Dunkle Materie
http://www.deol.de/articles/314/1/Dunkle-Materie/Seite1.html
Von Alexander Hübschmann
Veröffentlicht am 21.09.08
Unter dem Schlagwort Dunkle Materie verbergen sich eine Reihe von Theorien in der Kosmologie.
Der Ausgangspunkt dieser Theorien ist die Beobachtung, dass die Bewegung der Materie im Universum nicht den erwarteten Gesetzmäßigkeiten gehorcht. Die Abweichungen von den Erwartungen tritt allerdings erst bei sehr großen Strukturen (Sternhaufen, Galaxien und größer) auf.
Der Ausgangspunkt dieser Theorien ist die Beobachtung, dass die Bewegung der Materie im Universum nicht den erwarteten Gesetzmäßigkeiten gehorcht. Die Abweichungen von den Erwartungen tritt allerdings erst bei sehr großen Strukturen (Sternhaufen, Galaxien und größer) auf.
Entdeckung
Als erster beobachtete Fritz Zwicky 1933, dass der Coma-Haufen (ein Galaxienhaufen, bestehend aus 800 Einzelgalaxien, mit großer Streuung der Einzelgeschwindigkeiten und einer mittleren Entfernungsgeschwindigkeit von uns von 7.500 km/s) nicht durch die Gravitationswirkung seiner sichtbaren Bestandteile (im wesentlichen der Sterne der Galaxien) zusammengehalten wird.
Er stellte fest, dass das 400-fache der sichtbaren Masse notwendig ist, um den Haufen gravitativ zusammenzuhalten.
Seine Hypothese, dass diese fehlende Masse in Form dunkler Materie vorliege, stieß in der Fachwelt auf breite Ablehnung.
Die Analyse der Umlaufgeschwindigkeiten von Sternen in Spiralgalaxien durch Vera Rubin seit 1960 zeigte erneut die Problematik auf. Seitdem wurde die dunkle Materie ernstgenommen und aufgrund detaillierter Beobachtungen in fast allen großen astronomischen Systemen vermutet.
Mit der Durchführung von großräumigen Durchmusterungen von Galaxienhaufen und Galaxiensuperhaufen wurde zusätzlich deutlich, dass diese Konzentration an Materie nicht allein durch die sichtbare Materie bewerkstelligt werden konnte, da diese einfach zu wenig war, um durch Gravitation die Dichtekontraste zu erzeugen. So hatte man einen weiteren Hinweis auf zusätzliche, nichtleuchtende Materie.
Die Analyse der Umlaufgeschwindigkeiten von Sternen in Spiralgalaxien durch Vera Rubin seit 1960 zeigte erneut die Problematik auf. Seitdem wurde die dunkle Materie ernstgenommen und aufgrund detaillierter Beobachtungen in fast allen großen astronomischen Systemen vermutet.
Mit der Durchführung von großräumigen Durchmusterungen von Galaxienhaufen und Galaxiensuperhaufen wurde zusätzlich deutlich, dass diese Konzentration an Materie nicht allein durch die sichtbare Materie bewerkstelligt werden konnte, da diese einfach zu wenig war, um durch Gravitation die Dichtekontraste zu erzeugen. So hatte man einen weiteren Hinweis auf zusätzliche, nichtleuchtende Materie.
Formen der dunklen Materie
Dunkle Materie wird heute in verschiedenen Formen postuliert.
Theorien, die von der Existenz von MACHOs ausgehen, stehen in teilweisem Widerspruch zur Theorie des Urknall. Daher geht man heute davon aus, dass MACHOs nur einen kleinen Teil der dunklen Materie ausmachen.
Ebenso sind auf Wimps basierende Theorien nicht zufriedenstellend, da unklar ist, wie diese schwach wechselwirkenden Teilchen es schaffen, an die Galaxien gebunden zu bleiben, und nicht zu entweichen. Daher werden "kalte" (d.h. sich langsam bewegende) oder "warme" (d.h. sich schneller bewegende) Wimps unterschieden. Als warme WIMPS kommen z.B. massive Neutrinos in Frage, sofern ihre Masse groß genug ist, um nicht zu schnell zu entweichen. Als kaltes WIMPS ist derzeit das leichteste Teilchen aus der Theorie der Supersymmetrie, das Neutralino, im Gespräch. Aber der Nachweis dieses und anderer Kandidaten steht bisher noch aus.
- MACHOs (Massive Compact Halo Objects, dt. Massive kompakte Halo-Objekte)
- Wimps (Weakly Interacting Massive Particles, dt. Schwach wechselwirkende massive Teilchen)
Theorien, die von der Existenz von MACHOs ausgehen, stehen in teilweisem Widerspruch zur Theorie des Urknall. Daher geht man heute davon aus, dass MACHOs nur einen kleinen Teil der dunklen Materie ausmachen.
Ebenso sind auf Wimps basierende Theorien nicht zufriedenstellend, da unklar ist, wie diese schwach wechselwirkenden Teilchen es schaffen, an die Galaxien gebunden zu bleiben, und nicht zu entweichen. Daher werden "kalte" (d.h. sich langsam bewegende) oder "warme" (d.h. sich schneller bewegende) Wimps unterschieden. Als warme WIMPS kommen z.B. massive Neutrinos in Frage, sofern ihre Masse groß genug ist, um nicht zu schnell zu entweichen. Als kaltes WIMPS ist derzeit das leichteste Teilchen aus der Theorie der Supersymmetrie, das Neutralino, im Gespräch. Aber der Nachweis dieses und anderer Kandidaten steht bisher noch aus.
Alternative Erklärungsversuche
Alle obigen Erklärungsansätze nehmen implizit an, dass die Gravitation dem Newtonschen Gravitationsgesetz bzw. der allgemeinen Relativitätstheorie gehorcht.
Die MOND-Hypothese (Modifizierte Newtonsche Dynamik) wird von einer Minderheit von Astronomen als Alternative zur Dunklen Materie vorgeschlagen. In ihr wird postuliert, dass die Äquivalenz von träger Masse und schwerer Masse bei extrem kleinen Beschleunigungen nicht mehr gelte.
Andere Theorien knüpfen an Erkenntnissen aus der Teilchenphysik an, nach der das Universum kurz nach dem Urknall eine Phase extremer Ausdehnung durchlief, die sog. kosmische Inflation. Diese Phase soll heute noch Spuren hinterlassen haben in Form von Fluktuationen, die die Größe etwa einer Galaxie haben und dort bewirken können, dass die Umlaufgeschwindigkeit der äußeren Sterne in Scheibengalaxien nicht wie erwartet abnimmt.
Die MOND-Hypothese (Modifizierte Newtonsche Dynamik) wird von einer Minderheit von Astronomen als Alternative zur Dunklen Materie vorgeschlagen. In ihr wird postuliert, dass die Äquivalenz von träger Masse und schwerer Masse bei extrem kleinen Beschleunigungen nicht mehr gelte.
Andere Theorien knüpfen an Erkenntnissen aus der Teilchenphysik an, nach der das Universum kurz nach dem Urknall eine Phase extremer Ausdehnung durchlief, die sog. kosmische Inflation. Diese Phase soll heute noch Spuren hinterlassen haben in Form von Fluktuationen, die die Größe etwa einer Galaxie haben und dort bewirken können, dass die Umlaufgeschwindigkeit der äußeren Sterne in Scheibengalaxien nicht wie erwartet abnimmt.