Evolution: Astronomie, Astrophysik, Kosmologie - Historische Entwicklung der modernen Kosmologie  

Evolution: Astronomie, Astrophysik, Kosmologie

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Interessierte: Historische Entwicklung der modernen Kosmologie

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Inhalt

Moderne Kosmologie gibt es erst seit bald 100 Jahren. Dabei dauerte es recht lange, bis sie sich als physikalische Wissenschaft ausweisen konnte. In diesem Artikel soll die historische Entwicklung durch die wichtigsten Stationen der modernen Kosmologie nachgezeichnet werden.

evolution, schöpfung Einleitung

evolution, schöpfung Beginn der modernen Kosmologie

evolution, schöpfung Kontroverse um die Natur der Galaxien

evolution, schöpfung Elementbildung, Mikrowellenhintergrund und Steady-state Kosmologie

evolution, schöpfung Weitere Entwicklung der Kosmologie

evolution, schöpfung Zeitalter der Präzisionskosmologie

evolution, schöpfung Literatur

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Einleitung

 

Kosmologie ist die Wissenschaft vom Universum als Ganzes. Sie hat das ehrgeizige Ziel, mit wissenschaftlicher Methodik die Entstehung, Entwicklung und letztlich das Schicksal des vollständigen Universums zu verstehen. Dass Kosmologie als eine Wissenschaft angesehen wird, ist noch nicht lange her. Die Fortschritte in der Messung und Analyse des Mikrowellenhintergrundes (Mikrowellenhintergrund) seit den 1990er Jahren haben entscheidend dazu beigetragen. So schreibt z.B. Steven Hawkins über den Status der Kosmologie Anfang der 1960er Jahre: „Kosmologie war wie eine Pseudowissenschaft, wo wilde Spekulationen nicht durch irgendwelche möglichen Beobachtungen eingeschränkt waren.“ (Nonikov 2001)

In diesem Artikel sollen die wichtigsten Errungenschaften der modernen Kosmologie aus historischer Perspektive vorgestellt werden, um ihre Entwicklung zeitlich einordnen zu können.

 
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Beginn der modernen Kosmologie

 

Der Start der modernen Kosmologie wird meistens mit der Vollendung der Allgemeinen Relativitätstheorie durch Albert Einstein im Jahr 1915 gesehen, die das Fundament der Kosmologie werden sollte (siehe Standardmodell). 1917 wandte Einstein seine Gleichungen auch selber auf das Universum an, indem er um der Einfachheit willen das kosmologische Prinzip annahm. Das kosmologische Prinzip besagt, dass jeder Ort im Universum vom kosmologischen Standpunkt gleichwertig ist. Es wurde zum ersten Mal von Milne 1933 als die Annahme formuliert, dass die großräumige Struktur des Universums tatsächlich räumlich homogen sei. Mit dieser Annahme konnte Einstein seine Gleichungen lösen. Da er aber annahm, dass das Universum statisch (=ohne Dynamik, ohne größere Bewegungen) ist, führte er seine kosmologische Konstante ein (siehe Dunkle Materie und dunkle Energie), die er später - nach der Entdeckungen der Ausdehnung des Universums durch Hubble - wieder verwarf und sogar als seine „größte Eselei“ bezeichnete. Einstein war zudem der Überzeugung, dass die Anwesenheit von Materie entscheidend sei für die Existenz einer sinnvollen Raumzeit-Geometrie. Allerdings erwies sich seine Erwartung als falsch. Noch im selben Jahr publizierte Willem de Sitter eine andere Lösung der Einsteinschen Gleichungen, die aber ein leeres Universum beschrieb, das sich zudem ausdehnte.

1922-1924 fand der Russische Mathematiker Alexander Friedmann als Lösung der Einsteinschen Gleichungen seine Friedmanngleichung, die die Dynamik des Universums beschrieb. Ähnliche Resultate erhielt der belgische Mathematiker und Priester Abbé Lemaître 1927. Man beachte, dass diese Ergebnisse noch vor der Entdeckung des Hubble-Gesetzes (siehe Rotverschiebung) oder der Ausdehnung des Universums gefunden wurden.

 
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Kontroverse um die Natur der Galaxien

 

Die Existenz und Form von Galaxien war schon im 19. Jahrhundert bekannt. Umstritten war jedoch die Natur dieser Objekte, insbesondere ob sie sich innerhalb oder ausserhalb der Milchstraße befänden. In den 1920er Jahren wurde diese Fragen schließlich intensiv debattiert. Eine berühmte Debatte fand z.B. zwischen Harlow Shapley and Heber Curtis am 26. April 1920 statt: Curtis behauptete, die Sonne sei im Zentrum der Milchstraße und die Galaxien außerhalb der Milchstraße. Shapley andererseits behauptete, die Sonne läge nicht im Zentrum, dafür sei die Milchstrasse 10 Mal so groß wie von Curtis behauptet und die Galaxien befänden sich innerhalb der Milchstraße. Ironischerweise muss man aus heutiger Sicht sagen, dass sie beide falsch lagen, aber auch beide einen richtigen Ansatz hatten.

Die definitive Entscheidung der Kontroverse kam mit Edwin Hubble 1925. Anhand von variablen Cepheid-Sternen in den Galaxien NGC 6822 und in Andromeda, schätzte er die Distanz zu diesen Galaxien. Aufgrund der riesigen Distanzen, die allerdings immer noch unterschätzt waren, konnte er die Sichtweise von Shapley ausschließen: Die Galaxien liegen außerhalb der Milchstraße. 1929 veröffentlichte Hubble schließlich sein berühmtes Hubble-Gesetz, das eine lineare Beziehung zwischen der Distanz und der Rotverschiebung einer Galaxie beschrieb. Damit war nahegelegt, dass sich das Universum ausdehnte, was im Widerspruch zu Einsteins erstem Universum stand, das statisch war. Weitere Verdienste von Hubble in der Kosmologie waren seine Klassifikationen von Galaxien. Obwohl Hubble mit seinen Beobachtungen die Ausdehnung des Universums begründet hatte, hielt er immer Ausschau nach anderen Erklärungen für die gemessene Rotverschiebung.

 
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Elementbildung, Mikrowellenhintergrund und Steady-state Kosmologie

 

Bildung leichter Elemente. Innerhalb der ersten Minuten nach dem Urknall fand die Bildung von leichten Elementen statt (siehe Häufigkeit der leichten Elemente im Universum). Einer der ersten Arbeiten über dieses Thema war das berühmte αβγ-Paper von Alpher, Bethe und Gamow, das 1948 publiziert wurde. In diesem Jahr wurde auch zum ersten Mal die Vorhersage des Mikrowellenhintergrundes gemacht und die Steady-state-Kosmologie (siehe Quasi-steady-state cosmology) geboren, die sich eine zeitlang als Konkurrent zum Standardmodell erweisen sollte. In der steady-state Kosmologie wird ein Universum postuliert, das nicht nur örtlich homogen (=Materie ist gleichmässig verteilt) ist, sondern auch zeitlich, d.h. das Universum verändert sich insgesamt zeitlich nicht. In den 1950ern konnten aber die Elementbildungstheorien von Gamow und anderen nicht so recht begeistern und zwar in erster Linie, da diese Theorien die Bildung der schwereren Elemente nicht erklären konnte. 1957 schrieben Margaret und Geoffrey Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle dann schließlich sogar einen klassischen Artikel, in dem sie zeigten, wie alle schwereren Elemente in verschiedenen Schritten der Sternevolution entstehen konnten. (Dieser Artikel wird aufgrund der Autoren heute als B2FH bezeichnet.) Mit diesen Fortschritten der Elementbildungstheorien in Sternen sank das Interesse an den primordialen (=zeitlich kurz nach dem Urknall) Szenarien noch mehr. Die Vorhersage eines kosmischen Mikrowellenhintergrundes wurde allmählich vergessen. Dafür konnte sich die Steady-state Theorie bestätigt sehen, in der es keinen Urknall mit anschließender Elementsynthese gab.

Mikrowellenhintergrund. 1965 allerdings gab es eine einschneidende Beobachtung, die den Verlauf der Kosmologie entscheidend prägte. Ohne danach gesucht zu haben, entdeckten die amerikanischen Radioastronomen Arno Penzias und Robert Wilson den kosmischen Mikrowellenhintergrund (Mikrowellenhintergrund). Allerdings sahen die beiden Astronomen die Bedeutung ihrer Entdeckung vorerst nicht. Erst nach der Korrespondenz mit James Peebles und der Princeton-Forschungsgruppe konnte die Strahlung entsprechend identifiziert werden. Allerdings waren Penzias und Wilson nicht die ersten, die die Strahlung entdeckt hatten. Bereits 1941 entdeckte MacKellar bei der Analyse von Absorptionslinien von interstellaren Molekülen eine Hintergrundstrahlung mit einer Temperatur von 2,3 K. Allerdings gab es damals noch keine Vorhersagen des Mikrowellenhintergrundes, so dass auch er die Bedeutung der Entdeckung nicht erfasste. Den Nobelpreis haben aber schließlich Penzias und Wilson 1978 bekommen.

Es steht außer Zweifel, dass die Entdeckung des Mikrowellenhintergrundes die stärkste Beobachtungsevidenz für Vorgänge war, die man unter den extremen Bedingungen kurz nach einem Urknall erwartete. Die Neuigkeiten erschienen sogar auf der Titelseite der New York Times vom 21 Mai 1965. Das Steady-state-Modell erhielt mit dieser Entdeckung einen Schlag versetzt, von dem es sich nie mehr erholen konnte, obwohl es 1993 eine Renaissance in Form der Quasi-steady-state cosmology (Quasi-steady-state cosmology) erlebte. Seither war der Mikrowellenhintergrund eines der Schwerpunkte der Beobachtungsastronomie und das Standardmodell die allgemein anerkannte kosmologische Theorie.

Das Standardmodell besagt, dass sich vor etwa 14 Milliarden Jahre alle Materie auf engstem Raum befand (Urknall) und dass sich das Universum seither beständig ausdehnte. In den ersten Minuten nach dem Urknall waren die Temperaturen so hoch, dass Kernfusionen stattfinden konnten und sich so die leichten Elemente bildeten. Im Laufe der Zeit entstand dann durch Strukturbildungsprozesse das heutige mit Sternen, Galaxien, Galaxienhaufen etc. stark strukturierte Universum. Der Mikrowellenhintergrund wird als der abgekühlte Strahlungshintergrund aus der Frühzeit des Universums interpretiert.

 
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Weitere Entwicklung der Kosmologie

 

In den folgenden Jahren entwickelte sich das Standardmodell weiter und wurde detaillierte ausgearbeitet. In den 1970er Jahren kamen sehr wichtige Beiträge zur Strukturbildung. Yakob Zel’dovich leistete viel auf diesem Gebiet.

Andere Bemühungen wurden unternommen, die sehr frühe Physik kurz nach dem Urknall zu verstehen. Die Motivation dazu lag nicht in erster Linie an Fortschritten der Kosmologie, sondern an Fortschritten der Teilchenphysik. Schließlich spielen kurz nach dem Urknall im winzig kleinen, aber sehr dichten und heißen Universum vor allem die Wechselwirkungen elementarer Teilchen die Hauptrolle. Seither befinden sich Teilchenphysik und Kosmologie in einem gegenseitigen Wechselspiel, von dem beide profitieren. Darum wurde in den späten 1970er das neue Gebiet der Astroteilchenphysik begründet. Kurz darauf - anfangs der 1980er Jahre - tauchte dann der Begriff der Inflation (Inflation) auf, der von Alan Guth geprägt wurde.

 
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Zeitalter der Präzisionskosmologie

 

COBE und WMAP. Erneut bahnbrechende Durchbrüche geschahen schließlich in den 1990er Jahren. Anders als mit der zufälligen Entdeckung des Mikrowellenhintergrundes verhielt es sich mit den Temperaturschwankungen desselben. Diese leichten Unregelmäßigkeiten des sonst äußerst homogenen Mikrowellenhintergrundes wurden vorhergesagt und von der NASA gezielt gesucht. Allerdings fand man sie vorerst nicht, oder mindestens nicht in der Größenordnung wie erwartet. Da aufgrund der Messgenauigkeit der bereits durchgeführten Messungen die gesuchten Fluktuationen unter einen gewissen Wert liegen mussten, der kleiner war als erwartet, sah man sich schließlich mit Widersprüchen zur Strukturformation konfrontiert (siehe Mikrowellenhintergrund). Dunkle Materie (siehe Dunkle Materie und dunkle Energie) bot aber einen Ausweg.

 
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Die ersten Fluktuationen wurden schließlich 1992 durch den Satelliten COBE (Cosmic Background Explorer) entdeckt (Abb. 152). Diese Entdeckung wurde von gewissen Forschern als „die Entdeckung des Jahrzehnts, wenn nicht aller Zeiten“ (Stephen Hawking) gefeiert. Man sprach auch vom „heiligen Gral“ der Kosmologie. Weitere Messungen folgten mit den Ballonexperimenten BOOMERANG und MAXIMA-I. Diese lieferten Daten der Temperaturfluktuationen des Mikrowellenhintergrundes mit höherer räumlicher Auflösung. Noch bessere Daten erhielt man schließlich mit dem Satelliten WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, Abb. 153), der am 30. Juni 2001 ins All geschossen wurde und im Februar 2003 die ersten Daten zur Verfügung stellte. Diese Daten zeigten Fluktuationen mit noch nie erreichter räumlicher Auflösung. Da der Mikrowellenhintergrund ein Relikt aus der Frühzeit des Universums ist - quasi ein kosmisches Fossil - lassen sich von ihm unter der Annahme, dass seine Herkunft gemäß dem Standardmodell tatsächlich korrekt ist, viele Informationen über unser Universum entnehmen. Die WMAP-Daten lassen sogar die Bestimmung von grundlegenden kosmologischen Parametern bis auf wenige Prozent Genauigkeit zu. Das ist für die Kosmologie revolutionär. Das Modell mit diesen präzis bestimmten Parametern wurde als Konkordanzmodell bezeichnet.

Präzisionskosmologie. Aufgrund der neueren Entwicklung war bereits vom Zeitalter der „Präzisionskosmologie“ die Rede oder gar „vom Ende der Kosmologie“. Solche Bezeichnungen sind aber zweifellos voreilig. Zwar ist es erstaunlich, welche Fortschritte seit Anfang des 20. Jahrhunderts in der Kosmologie erzielt wurden, das ist aber möglicherweise nur die Spitze des Eisbergs. In diesem Zusammenhang ist es vielleicht ratsam, sich bewusst zu machen, dass wir laut dem Konkordanzmodell beispielsweise nur gerade einmal mit 4% der Materie vertraut sind, aus der das Universum aufgebaut ist. Über die anderen 96% wissen wir so gut wie nichts (siehe Dunkle Materie und dunkle Energie). Es wäre unklug, vor diesem Sachverhalt die Augen zu verschließen.

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Literatur

Martinez V.J. (2001) Introductory Review to the Historical Development of Modern Cosmology. In Historical Development of Modern Cosmology (eds.) Martinez V.J., Trimble V., Pons-Borderia M.J.. ASP Conference Series 252.

Narlikar J.V. (2002) An Introduction to Cosmology. Cambridge University Press. Third Edition.

Novikov I.D. (2001) Discovery of CMB, Sakharov Oscillations and Polarization of the CMB Anisotropy. In Historical Development of Modern Cosmology (eds.)

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Autor: Studiengemeinschaft Wort und Wissen, 19.09.2004

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