzt (siehe SN 1987A in der LMC). Sie haben eine sehr geringe Wechselwirkung mit anderer Materie. Aus gegenwärtiger Forschung an Neutrinos ergibt sich, dass deren Masse wohl zu klein ist, um die geforderte Menge an DM erklären zu können.
zu 3) Anpassung der Gravitationstheorie Die Menge der geforderten DM führt über Modelle zu einer Abschätzung der Raumdichte der DM in Galaxien. Die DM befindet sich wohl vorwiegend im sichtbaren Bereich der Galaxien und ist offenbar mit der Dichte der sichtbaren Materie korreliert. Die Raumdichte der DM benimmt sich in Galaxien etwa proportional zu r-2.
Die Gesetze der Gravitation zeigen, dass die Anziehungskraft zweier Objekte proportional zu r-2 ist. Eine stärkere Gravitation würde folgen, wenn der Exponent nicht den exakten Wert 2 hat, sondern etwas kleiner wäre (dies bedeutet eine Kraft, die über grössere Entfernungen stärker ist als bei Newton). Über solche Änderungen der Gravitationsgesetze wird nachgedacht. Die Änderung hätte aber weitreichende Konsequenzen, z.B. für die Struktur und Entwicklung der Sterne, oder aber auch für die Modelle für die Struktur des ganzen Universums. Da die Gravitationsgesetze auf Newton zurückgehen, werden Theorien mit geänderten Gravitationsgesetzen dem Forschungsgebiet der MOdified Newtonian Dynamics (MOND) zugeordnet.
zu 1) Normale, baryonische Materie Hier handelt es sich um `normale' Materie, die eben `normale' Objekte bilden kann.
Links zu Top 1. Strukt. & Bew. 2. Weitere Arg. f. DM 3. Kosmol. & DM 4. Hypoth. zur DM Natur 5. DM oder keine DM?
`Normale' Objekte
Ist es nicht doch möglich, die benötigte DM in sehr schwer beobachtbaren aber dennoch normalen Objekten zu finden? Normale Objekte sind solche, deren Art uns bekannt ist, d.h. alle Art Objekte, die mit Sternen und Sternentwicklung zu tun haben, oder eben kalte Objekte wie Planeten oder kleine, feste Körper. Deswegen nun erst etwas über Sternentwicklung, sowie über die Frage wo DM am besten versteckt werden kann. Anschliessend werden 8 Objekttypen besprochen.
Kurzbeschreibung der Sternentwicklung
Welche Objekte kämen nun in Frage? Wenn es um Sterne geht, muss bekannt sein wie Sterne sich entwickeln (siehe Aufsatz Von der Geburt bis zum Tod der Sterne). Sterne die ihr Leben mit etwa 1 Sonnenmasse anfangen, haben eine Lebenserwartung von etwa 10 Milliarden Jahren. Sie werden zu Roten Riesen, verlieren dann die Masse ihrer Hülle, schrumpfen, werden an der Oberfläche heiss, und kühlen danach herunter zu Weissen Zwergen. Sterne die mit viel Masse anfangen, gehen verschwenderisch mit ihrem Material um (es gibt eben die Beziehung Lebenserwartung proportional zu etwa 1/M2), so dass ein Stern mit anfänglich 30 Sonnenmassen insgesamt nur 10 Millionen Jahre zu leben hat. Nach verschiedenen Zwischenstufen der Sternentwicklung explodiert er als Supernova, übrig bleibt ein Neutronenstern als Restobjekt.
Wie könnte DM in baryonischer Form am besten versteckt sein?
Da eine Erklärung für dunkle Materie gefunden werden muss, dürfen die Objekte von sich aus kaum Licht produzieren. Damit sind sofort die helleren und deswegen massereicheren Sterne ausgeschlossen.
Normalerweise sind Objekte in Galaxien kugelförmig. Diese Form umfasst das grösste Volumen bei gegebener Oberfläche. Eine Kugel mit Radius r und Materie mit Dichte d habe eine Masse m. Sie bedecke von uns aus gesehen eine Fläche mit einem Querschnitt q: m = d (4pi/3) r3 und q = pi r2 Die Gesamtzahl N der benötigten DM-Teilchen findet man aus der abgeschätzten erforderlichen Gesamtmasse M der DM und der Masse eines Teilchens. Die Summe der Querschnitte aller dieser N Teilchen ist auch von Bedeutung, da der Gesamtquerschnitt Q so klein sein muss, dass die weite Ferne des Universums nicht abgedeckt wird. Die Gleichungen lauten: N = M / m und Q = N q Daraus ergibt sich eine Relation zwischen der Gesamtmasse der DM und dem Gesamtquerschnitt: M = 4/3 d r Q Da M gegeben ist und Q möglichst klein sein soll (wir können ja bis in grösste Entfernung schauen), sind unter normale Objekte solche mit grossem d (führt zu grossem M und kleinem Q) am besten geeignet, die DM zu beherbergen oder zu verstecken.
Bei Sternbildung entstehen auch Objekte mit weit weniger Masse als die Sonne, die man nach der äusseren Erscheinungsform (Spektrum) M-Sterne nennt. Die Masse eines Objekts muss allerdings grösser als 0.08 M(Sonne) sein, um zu einem normalen Stern zu werden. Es entstehen bevorzugt massearme Sterne, wie M Zwerge, und weit seltener massereiche. In allen normalen Sternen (also auch in M Zwergen) ist die Materiedichte d nicht sehr gross, die Gase im Inneren verhalten sich wie `ideale Gase'. Mit wenig Masse sind solche Sterne nicht leuchtkräftig und an der Oberfläche kühl. Letzteres bedeutet, dass sie fast nur im infraroten Bereich des Spektrums `gesehen' werden können. Messungen im nahen IR ergaben, dass die Zahl der beobachteten M Zwerge nicht gross genug ist, um die DM zu beherbergen.
2): Sichtbare Sterne: Weisse Zwerge
Weisse Zwerge (white dwarfs, WDs) sind Sterne des Endstadiums der Entwicklung massearmer Sterne. Sie haben eine Masse von etwa 0.5 bis 1.2 Sonnenmassen. Die Kernmaterie ist entartet, daher kompakt. Die Oberfläche solcher Sterne kühlt aus, und solche kalten WDs sind sehr lichtschwach. Da sie aus massearmen Sternen stammen, wird dieses Stadium erst nach langer Zeit erreicht (mehr als einige Milliarden Jahre nach der Entstehung der Galaxis). Das Universum (Alter etwa 15 Milliarden Jahre) hat vermutlich nicht genug Zeit gehabt, die Menge an WDs zu erzeugen, die ausreicht um die DM zu erklären. NEUERDINGS haben Astronomen grössere Zahlen kühle WDs (allerdings mit blauer Farbe) gefunden (siehe Science, Vol 291, p. 2293, 23 March 2001; oder die Veröffentlichung von Oppenheimer et al bei "Sciencexpress").
3): Unsichtbare Sterne: Neutronensterne
Am Ende der Entwicklung eines massereichen Sterns bleibt ein Neutronenstern (NS). Diese haben eine Masse von etwa 1.4 M(Sonne) und sind sehr kompakt (die Dichte des Materials ist die der Neutronen, etwa 2 1018 kg/m3). Hier wäre daher d sehr gross, und mit kleinem r wäre auch Q klein. Für die Argumente gegen NS zur Erklärung der DM siehe bei `Schwarze Löcher'.
4): Unsichtbare Sterne: Schwarze Löcher
Da die meisten Sterne als Doppelsystem existieren, wird in Doppelsystemen oft Masse vom einen Stern auf den anderen übertragen. Daher kann in massereichen Systemen der massereichere Stern, der als erster zur Supernova und dann zu einem NS wird, an Masse zunehmen und dann ab 2.2 M(Sonne) zum Schwarzen Loch (Black Hole, BH) werden. Die Materiedichte d ist noch höher als bei NS, der Radius r ist noch kleiner.
Da Neutronensterne und Schwarze Löcher so kompakt sind, könnte man die DM gut in ihnen verstecken. Die notwendige Zahl dieser Objekte wäre dann aber so gross, dass es Probleme mit der Entwicklung der Galaxis gäbe: Massereiche Sterne produzieren über Kernfusion schwere Elemente in deren Zentralbereich. Bei einer Supernova-Explosion wird eine erhebliche Menge dieses `angereicherten' Materials an den interstellaren Raum zurückgegeben. Dadurch wird die Galaxis mit schweren Elementen angereichert, es gibt eine `chemische' Entwicklung der Galaxis. Da nach dem Urknall zunächst keine schweren Elemente vorhanden sind, kann man abschätzen, wieviel an schweren Elemente über die Prozesse in massereichen Sternen seither erzeugt worden sein muss. Die heute beobachtete Menge an schweren Elementen deutet auf eine Gesamtzahl der Supernova-Explosionen, die weit kleiner ist als die Zahl der zur Erklärung der Dunklen Materie notwendigen NS und BH. Daher kommen diese Objekte doch nicht im Frage, um die DM zu verstecken.
5): Fast unsichtbares: Braune Zwerge
Wenn sich Sterne bilden, entstehen bevorzugt Sterne geringer Masse. Die Verteilung über Massenintervalle nennt man die Massenfunktion. Sterne in statu nascendi, denen es nicht gelingt, mehr als 0.08 Sonnenmassen anzusammeln, werden keine Kernfusion (oder nur ganz wenig aus Deuterium) in ihrem Zentrum haben, werden daher nicht (oder kaum) zum `Stern'. Sie strahlen im Infrarot auch Energie aus der Kontraktion ab. Solche Objekte nennt man `Braune Zwerge'. Die Materiedichte d ist aber nicht sehr gross. Sie sind allerdings geeignete Kandidaten für die DM, da sie einiges an Masse enthalten, dennoch kaum Strahlung abgeben und daher nahezu unsichtbar sind. [ Neue Erkenntnisse zeigen, dass sie vielleicht 10% zu der Gesamtmasse an Baryonen beitragen. (2002.08.28)]
6): Sehr schwer sichtbares: Planeten
Planeten sind Objekte ohne innere Energiequelle. Es gibt Planeten, die eine feste Oberfläche haben wie die Erde und solche, die gasförmig sind wie Jupiter. Die Masse liegt deutlich unter einem Prozent der Sonnenmasse. Sie sind schwer zu entdecken und man braucht sehr viele, eigentlich zu viele Planeten, um die DM zu erklären. Zu viele Planeten im Raum würde zu vielen Kollisionen mit anderen Objekten führen, sie würden dadurch auseinanderfallen und zu kleineren Objekten werden, oder aber sie stürzen in Sterne hinein (wie Kometen es tun).
7): Selten sichtbares: Kometen
Kometen sind kleine Objekte mit geringer Materiedichte. Man braucht viel zu viele Kometen, um die DM zu erklären, Q wäre dann viel zu gross. Dazu würden sie untereinander oder mit anderen Objekten kollidieren (z.B. in die Sonne stürzen). Kometen können die DM-Problematik nicht lösen.
8): Unsichtbares: Schneebälle
Bei den angedachten Schneebällen gilt die Problematik wie bei Kometen noch stärker: zu geringe Dichte, viel zu grosses N, zu grosses Q, zu viele Kollisionen.
Zusammenfassung
Fazit: um die DM in normalen Objekten zu verstecken, sind die meisten Arten dieser Objekte nicht geeignet.
Massearme Objekte geringer Dichte führen zu viel zu grossem Q. Die massereichen NS und BH führen zu einem Widerspruch mit der chemischen Entwicklung der Galaxis. M Zwerge würden insgesamt mehr Strahlung produzieren, als mit den Beobachtungen verträglich ist. Braune Zwerge aber wären geeignet: sie sind dunkel, nicht zu gross und enthalten je mehr als etwa 0.01 M(Sonne). Sie könnten die für die Galaxis notwendige DM enthalten. Ob die real existierende Menge an Braunen Zwergen reicht, um den Bedarf an DM der Kosmologie zu erklären, ist aber äusserst fraglich. Links zu Top 1. Strukt. & Bew. 2. Weitere Arg. f. DM 3. Kosmol. & DM 4. Hypoth. zur DM Natur 5. DM oder keine DM?
5. DM oder keine DM?
Die Argumente für eine zusätzliche dunkle Massenkomponente in Galaxien und Galaxienhaufen sind stark. Die Argumente für DM aus der Kosmologie sind stark je nach favorisiertem Model für das Universum. Bis jetzt ist noch keine `normale' Objektsorte definiert, die die DM beherbergen kann, obwohl Braune Zwerge einen erheblichen Anteil der in Galaxien notwendigen DM erklären könnten. Dennoch bleibt die Frage: Ist die DM reell oder liegt ein Fehler in den Theorien vor?
Das Argument für DM aus der Kosmologie kann sehr deutlich abgeschwächt werden. Dies hängt mit der sogenannten kosmologischen Konstante zusammen. Die Gleichungen zur Beschreibung der Struktur des Universums enthalten nach Einstein auch ein Glied, in der ein Parameter `Lambda' steckt. Dieser Parameter stellt die `Energiedichte des Vakuums' dar. Sie bewirkt, dass das Universum gut expandieren kann, etwa wie eine Beschleunigung der Expansion.
In den theoretischen Überlegungen des mittleren bis späten 20.Jh. wurde diese kosmologische Konstante aus Bequemlichkeitsgründen (aber auch da Einstein sie öffentlich zurückgezogen hatte) gleich 0 gesetzt. Inzwischen gibt es eine Reihe Hinweise dafür, dass `Lambda' nicht gleich 0 ist. Es bedeutet gleichzeitig, dass der Bedarf an DM dadurch geringer wird. Einerseits könnte man sich gut vorstellen, dass das Universum mit einer normalen Materiedichte auskommt, dafür aber die kosmologische Konstante ziemlich bedeutsam sein muss. Dementsprechend müssen die Modelle für die Entwicklung des Universums ganz anders aufgezogen werden. Dies wird heutzutage (etwas zögerlich) weiter erforscht. Andererseits wäre dies in Widerspruch zu den Hinweisen für DM aus der Homogenität der kosmischen Hintergrundstrahlung. Die dafür notwendige DM kann dann aber nicht aus `normalen' Teilchen zusammengesetzt sein, muss nicht baryonischer Art sein.
Die in Verbindung mit der DM benutzten Parameter werden immer noch bezogen auf die kritische Dichte. Dabei ist "Omega" der auf dem Wert 1 umnormierte kritische Dichte. Man deutet die Menge der notwendigen mittleren Materiedichte mit dem Parameter "Omega"M an, der das Verhältnis der "beobachteten" zur kritischen Dichte darstellt. Ebenfalls gibt es den Parameter "Omega"Lambda, der die Bedeutung der kosmologischen Konstante "Lambda" in Verbindung zur kritischen Dichte setzt. (2004.08.24: Nach dem WMAP-Experiment ist "Omega"=1.02, "Omega"M=0.3, "Omega"Lambda=0.7, und weitere Komponentnen (wie Strahlung) tragen nur vernachlässigbar bei.)
Wenn weitere Beobachtungen über die Art der Expansion des Universums bestätigen würden, dass die kosmologische Konstante eine grosse Bedeutung hat, dann gibt es daraus weniger Notwendigkeit für grosse Mengen an `kosmologischer' DM, aus der kosmischen Hintergrundstrahlung aber immer noch. Für die Problematik der Rotationskurven der Galaxien und die der Galaxienhaufen gäbe es die bei `Normale Objekte' diskutierte Lösung.
Links zu Top 1. Strukt. & Bew. 2. Weitere Arg. f. DM 3. Kosmol. & DM 4. Hypoth. zur DM Natur 5. DM oder keine DM?
Literaturquellen zu diesem Thema: = Bosma A., 1999, Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 72, 69-90; The dark matter problem = Carr B., 1994, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 32, 531-590; Baryonic dark matter = Mellier Y., 1999, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 37, 127-189; Probing the Universe with gravitational lensing = Sanders R.H., 1990, Astron. Astrophys. Rev. 2, 1-28; Mass discrepancies in Galaxies: dark matter and alternatives = Unsöld A., Baschek B., 1988, Springer Verlag; Der neue Kosmos = van de Bruck C., Priester W., 1999, in `Dark Matter in Astrophysics and Particle Physics', Publ. Inst. of Physics, Bristol; p. 181-196; The cosmological constant Lambda, the age of the Universe and Dark Matter = Burkert A., 2000, in Sterne und Weltraum, Dezember 2000 (Bd 39), Seite 1055 Autor: K.S. de Boer Sternwarte, Universität Bonn, Auf dem Hügel 71, D-53121 Bonn mail to: deboer@astro.uni-bonn.de Veröffentlicht am 10.4.2000 im Jahr der Physik (www.physik-2000.de) im Projekt Physik des Monats (www.astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm) als www.astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm/pdmdmtxt.html Text des Vortrags gehalten am 23 Februar 2000 in Bonn in der Vortragsreihe Physik heute
Brachte dunkle Materie die Dinosaurier um? Was lenkte den Meteoriten, der die Dinosaurier auslöschte, auf seine Bahn? Dunkle Materie ist schuld, sagen jetzt zwei Physiker. ELIZABETH GIBNEY
Eine extrem dünne Scheibe aus dunkler Materie, die quer durch die Milchstraße verläuft – steckt sie hinter dem Aussterben der Dinosaurier? Genauer gesagt: hinter regelmäßigen Meteoritenbombardements, die auf der Erde immer wieder zu Massenaussterben führten? Diese These haben jetzt zwei Physiker der Harvard University aufgestellt.
Die Existenz einer solchen "dark disk" aus dunkler Materie ist noch rein hypothetisch. Sie entspringt einem Modell, das Lisa Randall und Matthew Reece als Lösung für ein ganz anderes kosmisches Rätsel aufgestellt haben [1, 2]. Ob es sie wirklich gibt oder nicht, könnten astronomische Beobachtungen erst in den kommenden Jahren zeigen.
Kurz vor dem Aufprall Kommt es auf der Erde regelmäßig zu einer Häufung von Meteoriteneinschlägen? Wenn ja, könnte ein Scheibe aus dunkler Materie verantwortlich sein, die vom Sonnensystem auf der Reise rund ums galaktische Zentrum immer wieder durchquert wird. Trotzdem klingt die Idee jetzt schon "sehr interessant" für Mario Livio, einem Astrophysiker am Space Telescope Science Institute in Baltimore, der an der aktuellen Studie nicht beteiligt war. Sie führe zwei sehr unterschiedliche und spekulative Theorien zusammen, sagt der Forscher. Nur seien die Belege eben bislang noch alles andere als überzeugend.
Zyklisches Bombardement aus dem All Die Erde ist einem Dauerhagel kleinerer und größerer Gesteinsbrocken ausgesetzt. Doch vor gut dreißig Jahren entwickelten Forscher die Auffassung, dass sich das Bombardement in regelmäßigen Abständen intensiviert. Die zyklische Wiederkehr solcher Meteoritenschauer würde darauf hindeuten, dass sie einen kosmischen Auslöser haben. Ein noch unentdeckter Begleiter der Sonne, meist als "Nemesis" oder "Todesstern" bezeichnet, könnte etwa laut einer Theorie von damals verantwortlich sein: Wenn ein solches Objekt alle paar Millionen Jahre am Sonnensystem vorbeifliegen würde, könnte es jedes Mal einen Schwung von Kometen Richtung Sonne schleudern [3, 4]. Es müsste dazu die Bahnen der Himmelskörper stören, die in der Oortschen Wolke kreisen, einer ausgedehnten Ansammlung von ursprünglichen Gesteinsbrocken am äußersten Rand des Sonnensystems. Die Existenz eines solchen Sterns kann mittlerweile jedoch ausgeschlossen werden.
Randall und Reece bringen nun einen weiteren Vorschlag ins Gespräch, der in verschiedentlicher Form auch schon länger diskutiert wird [5, 6]. Demnach könnte die Regelmäßigkeit auch auf die Bewegung der Sonne selbst zurückgehen – beziehungsweise des Sonnensystems als Ganzes. Dieses kreist nicht nur rund um das Zentrum der Milchstraße, sondern vollführt dabei auch eine kontinuierliche Auf-und-Ab-Bewegung.
Sonne passiert regelmäßig die "dunkle Scheibe" Dabei schneidet die Sonne immer wieder eine gedachte Ebene, die wie die Schinkenscheibe auf einem Sandwich unsere Galaxie in zwei Hälften teilt. Genau hier, vermuten die beiden theoretischen Physiker, befinde sich eine dichtere Schicht dunkler Materie, deren Schwerkrafteinfluss für die Durchwirbelung der Oortschen Wolke sorgt. Jedes Mal wenn die Sonne durch sie hindurchtaucht, könnte das einen Meteoritenschauer auslösen.
Auf und Ab durch die Milchstraße Wie der Schinken auf einem Sandwich könnte quer durch die Milchstraße eine Scheibe dunkler Materie liegen, die von der Sonne in einer Auf-und-Ab-Bewegung durchlaufen wird. In älteren Berechnungen, die noch ohne Annahme einer dunklen Scheibe auskamen, genügten die allgemeinen Gravitationskräfte in der Galaxis nicht für einen entsprechenden Effekt. Erst mit der Scheibe treten Kräfte auf, um etwa alle 35 Millionen Jahre einen Kometensturm hervorzurufen, berechneten Randall und Reece [7]. Tatsächlich gibt es für einen solchen Zyklus erste, wenn auch schwache Anhaltspunkte.
Ein Problem dabei: Nach allgemeiner Auffassung interagiert dunkle Materie kaum mit sich selbst und anderer Materie. Eine solche Schicht sollte sich daher eigentlich nicht bilden.
Zyklen finden sich leicht – zu leicht Ein geringer Anteil der dunklen Materie könnte sich jedoch ganz anders verhalten als der Rest. Die Theorie dieser "dissipativen dunklen Materie" stellten Randall und Reece gemeinsam mit Kollegen im vergangenen Jahr auf, um rätselhafte Messungen des Weltraumteleskops Fermi zu erklären [8]. Damals waren Wissenschaftler auf Signale gestoßen, die auf eine Art dunkler Materie im galaktischen Zentrum hindeuteten.
Als die Forscher die Daten auf Basis ihrer neuen Theorie durchrechneten, kamen sie auf eine scheibenartige Dunkelmaterieansammlung von 35 Lichtjahren Dicke und einer Massenbelegung von rund einer Sonnenmasse pro Quadratlichtjahr. Und diese Scheibe wäre durchaus dicht genug, um regelmäßige Meteoritenschauer auszulösen.
Und zwar etwa alle 35 Millionen Jahre. Hinweise auf einen solchen Zyklus gibt es tatsächlich, allerdings sind sie "eher bruchstückhaft", wie Randall einräumt. Die Einschlagshäufigkeit schwankt so stark, dass allein aus statistischen Gründen immer einige Zyklen zu Tage treten, wenn man danach sucht.
Gemeinsam mit ihrem Kollegen Reece stellte sie daher das Problem auf den Kopf: Sie berechneten zunächst, welche Periode ausgehend von ihrem Modell zu erwarten ist, und suchten anschließend in den Daten, ob dieser Zyklus existiert. "Wenn man dann einen Treffer erzielt, hat das aus statistischer Sicht mehr Gewicht als andersherum."
Nur Zufallstreffer? Nach dem 35-Millionen-Jahre-Zyklus suchten sie konkret in einer Altersstatistik von Kratern aus den letzten 250 Millionen Jahren, die mehr als 20 Kilometer Durchmesser haben. Verglichen mit einem Alternativszenario, in dem es gar keine Zyklen gibt und die Einschläge zufällig erfolgen, stimmte ihr Modell dreimal besser mit den Daten überein.
Bald schon dürften Astronomen in der Lage sein, die Existenz einer dunklen Scheibe zu überprüfen: Im vergangenen Jahr startete die Mission Gaia der Europäischen Weltraumagentur ESA, die das Gravitationsfeld der Galaxie genauestens kartieren wird. Ihre Daten dürften entscheiden, ob es die Scheibe gibt oder nicht.
Für Coryn Bailer-Jones vom Heidelberger Max-Planck-Institute für Astronomie ist ein Wahrscheinlichkeitsverhältnis von 3 zu 1 "normalerweise nicht erwähnenswert". Wenn man die angenommenen Eigenschaften der Dunkle-Materie-Scheibe ein wenig verändere, könne man leicht ganz andere Ergebnisse erhalten, sagt der Forscher. Das Modell berücksichtige auch nicht die Möglichkeit, dass Asteroiden, die nicht aus der Oortschen Wolke stammen, die Einschläge verursacht haben könnten.
Die willkürliche Auswahl der Krater und die Tatsache, dass deren Altersbestimmung oft mit großen Unsicherheiten behaftet ist, macht die Ergebnisse zusätzlich ungewisser, findet Adrian Melott von der University of Kansas in Lawrence. "Dissipative dunkle Materie könnte eine gute Erklärung sein, nur ist noch überhaupt nicht klar, ob es überhaupt etwas zu erklären gibt."
Randall hält die Überlegungen trotzdem für nützlich und wertvoll, auch wenn sie bislang hauptsächlich auf Spekulationen aufbauen: "Es geht darum, diese ja schon ein bisschen verrückte Idee zu einer wissenschaftlichen Theorie zu machen, indem man Vorhersagen aus ihr ableitet", meint die Forscherin. "Wir sagen nicht, dass sich das alles als hundertprozentig richtig herausstellen wird."
Sie sind vermutlich noch nicht im Forum angemeldet - Klicken Sie hier um sich kostenlos anzumelden
Offline
