Dunkle Energie

Dunkle Energie, abstoßende Kraft, die die dominierende Komponente (69,4 Prozent) des Universums ist. Der restliche Teil des Universums besteht aus gewöhnlicher Materie und dunkler Materie. Im Gegensatz zu beiden Formen der Materie ist die dunkle Energie zeitlich und räumlich relativ gleichförmig und wirkt innerhalb des von ihr eingenommenen Volumens gravitativ abstoßend, nicht anziehend. Die Natur der dunklen Energie ist immer noch nicht gut verstanden.

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Astronomie: Dunkle Energie

In den 1980er Jahren begannen Astronomen, Supernovae vom Typ Ia als Standardkerzen zu verwenden. Man nimmt an, dass diese auf folgende Weise zustande kommen. Eine weiße…

Eine Art kosmischer Abstoßungskraft wurde erstmals 1917 von Albert Einstein vermutet und durch einen Begriff, die „kosmologische Konstante“, repräsentiert, den Einstein widerwillig in seine allgemeine Relativitätstheorie einführte, um der anziehenden Kraft der Gravitation entgegenzuwirken und ein Universum zu erklären, das als statisch angenommen wurde (weder expandierend noch kontrahierend). Nach der Entdeckung des amerikanischen Astronomen Edwin Hubble in den 1920er Jahren, dass das Universum nicht statisch ist, sondern sich tatsächlich ausdehnt, bezeichnete Einstein den Zusatz dieser Konstante als seinen „größten Fehler“. Die gemessene Menge an Materie im Masse-Energie-Haushalt des Universums war jedoch unwahrscheinlich gering, so dass eine unbekannte „fehlende Komponente“, ähnlich wie die kosmologische Konstante, erforderlich war, um das Defizit auszugleichen. Direkte Beweise für die Existenz dieser Komponente, die als dunkle Energie bezeichnet wurde, wurden erstmals 1998 vorgelegt.

Die dunkle Energie wird durch ihre Auswirkung auf die Expansionsrate des Universums und ihre Auswirkung auf die Rate, mit der sich großräumige Strukturen wie Galaxien und Galaxienhaufen durch Gravitationsinstabilitäten bilden, nachgewiesen. Die Messung der Expansionsrate erfordert den Einsatz von Teleskopen zur Messung der Entfernung (oder der Lichtlaufzeit) von Objekten, die in der Geschichte des Universums in verschiedenen Größenordnungen (oder Rotverschiebungen) beobachtet wurden. Diese Bemühungen sind im Allgemeinen durch die Schwierigkeit begrenzt, astronomische Entfernungen genau zu messen. Da die dunkle Energie gegen die Schwerkraft wirkt, beschleunigt mehr dunkle Energie die Expansion des Universums und verzögert die Bildung großräumiger Strukturen. Eine Technik zur Messung der Expansionsrate ist die Beobachtung der scheinbaren Helligkeit von Objekten mit bekannter Leuchtkraft wie Supernovae vom Typ Ia. Die dunkle Energie wurde 1998 mit dieser Methode von zwei internationalen Teams entdeckt, denen die amerikanischen Astronomen Adam Riess (der Autor dieses Artikels) und Saul Perlmutter sowie der australische Astronom Brian Schmidt angehörten. Die beiden Teams verwendeten acht Teleskope, darunter die des Keck-Observatoriums und des MMT-Observatoriums. Supernovae vom Typ Ia, die explodierten, als das Universum nur zwei Drittel seiner heutigen Größe hatte, waren schwächer und damit weiter entfernt als in einem Universum ohne dunkle Energie. Dies deutet darauf hin, dass die Expansionsrate des Universums heute schneller ist als in der Vergangenheit, was auf die derzeitige Dominanz der dunklen Energie zurückzuführen ist. (Im frühen Universum war die dunkle Energie vernachlässigbar.)

Um die Auswirkungen der dunklen Energie auf die großräumige Struktur zu untersuchen, müssen subtile Verzerrungen in der Form von Galaxien gemessen werden, die durch die Krümmung des Raums durch dazwischenliegende Materie entstehen, ein Phänomen, das als „schwache Linsen“ bekannt ist. Irgendwann in den letzten Milliarden Jahren wurde die dunkle Energie im Universum dominant und verhinderte so die Bildung weiterer Galaxien und Galaxienhaufen. Diese Veränderung in der Struktur des Universums wird durch das „weak lensing“ sichtbar. Ein weiterer Maßstab ist die Anzahl der Galaxienhaufen im Universum, um das Volumen des Raums und die Geschwindigkeit, mit der dieses Volumen zunimmt, zu messen. Die meisten Beobachtungsstudien zur dunklen Energie zielen darauf ab, ihre Zustandsgleichung (das Verhältnis von Druck und Energiedichte), die Schwankungen ihrer Eigenschaften und den Grad, in dem die dunkle Energie eine vollständige Beschreibung der Gravitationsphysik liefert, zu messen.

In der kosmologischen Theorie ist die dunkle Energie eine allgemeine Klasse von Komponenten im Spannungs-Energie-Tensor der Feldgleichungen in Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie. In dieser Theorie gibt es eine direkte Entsprechung zwischen der Materie-Energie des Universums (ausgedrückt durch den Tensor) und der Form der Raumzeit. Sowohl die Materie- (oder Energie-) Dichte (eine positive Größe) als auch der innere Druck tragen zum Gravitationsfeld einer Komponente bei. Während bekannte Komponenten des Spannungs-Energie-Tensors wie Materie und Strahlung durch die Krümmung der Raumzeit für eine anziehende Gravitation sorgen, bewirkt die dunkle Energie durch den negativen Innendruck eine abstoßende Gravitation. Wenn das Verhältnis zwischen Druck und Energiedichte weniger als -1/3 beträgt, was bei einer Komponente mit negativem Druck möglich ist, wirkt diese Komponente gravitativ selbstabstoßend. Wenn eine solche Komponente das Universum dominiert, beschleunigt sie die Expansion des Universums.

Die einfachste und älteste Erklärung für dunkle Energie ist, dass es sich um eine Energiedichte handelt, die dem leeren Raum innewohnt, oder eine „Vakuumenergie“. Mathematisch gesehen entspricht die Vakuumenergie der kosmologischen Konstante von Einstein. Trotz der Ablehnung der kosmologischen Konstante durch Einstein und andere geht das moderne Verständnis des Vakuums auf der Grundlage der Quantenfeldtheorie davon aus, dass Vakuumenergie auf natürliche Weise aus der Gesamtheit der Quantenfluktuationen (d. h. virtuelle Teilchen-Antiteilchen-Paare, die entstehen und sich kurz darauf gegenseitig vernichten) im leeren Raum entsteht. Die beobachtete Energiedichte des kosmologischen Vakuums beträgt jedoch ~10-10 Ergs pro Kubikzentimeter; der von der Quantenfeldtheorie vorhergesagte Wert liegt bei ~10110 Ergs pro Kubikzentimeter. Diese Diskrepanz von 10120 war schon vor der Entdeckung der weitaus schwächeren Dunklen Energie bekannt. Eine grundsätzliche Lösung für dieses Problem wurde zwar noch nicht gefunden, aber es wurden probabilistische Lösungen vorgeschlagen, die durch die Stringtheorie und die mögliche Existenz einer großen Anzahl unverbundener Universen motiviert sind. In diesem Paradigma wird der unerwartet niedrige Wert der Konstante als Ergebnis einer noch größeren Anzahl von Gelegenheiten (d. h. Universen) für das Auftreten verschiedener Werte der Konstante und der zufälligen Auswahl eines Wertes verstanden, der klein genug ist, um die Bildung von Galaxien (und damit von Sternen und Leben) zu ermöglichen.

Eine andere populäre Theorie für dunkle Energie ist, dass es sich um eine vorübergehende Vakuumenergie handelt, die aus der potenziellen Energie eines dynamischen Feldes resultiert. Diese Form der dunklen Energie, die als „Quintessenz“ bekannt ist, würde sich in Raum und Zeit verändern, wodurch sie sich von einer kosmologischen Konstante unterscheiden ließe. Sie ähnelt in ihrem Mechanismus (wenn auch in einer ganz anderen Größenordnung) der Skalarenergie, auf die sich die inflationäre Theorie des Urknalls beruft.

Eine weitere mögliche Erklärung für die dunkle Energie sind topologische Defekte in der Struktur des Universums. Im Falle intrinsischer Defekte in der Raumzeit (z.B. kosmische Strings oder Wände) ist die Produktion neuer Defekte bei der Expansion des Universums mathematisch ähnlich wie eine kosmologische Konstante, obwohl der Wert der Zustandsgleichung für die Defekte davon abhängt, ob es sich bei den Defekten um Strings (eindimensional) oder Wände (zweidimensional) handelt.

Es hat auch Versuche gegeben, die Gravitation zu modifizieren, um sowohl kosmologische als auch lokale Beobachtungen zu erklären, ohne dass dunkle Energie erforderlich ist. Diese Versuche berufen sich auf Abweichungen von der allgemeinen Relativitätstheorie auf Skalen des gesamten beobachtbaren Universums.

Eine große Herausforderung für das Verständnis der beschleunigten Expansion mit oder ohne dunkle Energie besteht darin, das relativ junge Auftreten (in den letzten paar Milliarden Jahren) von nahezu gleicher Dichte von dunkler Energie und dunkler Materie zu erklären, obwohl sie sich unterschiedlich entwickelt haben müssen. (Damit sich im frühen Universum kosmische Strukturen bilden konnten, muss die dunkle Energie eine unbedeutende Komponente gewesen sein.) Dieses Problem ist als „Koinzidenzproblem“ oder „Feinabstimmungsproblem“ bekannt. Die Natur der dunklen Energie und die vielen damit verbundenen Probleme zu verstehen, ist eine der größten Herausforderungen der modernen Physik.