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KOSMOLOGIE STREIT UM HUBBLES ERBE


Spektrum der Wissenschaft - epaper ⋅ Ausgabe 7/2018 vom 23.06.2018

Wie schnell expandiert das Weltall? Physiker kommen in dieser Frage seit Jahren zu unterschiedlichen Ergebnissen. Deutet der Streit um die »Hubble-Konstante« auf unbekannte Naturgesetze hin?


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Bildquelle: Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2018

Überall Galaxien, aber wie weit sind sie von uns entfernt? Das Standardverfahren, um diese Frage zu beantworten, ist die so genannte Entfernungsleiter: Astronomen kombinieren mehrere Messmethoden, die wie Sprossen aufeinander aufbauen.


Dominik J. Schwarz ist Professor an der Universität Bielefeld und forscht zu verschiedenen Themen der Kosmologie und Astroteilchenphysik.

spektrum.de/artikel/1567830

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... war wohl der bedeutendste Physiker des 20. Jahrhunderts. Das zeigt sich auch daran, dass sich selbst in seinen Irrtümern noch Weisheit verbarg. Das vielleicht berühmteste Beispiel hierfür stammt aus dem Jahr 1916. Im Jahr zuvor hatte Einstein seine allgemeine Relativitätstheorie präsentiert, nun suchte er eine Lösung seiner berühmten Feldgleichungen, die das Weltall als Ganzes beschreibt.

Jedoch schien jedes Universum, das er auf dem Reißbrett entwarf, zu kollabieren. Daher fügte Einstein seinen Gleichungen einen weiteren Term hinzu, die so genannte »kosmologische Konstante«. Mit ihr beschrieb die Relativitätstheorie das Universum endlich so, wie es sich die Gelehrten seiner Zeit vorstellten: als statisches Volumen, das sich mit der Zeit nicht verändert und daher schon immer und bis in alle Ewigkeit besteht.

Später sollte Einstein seinen Entschluss gründlich bereuen, er soll ihn gar als »größte Eselei« seines Lebens bezeichnet haben. Zwar erlebte die kosmologische Konstante letztlich ein Comeback, als Forscher 1998 das rätselhafte Phänomen der »Dunklen Energie« entdeckten, die das Universum auseinanderdrückt. Aber vor 100 Jahren sah es zunächst so aus, als hätte sich Einstein getäuscht: Der Niederländer Willem de Sitter erkannte 1917, dass die kosmologische Konstante dazu führt, dass sich andere Galaxien von uns entfernen und deren Fluchtgeschwindigkeit mit wachsendem Abstand sogar zunimmt. Die Konstante würde also zu einer explosionsartigen Ausdehnung führen und das Universum instabil machen.

De Sitters Überlegung veranlasste den US-Astronomen Edwin Hubble dazu, der Frage mit Hilfe von Teleskopen nachzugehen. Er und andere Wissenschaftler konnten Ende der 1920er nachweisen, dass das Universum tatsächlich expandiert. Die Entdeckung gilt als Geburtsstunde der modernen Kosmologie. Und eine nach Hubble benannte Messgröße etablierte sich als Maß dafür, wie schnell sich das All ausdehnt.

Nach heutigem Wissen hat diese Hubble-Konstante ungefähr einen Wert von 70 Kilometer pro Sekunde und Megaparsec (km/s/Mpc; siehe »Hubble-Diagramm und Hubble-Konstante«, rechts). Das bedeutet: Mit jedem Megaparsec Entfernung (die Distanz entspricht etwa 3,26 Millionen Lichtjahren) wächst die Expansionsgeschwindigkeit um 70 Kilometer pro Sekunde. Eine Galaxie, die 100 Megaparsec von der Erde entfernt ist, wird demnach doppelt so schnell von uns fortgetragen wie ein nur halb so weit entferntes Objekt.

Aber wie groß ist Hubbles Konstante genau? Oder anders formuliert: Wie schnell expandiert das Universum heute? Generationen von Astrophysikern sind dieser Frage mit immer besseren Instrumenten nachgegangen – und haben sich dabei immer wieder in die Haare gekriegt. Der Disput um den genauen Wert währt bis heute, und seit einigen Jahren streiten meine Kollegen wieder besonders intensiv.

Denn mehrere Teams haben mit verschiedenen, jeweils sehr ausgeklügelten Messmethoden unterschiedliche Werte der Hubble-Konstante ermittelt. Seitdem ist guter Rat teuer. Hat eines der Teams ein wichtiges Detail übersehen? Oder sind wir hier auf eine spannende Fährte gestoßen, die letztlich zur Entdeckung neuer physikalischer Phänomene führen könnte?

Das All expandiert wie ein Hefeteig im Ofen

Wer interessierten Laien von der Hubble-Konstante erzählt, wird schnell mit der Frage konfrontiert, wie man sich ein expandierendes Universum überhaupt vorstellen kann. Ich erkläre es gerne so: Verfolgt man die Entwicklung eines Volumens mit einer großen Zahl von Galaxien darin, dann wächst dieser Teil des Universums mit der Zeit an. Zum besseren Verständnis kann man sich auch einen Hefeteig mit Rosinen vorstellen, der im Backofen aufgeht. Die einzelnen Rosinen entfernen sich darin voneinander, weil sich der Teig zwischen ihnen ausdehnt. Zwei Rosinen an gegenüberliegenden Seiten des Teigs bewegen sich dabei schneller voneinander fort als zwei benachbarte in der Mitte, da sich zwischen ersteren mehr aufgehendes Backmaterial befindet. In ähnlicher Weise bläht sich seit dem Urknall die Raumzeit auf. Das Bild ist allerdings nicht ganz korrekt: Im Gegensatz zu einem Kuchen ist das Weltall von Anfang an unendlich groß, mit der Zeit wachsen darin jedoch alle Abstände. Das ist zugegebenermaßen schwer vorstellbar, doch so besagen es die Formeln der Kosmologie. Zusätzlich dazu können sich im Weltraum die Galaxien und Galaxienhaufen selbst bewegen, was die Sache verkompliziert. Es ist zudem leicht, die Bedeutung der Hubble-Konstante falsch zu verstehen. Sie ist ein Maß dafür, wie schnell sich das Allheute ausdehnt. Da die Expansionsgeschwindigkeit des Weltalls zunimmt, ändert sie sich mit der Zeit. Im Hier und Jetzt müsste sie aber im ganzen Weltall mehr oder weniger gleich sein, daher sprechen wir von einer Konstante. Dahinter steht die Annahme von uns Physikern, dass die Naturgesetze überall im All identisch sind und dass die Welt im Großen keine besondere Richtung und keinen Ort bevorzugt (das so genannte kosmologische Prinzip).

Edwin Powell Hubble (1889–1953) war Experte für Galaxienklassifizierung. Anhand von weit entfernten Sterninseln ermittelte er 1929, wie schnell sich das Weltall ausdehnt.


Doch wie lässt sich die Ausdehnung des kosmischen Hefeteigs überhaupt messen, wo das sichtbare Universum Distanzen von Milliarden Lichtjahren umspannt? Wir können ja nicht einfach gigantische Meterstöcke auslegen, einige Millionen Jahre warten und dann die Übung wiederholen. Die klassische Methode besteht daher darin, die Entfernung und die Geschwindigkeit von Galaxien am Firmament zu messen.

Wie schnell sich eine Galaxie relativ zur Erde bewegt, lässt sich vergleichsweise leicht bestimmen, indem man ihr Lichtspektrum auswertet. Bewegt sich die Galaxie von uns weg, sind markante Absorptions- und Emissionslinien im Spektrum wegen des Dopplereffekts zu größeren Wellenlängen hin verschoben, das Licht erscheint also etwas »röter«. Auf uns zurasende Galaxien haben hingegen einen Blaustich.

Würden die von der Erde aus sichtbaren Galaxien alle in zufällige Richtungen fliegen, so fände man genauso viele rotwie blauverschobene Lichtspektren. Aber bereits der US-amerikanische Astronom Vesto Melvin Slipher stellte in den frühen 1920er Jahren fest, dass fast alle Spektren der am Firmament sichtbaren Galaxien rotverschoben sind. Sie bewegen sich demnach von uns weg. Nur wenige Ausnahmen in der näheren kosmischen Umgebung der Milchstraße kommen auf uns zu.

Edwin Hubble war der Erste, der den Abstand vieler Galaxien in unserer kosmischen Nachbarschaft ermittelte. Auch notierte er jeweils ihre Rotverschiebung und verglich sie mit dem Abstand. In seinen Aufzeichnungen entsprach jede Galaxie einem Punkt in einem Koordinatensystem. Für Hubble sah es so aus, als könne man die Messpunkte in diesem Entfernungs-Geschwindigkeits-Diagramm (siehe Grafik unten) einfach mit einer Gerade verbinden. Entfernung und Geschwindigkeit schienen also in einem linearen Zusammenhang zu stehen: Je größer die Distanz zu einer fernen Galaxie war, desto schneller schien sie sich von uns fortzubewegen – ein erster Hinweis darauf, dass der kosmische Raumzeitteig zwischen den Sternen aufgeht.

Die Steigung einer Geraden in einem Entfernungs-Geschwindigkeits-Diagramm ergibt die Rate, mit der sich die Geschwindigkeit ändert. In Hubbles Diagramm entsprach die Steigung folglich der nach ihm benannten Konstante, die der Amerikaner im Jahr 1929 auf 500 km/s/ Mpc taxierte. Indem er die so ermittelte Ausdehnung zurückrechnete, konnte Hubble sogar das Alter des Universums abschätzen.

Er kam auf zwei Milliarden Jahre – und lag damit aus heutiger Sicht deutlich daneben. Tatsächlich spekulierten bereits damals Geologen auf Basis von radioaktiven Zerfällen und Isotopenverhältnissen in Gesteinen, dass die Erde und damit das Universum viel älter sein müsste. Aber erst in den 1950er Jahren erkannten Astronomen, dass Hubble zum Teil falsche Annahmen bei den Entfernungsmessungen getroffen hatte, was den Widerspruch auflöste.

Von da an stand fest, dass die Erde wohl etwa 4,5 Milliarden Jahre alt ist und das Universum damit schon deutlich länger existieren muss. Im Lauf der Jahrzehnte gab es immer wieder Debatten um Hubbles Konstante. Dank besserer Teleskope und Analysemethoden sowie einem tieferen Verständnis der Physik von Sternen und Galaxien konnten Astronomen die Expansion des Alls mit der Zeit immer exakter messen. 1956 kamen sie auf 180 km/s/Mpc, 1958 auf 75 km/s/Mpc und in den 1970er Jahren auf 55 km/s/Mpc. Damit ergab sich ein Weltalter von mehr als 10 Milliarden Jahren, was dem heute weithin akzeptierten Wert von 13,8 Milliarden schon recht nahekam.

Diese Messungen waren allerdings noch sehr ungenau. In den 1960er Jahren lag das, was Wissenschaftler den »statistischen Fehler« nennen, bei 100 Prozent. Man konnte also nicht ausschließen, dass der Wert der Konstante in Wahrheit doppelt so groß war. Noch in den 1990er Jahren debattierten Astronomen, ob die berühmte Konstante nun den Wert von 50 oder 90 km/s/Mpc hat.

Eine deutliche Eingrenzung brachte erst das berühmte Hubble-Weltraumteleskop (HST), dessen Name nochmals verdeutlicht, wie wichtig Hubbles Arbeiten für unser Verständnis des Universums waren. Mit Hilfe des Spähers im Erdorbit taxierten Forscher die Hubble-Konstante im Jahr 2001 auf ungefähr 72 km/s/Mpc, wobei eine Messungenauigkeit von 8 km/s/Mpc oder 11 Prozent blieb.

Bei der Bestimmung der Hubble-Konstante müssen Wissenschaftler ein grundsätzliches Problem lösen: Abstände in den Weiten des Alls lassen sich – anders als Relativgeschwindigkeiten – bis heute nur schwer ermitteln. Die einfachste Möglichkeit ist die Triangulierung, die traditionelle Methode der Seefahrer, Landvermesser und Astronomen.

Bei ihr misst man die so genannte Parallaxe, also die scheinbare Verschiebung einer Sternposition, wenn die Erde im Lauf eines Halbjahres einen Halbkreis um die Sonne macht. Da die Strecke, welche die Erde in dieser Zeit zurücklegt, gut bekannt ist, lässt sich mit einer sehr präzisen Winkelmessung und einfacher Trigonometrie die Distanz zwischen der Erde und dem Stern berechnen. Auf diesem Verfahren basieren die Karten unserer nächsten stellaren Nachbarschaft. Erst kürzlich hat das Team des ESA-Satelliten Gaia mit Parallaxenmessungen die Position von etwa 1,3 Milliarden Sternen in unserer Umgebung ermittelt (siehe Bild S. 6/7).

Die Triangulierung liefert allerdings nur innerhalb der Milchstraße brauchbare Ergebnisse. Dennoch dient sie als wichtige Grundlage für größere Abstandsmessungen: Ist eine astronomische Länge sehr gut bekannt, so kann sie als kosmisches Lineal verwendet werden, mit dem sich noch größere Abstände messen lassen. Astronomen vergleichen das Vorgehen mit dem Erklimmen einer Leiter: Um an ihr nach oben zu klettern, muss man sich auf weiter unten liegende Sprossen stützen.

Die Parallaxe naher Sterne ist hier die erste Leitersprosse. Aus dem Abstand eines Sterns kann man als Nächstes seine absolute Helligkeit erschließen, also ein Maß für ihre tatsächliche Leuchtkraft, denn die Intensität einer Quelle nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab. Das bedeutet: Wenn man zwei identische Sterne in vier und acht Lichtjahren Entfernung betrachtet, erscheint uns der vier Lichtjahre entfernte Stern nicht doppelt so hell wie sein weiter entfernter Zwilling, sondern vierfach so hell.

Über das so genannte Hertzsprung-Russell-Diagramm ist die absolute Helligkeit eines Sterns wiederum eindeutig mit seiner Spektralklasse (gewissermaßen seiner Farbe) verknüpft. Sie kann man anhand von charakteristischen Emissionslinien auch dann noch bestimmen, wenn ein Stern zu weit weg ist für eine Parallaxenmessung. Dann kann man die gemessene Helligkeit mit der im Hertzsprung-Russell-Diagramm vermerkten absoluten Helligkeit des betrachteten Sterntyps vergleichen – und so bequem den Abstand des betrachteten Sterns ermitteln. Dies ist die zweite Sprosse in der Entfernungsleiter, die noch für Objekte in der Milchstraße und ihren Satellitengalaxien akzeptable Ergebnisse liefert.

1994 leuchtete ein heller Punkt am Rand der 55 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 4526 auf (Pfeil): eine Supernova vom Typ 1a. Die Sternexplosionen dienen Forschern als »Standardkerzen«, da sie stets gleich viel Licht aussenden und so ihren Abstand zu uns verraten.


Ein anderer Typ von Standardkerze sind Supernovae vom Typ 1a. Sie ereignen sich in Doppelsternsystemen, in denen vermutlich nach und nach Materie eines ausgedehnten Sterns auf einen kompakten Weißen Zwerg übergeht. Erreicht dieser Begleiter etwa 1,4 Sonnenmassen, explodiert er, wobei die Kaskade physikalischer Prozesse stets mehr oder weniger gleich abläuft. Daher gibt es einen klar definierten Zusammenhang zwischen Dauer der hellsten Phase der Supernova und ihrer absoluten Leuchtkraft. Sobald das Licht einer Sternexplosion dieses Typs die Erde erreicht, können Astronomen auf Basis dieser Werte bestimmen, in welchem Abstand von der Erde das Ereignis stattgefunden hat.

Diesem Typ von Sternentod verdankt die Kosmologie übrigens die Wiederauferstehung von Albert Einsteins kosmologischer Konstante: Bis ins Jahr 1998/99 gingen Wissenschaftler davon aus, dass das Weltall mit einer abnehmenden Geschwindigkeit expandiert. Basierend auf einem genialen Beobachtungsplan fanden das Supernova Cosmology Project und das High-Z Supernova Search Team dann jedoch heraus, dass die relative Geschwindigkeit zwischen zwei weit entfernten Galaxien mit der Zeit zunimmt. Die Expansion des Alls beschleunigt sich also offenbar, wofür wir die rätselhafte Dunkle Energie verantwortlich machen. Sie wird heute in den kosmologischen Feldgleichungen durch die von Einstein verworfene Konstante dargestellt. Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt und Adam Riess erhielten für diese Entdeckung 2011 den Physik-Nobelpreis.

Mittlerweile haben Astrophysiker und Kosmologen alle Sprossen der Entfernungsleiter sehr genau vermessen.

Der Cepheiden-Stern RS Puppis ist 6200 Lichtjahre von der Erde entfernt und von Staubwolken umgeben. In einem mehrwöchigen Rhythmus ändert sich seine Helligkeit, die zeitweise auf ein Fünftel des Höchstwerts einbricht.


Außerdem haben sie auf jeder Stufe verschiedene Verfahren entwickelt, um systematische Fehler in den Griff zu bekommen. Damit ist es nun möglich, die Hubble-Rate mit einer Unsicherheit von gerade einmal 2,4 Prozent zu bestimmen. Ein Team um Adam Riess, das sich SH0ES-Kollaboration (Supernova H0 for the Equation of State) nennt, hat auf diese Weise 2016 den Wert 73,24 ± 1,74 km/s/Mpc ermittelt. Mit den jüngsten Gaia-Daten und Aufnahmen des Hubble-Teleskops hat die Gruppe diesen Wert sogar noch etwas präzisiert und kommt nun auf 73,52 ± 1,62 km/s/Mpc.

Die kosmische Hintergrundstrahlung erzählt eine ganz andere Geschichte

Das Ergebnis von Riess und Kollegen passt gut zu dem Resultat einer zweiten Messmethode, die in den vergangenen Jahren Aufsehen erregt hat. Hier ist die Idee, zeitlich variable Quellen, beispielsweise aktive Galaxienkerne, mit Hilfe so genannter Gravitationslinsen zu beobachten. Darunter verstehen Astrophysiker sehr massereiche Objekte, etwa Galaxienhaufen oder Galaxiengruppen, die sich auf der Linie zwischen unseren Teleskopen und einem Objekt im Hintergrund befinden.

Durch ihre gewaltige Masse krümmen die Galaxienansammlungen die Raumzeit sehr stark, weshalb vorbeifliegende Lichtstrahlen gewissermaßen eine Kurve machen. Bei bestimmten geometrischen Anordnungen sieht ein Beobachter eine Quelle sogar mehrfach, da das Licht auf verschiedenen Seiten um den Massenklumpen im Vordergrund herumläuft – so wie ein Lichtstrahl, der von einer Linse gebündelt wird.

Besonders interessant ist diese Anordnung, wenn die Helligkeit einer Quelle im Hintergrund variiert, was beispielsweise bei aktiven Galaxienkernen, den Quasaren, der Fall ist. Befindet sich die Gravitationslinse dann außerdem minimal neben der kürzesten Verbindung zwischen Quelle und Beobachter, erscheint dieses Flackern auf der Erde nicht gleichzeitig, sondern für die jeweiligen Bilder der Quelle kurz hintereinander, da ihr Licht unterschiedlich lang unterwegs war.

Letztlich können Forscher auf diese Weise abschätzen, wie weit die Quelle entfernt ist. Zusammen mit der Rotverschiebung lässt sich so für sehr weit entfernte Objekte die Expansionsrate des Alls ermitteln. Das H0LiCOW-Projekt (H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) veröffentlichte 2017 auf Basis dieser Methode einen Wert von 71,9 + 2,4 – 3,0 km/s/Mpc, was einer Messgenauigkeit von knapp vier Prozent entspricht – und gut zur Hubble-Konstante aus der Entfernungsleiter passt.

Die Geschichte wäre hier vermutlich zu Ende, wenn man die Expansionsgeschwindigkeit des Kosmos nur mit den beiden besprochenen Methoden bestimmen könnte. Seit Längerem gibt es jedoch ein weiteres Verfahren, das sehr genau ist und außerdem eine besondere Rolle in der Kosmologie spielt. Es wird vom Team des ESA-Satelliten Planck angewendet, der äußerst präzise den kosmischen Mikrowellenhintergrund vermisst. Damit ermittelten die Wissenschaftler im Jahr 2016 eine deutlich kleinere Hubble-Konstante von 66,88 ± 0,91 km/s/Mpc, wobei die Messungenauigkeit gerade einmal 1,3 Prozent betrug.

Gravitationslinsen in Aktion: Liegt eine massereiche Galaxie auf der Linie zwischen uns und einem Quasar, sehen wir mehrere Bilder von ihm. Durch solch besondere Konstellationen können Astrophysiker die Hubble-Konstante abschätzen.


Die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung gilt als Meilenstein der Kosmologie. Sie gelang Arnold A. Penzias und Robert W. Wilson bereits im Jahr 1964, wofür die beiden 14 Jahre später den Physik-Nobelpreis erhielten. Denn bei dem diffusen Strahlungshintergrund handelt es sich um nicht weniger als ein an jedem Punkt des Firmaments aufspürbares Nachglimmen des Urknalls. Es entstand rund 380 000 Jahre nach der Entstehung des Universums, als der rasch expandierende Kosmos gerade so weit abgekühlt war, dass Protonen und Elektronen zu Wasserstoffatomen zusammenfinden konnten. Damit wurde das Universum mit einem Mal durchsichtig; elektromagnetische Strahlung, die vorher nach kurzer Strecke absorbiert worden war, konnte sich nun ungehindert ausbreiten.

Der kosmische Mikrowellenhintergrund (rechts) ist ein Schatz für Kosmologen: Winzige Schwankungen in der Strahlungstemperatur (gelbe und blaue Flecken) verraten Experten, wie das Weltall 380 000 Jahre nach dem Urknall aussah.


Als Penzias und Wilson den Mikrowellenhintergrund aufspürten, sah es so aus, als hätte seine Strahlung stets dieselben Eigenschaften, egal in welche Richtung man blickte. Das diffuse Leuchten glich dabei dem eines Schwarzen Körpers mit einer Temperatur von 2,7 Grad über dem absoluten Temperaturnullpunkt. 1992 spürten Forscher mit dem COBE-Satelliten der NASA dann jedoch winzige Schwankungen in der Hintergrundstrahlung auf – das Nachglimmen war an manchen Stellen etwas stärker, an anderen etwas schwächer.

Diese Unterschiede entsprechen einer Temperaturdifferenz von nur einigen zehntausendstel Grad. Sie sind aber dennoch so spektakulär, dass es 2006 für ihre Entdecker John C. Mather und George F. Smoot erneut einen Physik-Nobelpreis gab. Wir gehen heute davon aus, dass die Variationen Dichteschwankungen im jungen Universum widerspiegeln, die in der kosmischen Hintergrundstrahlung gewissermaßen verewigt wurden. So gesehen enthält der Mikrowellenhintergrund einer Aufnahme des jungen Universums, lange bevor die ersten Sterne zu leuchten begannen.

380 000 Jahre nach dem Urknall zerrten sowohl der Strahlungsdruck als auch die Schwerkraft an der heißen Materie im Weltall. Mancherorts verdichtete sich dieses Plasma, wohingegen es in anderen Regionen verdünnt wurde. Letztlich durchliefen diese Schwankungen als Druck- und Dichtewellen mit großer Geschwindigkeit das damalige Weltall, ähnlich wie Schallwellen, die sich in Luft ausbreiten. Wissenschaftler sprechen von »baryonischen akustischen Schwingungen«.

Ihre Bedeutung für die moderne Kosmologie ist kaum zu überschätzen. Denn anhand der Unregelmäßigkeiten in der Hintergrundstrahlung können Forscher rekonstruieren, welche dieser Schwingungen damals dominant waren. Daraus lassen sich mehrere Schlüsselparameter ableiten, darunter die Krümmung des Universums sowie die Dichten der sichtbaren und der Dunklen Materie.

Experten können aus den Schwingungsmoden auch einen Wert für die Hubble-Rate ermitteln. Dazu bestimmen sie mit Hilfe der Atomphysik von Wasserstoff und Helium – damals die einzig relevanten Elemente im All – zunächst die Temperatur, bei der die atomare Ursuppe für Strahlung durchsichtig wurde. Sie liegt bei etwa 3000 Grad. Auf Basis der zuvor gewonnenen Dichten von sichtbarer und Dunkler Materie schätzen Kosmologen anschließend ab, wie alt das Universum damals war und wie viel Raum die dominanteste baryonisch-akustische Schwingung zu diesem Zeitpunkt eingenommen hat.

Daraus ergibt sich dann, wie groß die Strukturen im jungen Kosmos waren, die sich hinter den Flecken in der heute sichtbaren Hintergrundstrahlung verbergen. Diese Größe ist gewissermaßen der »Meterstock« der Mikrowellenhintergrund-Kosmologie. Da man weiß, welchen Raumwinkel die zu ihm korrespondierenden Flecken am heutigen Firmament einnehmen, kann man mit einfacher Trigonometrie abschätzen, in welchem Abstand von der Erde die Hintergrundstrahlung einst freigesetzt wurde.

Um die Hubble-Rate zu bestimmen, muss man nun noch diese Entfernung in Bezug zur Rotverschiebung der Strahlung setzen. Dazu vergleicht man die Temperatur, die das Weltall 380 000 Jahre nach dem Urknall hatte, mit der heutigen Temperatur des Alls. Weil man den theoretischen Zusammenhang zwischen Entfernung und Rotverschiebung kennt, kann man auf Basis dieser Werte und der anderen kosmologischen Parameter berechnen, wie groß die Hubble-Rate heute ist.

Generell ist es beeindruckend, wie viel Kosmologen aus der Hintergrundstrahlung herauslesen können. Aber der Weg dorthin ist komplex, und es fließen viele Annahmen über das frühe Universum ein. Man darf also fragen, wie robust die so ermittelte Hubble-Konstante ist. Auffällig ist, dass andere Teams, die den Mikrowellenhintergrund analysieren, zu abweichenden Ergebnissen kommen.

Beispielsweise die Wissenschaftler des South Pole Telescope, das eine höhere Winkelauflösung als der Planck-Satellit hat, aber nur einen kleineren Teil des Himmels beobachtet, wodurch besonders weiträumige Dichteschwankungen nicht in die Auswertung einfließen. Die Astrophysiker haben auf Basis dieser Daten einen Hubble-Wert ermittelt, der sehr viel näher an dem von Adam Riess und seiner Entfernungsleiter-Methode liegt. Analysiert man allerdings nur den Teil der Daten, die für Planck und das South Pole Telescope übereinstimmen, so kommt man zu ähnlichen Ergebnissen. Das macht es unwahrscheinlich, dass eine der beiden Gruppen einen groben Fehler gemacht hat.

Mitglieder des Planck-Teams wenden außerdem ein, dass man noch auf einem anderen Weg zu einem vergleichbaren Wert kommt: Die Spuren der baryonischen akustischen Schwingungen sind nicht nur im Mikrowellenhintergrund enthalten. Sie lassen sich – entsprechend der Expansion des Universums enorm vergrößert – auch in der großräumigen Verteilung heutiger Galaxien beobachten, wie ambitionierte Himmelsdurchmusterungen der letzten Jahre zeigen, etwa der Sloan Digital Sky Survey.

Auf Basis weiterer Messungen hat ein Team um Graeme E. Addison auf diese Weise die Hubble-Konstante abgeschätzt und das Ergebnis von 66,98 ± 1,18 km/s/Mpc erhalten – in guter Übereinstimmung mit und unabhängig von der Messung des Planck-Teams. Man macht es sich also vermutlich zu einfach, wenn man argumentiert, Letzteres habe schlichtweg etwas übersehen.

Ein genauer Blick zeigt, wie tief der Graben ist

Es stehen sich also zwei Lager gegenüber: auf der einen Seite jene Wissenschaftler, die auf Basis der Entfernungsleiter auf einen Hubble-Wert von ungefähr 72 bis 75 km/s/ Mpc kommen. Auf der anderen Seite die Astrophysiker, die mit der Hintergrundstrahlung und den größten Strukturen im Universum arbeiten und ein um 5 bis 8 km/s/Mpc niedrigeres Ergebnis erhalten. Auf den ersten Blick scheinen die Streithähne gar nicht so weit voneinander entfernt zu sein, insbesondere wenn man die Situation mit früheren Kontroversen um die Hubble-Konstante vergleicht. Aber ein genauerer Blick zeigt, wie tief der Graben ist: Obwohl alle Teams ihre Ergebnisse in jahrelanger Arbeit nach systematischen Fehlern abgesucht haben, lassen sich die Werte im Rahmen ihrer Messungenauigkeiten nicht in Einklang bringen. Wer also hat Recht?

Kurze Geschichte des Universums: Am Anfang war die Materie im All noch unvorstellbar heiß. Nach 380 000 Jahren konnten sich Elektronen und Protonen zu Atomen zusammenfinden, später folgten Galaxien, Sterne und Planeten.


Fest steht, dass alle Methoden Schwachpunkte haben. Bei den Verfahren, die auf der kosmischen Hintergrundstrahlung fußen, ist dies unter anderem die Abhängigkeit vom kosmologischen Standardmodell, das eine Reihe wichtiger Annahmen macht. Wählt man beispielsweise für die Dunkle Energie ein alternatives Modell zur – stets gleich bleibenden – kosmologischen Konstante, so wirkt sich das unmittelbar auf die Hubble-Konstante aus. Diese Schwäche teilt auch das Verfahren, das aktive Galaxienkerne durch Gravitationslinsen betrachtet. Die so gewonnenen Ergebnisse hängen zudem von den Details des Linsenmodells ab, das man benötigt, da die genaue Massenverteilung in fernen Galaxienhaufen unbekannt ist.

Anders die direkten Messungen auf Basis der Entfernungsleiter. Sie kommen ohne solche Annahmen zum Weltmodell aus. Dafür haben sie ein anderes Problem: Es ist keineswegs sicher, dass ihre Ergebnisse für das ganze Universum gelten, schließlich ermitteln wir damit nur die Hubble-Konstante im Hier und Jetzt. Wenn wir weit entfernte Galaxien beobachten, blicken wir hingegen in die Vergangenheit, da ihr Licht sehr lange braucht, um zu uns zu kommen. Und vermutlich wurde es in einer Zeit ausgesandt, als das Universum noch mit einer anderen Geschwindigkeit expandierte.

Der Gedanke läuft darauf hinaus, dass man durch das eingangs erwähnte Geschwindigkeits-Entfernungs-Diagramm der Galaxien definitiv keine Gerade legen kann, zumindest nicht, wenn man ein Volumen von mehreren Milliarden Lichtjahren betrachtet. Einen linearen Zusammenhang von Geschwindigkeit und Abstand würde man nur dann erwarten, wenn sich das Universum mit gleich bleibender Geschwindigkeit ausdehnt.

Wegen der Dunklen Energie nimmt die Expansionsgeschwindigkeit des Alls mit der Zeit aber zu. Jedenfalls muss man davon ausgehen, dass sich die Punkte im Hubble-Diagramm durch eine Kurve verbinden lassen, die – je nach Weltmodell – nach oben oder unten gebogen ist. Die für unsere unmittelbare kosmische Umgebung gültige Hubble-Konstante ist dann die Steigung der Tangente an dieser Kurve bei Abstand null. Die Tangentensteigung bei anderen Distanzen liefert hingegen die Hubble-Rate zu einem früheren Zeitpunkt. Lebten auf einer Milliarden Lichtjahre entfernten Galaxie andere intelligente Lebewesen mit Teleskopen, so hätten sie damals also einen anderen Wert der Expansionsrate gemessen.

Nun kommt das Dilemma: Um den lokalen Wert der Hubble-Konstante mittels der Entfernungsleiter zu bestimmen, müssen wir Objekte in unserer näheren kosmischen Umgebung beobachten, für die wir die Lichtlaufzeit gegenüber dem Alter des Universums vernachlässigen können. Bei diesen Messungen spielt aber die Struktur der Materie im Universum eine wesentliche Rolle, also Galaxien, Galaxienansammlungen sowie große Leerräume. Sie wirkt sich direkt auf die Eigenbewegung der Galaxien aus, die nicht immer bekannt ist, die aber die Expansionsbewegung des Alls überdecken kann.

Erst ab Abständen von knapp 100 Megaparsec beziehungsweise 300 Millionen Lichtjahren sind diese Eigengeschwindigkeiten klein genug für gute Messungen der Hubble-Konstante. Ein guter Kompromiss sind etwa 300 bis 500 Millionen Lichtjahre entfernte Objekte. Für sie ist die Expansionsrate bereits groß genug und ähnelt auch noch der heutigen. Der Abstand von der Erde ist dann allerdings bereits so enorm, dass wir ihn nicht mehr so genau bestimmen können wie bei näheren Sternen und Galaxien. Das trägt maßgeblich zur Unsicherheit der auf diese Weise gewonnenen Ergebnisse bei, zumal es knifflig ist, die Eigenbewegungen der Galaxien zu modellieren.

Über die kosmische Hintergrundstrahlung (Planck) und großräumige Strukturen im heutigen Universum (zum Beispiel Sloan Digital Sky Survey) kommen Astronomen auf einen anderen Wert für die Hubble-Konstante als auf Basis der Entfernungsleiter (unter anderem Hubble und Gaia). Die Analyse besonderer Gravitationslinsen (H0LiCOW) liefert einen weniger präzisen Messwert zwischen den beiden Lagern. Die horizontalen Linien in obigem Diagramm veranschaulichen die jeweiligen Unsicherheiten der Messungen.


Daneben könnte es Unsicherheiten geben, die man bislang übersieht. Forscher versuchen daher, Alternativen zu den bisherigen Leitersprossen zu entwickeln. Eine Möglichkeit sind beispielsweise so genannte Megamaser, die oft viele hundert Millionen Lichtjahre entfernt sind. Bei ihnen handelt es sich vermutlich um supermassereiche Schwarze Löcher mit vielen Millionen Sonnenmassen, die von Molekülwolken umkreist werden.

Dank der markanten Strahlung, die diese Systeme aussenden, kann man unter anderem den Abstand der Wolken vom Schwarzen Loch ermitteln, und auf Umwegen letztlich ihren Abstand von uns. Leider sind bisher nur wenige solcher Systeme bekannt. Eine Verbesserung der Entfernungsleiter stellen auch die Daten von Gaia in Aussicht, die erst in einigen Jahren komplett vorliegen sollen. Mit ihnen können Forscher dann die zweite Sprosse der Entfernungsleiter komplett überspringen.

Was ist mit den globalen Messungen auf Basis der kosmischen Hintergrundstrahlung? Ist hier ein Messfehler denkbar? Ich halte das wie weiter oben ausgeführt für eher unwahrscheinlich. Es ist aber gut möglich, dass in unserem kosmologischen Modell noch etwas fehlt beziehungsweise dass unser Verständnis des frühen Universums nicht vollständig ist. Vielleicht sehen wir hier sogar ein erstes Anzeichen für neue physikalische Phänomene.

Es gibt zahlreiche Vorschläge, wie sich der Streit auflösen ließe

Kollegen von mir haben hierzu bereits auch zahlreiche Vorschläge gemacht. So könnte im Prinzip eine zusätzliche Neutrinovariante das Rätsel lösen, beispielsweise die so genannten sterilen Neutrinos. Denkbar sind aber ebenso bisher unbekannte Wechselwirkungen unter den drei bekannten Neutrinosorten. Oder Dunkle Materie, die auf bisher unverstandene Weise mit gewöhnlicher Materie interagiert. Alle diese Möglichkeiten hätten die Prozesse im frühen Universum erheblich verändert, was zu einem anderen Wert der Hubble-Rate aus der Hintergrundstrahlung führen würde. Bislang passt allerdings keine der Theorien, sofern sie theoretisch gut unterfüttert sind, perfekt zu allen Beobachtungen.

Generell sollte man zudem in Betracht ziehen, dass weder die lokale noch die globale Messung falsch ist, sondern dass die beiden Werte gar nicht übereinstimmen müssen. Das klingt zunächst kontraintuitiv, aber warum sollte es eigentlich nicht so sein? Die lokale Messung bezieht sich auf einen Bruchteil des bekannten Universums, die globale Messung auf Basis der Hintergrundstrahlung mittelt über den gesamten sichtbaren Kosmos. Wir erwarten bei der morgendlichen Wettervorhersage im Radio ja auch nicht, dass der Sprecher die mittlere Jahrestemperatur durchsagt, sondern die an diesem Tag erwarteten Durchschnittswerte.

Es ist also auch im Weltall naheliegend, dass die lokal gemessene Expansionsgeschwindigkeit von Ort zu Ort kleine Variationen aufweist. Grund hierfür könnten beispielsweise lokale Unterschiede in der Materiedichte sein. Verschiedene Gruppen sind in den letzten Jahren zu dem Ergebnis gekommen, dass diese einen Einfluss auf die Expansionsrate haben müssten, was die Diskrepanz zwischen den Hubble-Werten zumindest verkleinern würde. Ein Team, zu dem ich gehörte, wies 2014 zum Beispiel nach, dass dieser Unterschied bis zu 2 km/s/Mpc betragen könnte. Für die jüngeren Analysen von Riess und Mitarbeitern ist allerdings ein kleiner Wert zu erwarten, da dort ein größeres lokales Volumen betrachtet wird.

Das Schwarze Loch im Herzen der 25 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie Messier 106 schießt immer wieder Materie ins All. Sie regt die Atome in Molekülwolken an, die dann starke Radiowellen (lila) aussenden. Solche »Megamaser«-Systeme ermöglichen eine unabhängige Ermittlung der Hubble-Konstante, sie sind aber relativ selten. Auf dem Bild ist auch UV-Strahlung (blau) und Infrarot-Licht (rot) zu sehen.


In jedem Fall sind weitere Messdaten nötig, um das Rätsel aufzulösen. Eine spektakuläre neue Möglichkeit, die Expansion des Kosmos zu vermessen, bieten etwa auf der Erde nachweisbare Gravitationswellensignale, die unter anderem bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne entstehen. Im Jahr 2017 zeigten Wissenschaftler der aLIGO/VIRGO Kollaboration, dass manche dieser Erschütterungen der Raumzeit mit kurzen Gammablitzen einhergehen (sieheSpektrum Januar 2018, S. 58).

Die Form der Gravitationswellen ermöglicht hierbei eine sehr gute Messung der Entfernung. Aus der Rotverschiebung des Lichtblitzes lässt sich daneben die Fluchtgeschwindigkeit der Galaxie ermitteln, in der das Ereignis stattfand. Gemeinsam liefern diese Daten einen Punkt im Hubble-Diagramm. Die Genauigkeit der Methode beträgt bisher, wo man erst ein einziges solches Ereignis beobachtet hat, nur zehn Prozent, was für eine allererste Messung mit einer komplett neuen Methode aber sehr beeindruckend ist.

Wer in dieser Richtung schnelle Fortschritte erwartet, wird sicherlich enttäuscht werden. Die Empfindlichkeit der Gravitationswellendetektoren von aLIGO/VIRGO wird zwar nochmals deutlich steigen, wenn sie im Herbst 2018 erneut ihren Betrieb aufnehmen. Dadurch dürften die Kollegen weitere Neutronensternverschmelzungen nachweisen können. Allerdings werden diese Ereignisse nach kosmischen Maßstäben noch recht nahe sein. Dadurch wird – ähnlich wie bei der Entfernungsleiter – die Relativbewegung der Galaxien relevant, was die Genauigkeit dieser Methode vermutlich vorerst begrenzen wird.

Parallel dazu werden andere Instrumente immer genauere Messdaten liefern, darunter das Planck-Team, dessen neueste Analyse von Messdaten ihres Satelliten bald erscheinen soll. Auch von den erwähnten Megamasern verspreche ich mir Fortschritte, da sie es erlauben, mehrere Sprossen der Entfernungsleiter zu überspringen. In naher Zukunft geht auch eine Reihe von wissenschaftlichen Großprojekten an den Start, etwa das Radioteleskop-Netzwerk SKA in Südafrika und Australien, das Riesen-Spiegelteleskop ELT in Chile oder das Weltraumteleskop Euclid, das die Dunkle Energie genauer erforschen soll. Generell wird die Frage nach dem Wert der Hubble-Konstante die Kreativität der Wissenschaft weiter anfachen. Vielleicht muss die Idee, die das Problem lösen kann, einfach noch geboren werden.

QUELLEN

Addison, G. E. et al.: Elucidating LCDM: Impact of Baryon Acoustic Oscillation Measurements on the Hubble Constant Discrepancy. In: Astrophysical Journal 853, 119, 2018

Ben-Dayan, I. et al.: Value of H0 in the Inhomogeneous Universe. In: Physical Review Letters 112, 221301, 2014

Bovin, V. et al.: H0LiCOW – V. New COSMOGRAIL Time Delays of HE 0435−1223. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 465, S. 4914–4930, 2017

Planck Collaboration: Planck Intermediate Results. XLVI. Reduction of Large-Scale Systematic Effects in HFI Polarization Maps and Estimation of the Reionization Optical Depth. In: Astronomy and Astrophysics 596, A107, 2016

Riess, A. G. et al.: A 2.4% Determination of the Local Value of the Hubble Constant. In: Astrophysical Journal 826, 56, 2016

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AUF EINEN BLICK: RASANTES WACHSTUM

1 Die Raumzeit dehnt sich seit dem Urknall immer weiter aus, alle Abstände im Weltall werden dadurch laufend gestreckt. Die Hubble-Konstante gibt die Rate dieser Expansion an.

2 Seit einigen Jahren streiten Astrophysiker um den richtigen Wert der Größe. Denn mit verschiedenen Messmethoden kommen sie zu Ergebnissen, die sich deutlich voneinander unterscheiden.

3 Es erscheint zunehmend unwahrscheinlich, dass eines der Teams einen Fehler gemacht hat. Eher deutet die Diskrepanz darauf hin, dass wir die Abläufe im Universum noch nicht richtig verstehen.

Hubble-Diagramm und Hubble-Konstante

Ein Hubble-Diagramm (rechts) veranschaulicht, wie sich die Expansionsgeschwindigkeit mit dem Abstand von der Erde ändert. Jeder Punkt darin entspricht einer Galaxie, für die Forscher sowohl die Distanz (in der Maßeinheit Megaparsec, die ungefähr 3,26 Millionen Lichtjahren entspricht) als auch die Relativgeschwindigkeit (in Kilometern pro Sekunde) bestimmt haben. Wenn man nur Entfernungen bis hin zu einigen hundert Megaparsec betrachtet, lassen sich die Messpunkte mit einer Geraden verbinden. Ihre Steigung ist die Hubble-Konstante: Sie gibt die Rate der Expansion im heutigen Universum an, entsprechend ist ihre Maßeinheit der Quotient aus den Maßeinheiten von Geschwindigkeit und Distanz, also Kilometer pro Sekunde pro Megaparsec. Bei größeren Abständen wird sichtbar, dass sich die Ausdehnungsgeschwindigkeit seit dem Urknall verändert hat. Die Punkte im Diagramm lassen sich dann nur noch durch eine Kurve verbinden, und die Hubble-Konstante ist die Steigung der Tangente am Koordinatenursprung.


NASA/JPL-CALTECH

EMILIO SEGRÈ VISUAL ARCHIVES, AMERICAN INSTITUTE OF PHYSICS / SCIENCE PHOTO LIBRARY

NASA/ESA, THE HUBBLE KEY PROJECT TEAM AND THE HIGH-Z SUPERNOVA SEARCH TEAM (WWW.SPACETELESCOPE.ORG/IMAGES/OPO9919I/) / CC BY 4.0 (CREATIVECOMMONS.ORG/LICENSES/BY/4.0/LEGALCODE)

NASA, ESA, AND THE HUBBLE HERITAGE TEAM (STSCI/AURA)-HUBBLE/EUROPE COLLABORATION (WWW.SPACETELESCOPE.ORG/IMAGES/HEIC1323A/) / CC BY 4.0 (CREATIVECOMMONS.ORG/LICENSES/BY/4.0/LEGALCODE)

ESA/HUBBLE, NASA, SUYU ET AL. (WWW.SPACETELESCOPE.ORG/ IMAGES/HEIC1702B/) / CC BY 4.0 (CREATIVECOMMONS.ORG/ LICENSES/BY/4.0/LEGALCODE)

ESA AND THE PLANCK COLLABORATION

ESA – C. CARREAU; BEARBEITUNG: SPEKTRUM DER WISSENSCHAFT

SPEKTRUM DER WISSENSCHAFT

RÖNTGEN: NASA/CXC/CALTECH/P.OGLE ET AL; OPTISCH: NASA/STSCI & R.GENDLER; INFRAROT: NASA/JPL-CALTECH; RADIO: NSF/NRAO/VLA

YURIY MAZUR / STOCK.ADOBE.COM

KIRSHNER, R.P.: HUBBLE’S DIAGRAM AND COSMIC EXPANSION. IN: PNAS 101, S. 8-13, 2004, FIG. 3 (10.1073/PNAS.2536799100), © 2004 NATIONAL ACADEMY OF SCIENCES, U.S.A.; ABDRUCK MIT FRDL. GEN. VON PNAS PERMISSIONS