Die Architektur des Alls

Das Universum gleicht einer unfassbar großen Honigwabe. Gigantische Galaxienhaufen besetzen die Knotenpunkte der wächsernen Wände um die Zellen aus leerem Raum. Hans Böhringer vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching untersucht diese Ansammlungen von Milchstraßen. Dabei begegnet er den unsichtbaren Seiten des Weltalls.

Erde bei Nacht

Das Foto ist ziemlich düster, weite Teile glimmen in einem violetten Schwarz. Aber vor allem in der oberen Hälfte ändert sich das Bild: Da erhellen Abermillionen Lichter die Szene. Die meisten scheinen nicht isoliert, sondern reihen sich zu funkelnden Ketten aneinander, bilden netzförmige Muster mit hellen Klecksen. Die US-Raumfahrtbehörde NASA hat das Foto Anfang Dezember 2012 veröffentlicht, der Satellit Suomi NPP die Einzelaufnahmen geschossen, aus denen es zusammengesetzt ist. Es zeigt – die Erde bei Nacht.

Das Bild weckt bei jedem Betrachter andere Assoziationen. In beeindruckender Weise spiegelt sich das Nord-Süd-Gefälle auf unserem Planeten wider: Viele Lichter bedeuten große Städte und dichte Besiedelung wie in Europa oder Nordamerika; Afrika ist, mit Ausnahme der Südspitze, nahezu schwarz. Einen Astronomen wiederum mag das Bild an Überirdisches erinnern. An nicht weniger als den Bau des Weltalls. Denn betrachtet man das Universum als Ganzes, wirkt es keineswegs homogen. Vielmehr durchziehen Filamente den Raum und bilden ein Netzwerk, das den Blasenwänden eines kosmischen Schaumbads gleicht. Oder den Zellwänden einer Honigwabe. Die hellen Strukturen markieren dabei die Ballungsräume der Materie, die dunklen sind gigantische Leeren, Voids genannt.

Wie kommt das Weltall zu solch einer wabenförmigen Struktur? Um das herauszufinden, betreibt Hans Böhringer am Garchinger Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik so etwas wie Kosmografie – kosmische Geografie: Ähnlich wie die hellen Lichter auf den NASA-Bildern den Konturen der Kontinente folgen, zeichnen Galaxienhaufen die Architektur des Alls nach. Viele von ihnen würden demnach den Großstädten entsprechen. Auch unsere Milchstraße ist Teil eines Haufens: der Lokalen Gruppe. Diese hat etwa vierzig Mitglieder und gleicht eher einem Vorort; wenigstens gehört sie zu einer Megacity, dem Virgo-Superhaufen.

„Galaxienhaufen sind die größten klar definierten Objekte im Universum“, sagt Böhringer. Sie umfassen bis zu einige Tausend Milchstraßen, jede ein System aus Milliarden von Sternen, Gas- und Staubwolken. Unsere Sonne ist einer von ungefähr zweihundert Milliarden Sternen, die zusammen mit der interstellaren Materie eine solche Galaxie bilden. Die Schwerkraft, die auf der Erde einen Stein zu Boden fallen lässt, bindet auch die Galaxien eines Haufens mit unsichtbaren Ketten aneinander. „Unsichtbar“ – ein Wort, das Böhringers Forschungen bestimmt.

Der Raum ist leer – nach irdischen Maßstäben

Zum einen ist da die Dunkle Materie, die fast ein Viertel des Weltalls ausmacht. Die ersten Hinweise auf diesen bis heute rätselhaften Stoff fand Fritz Zwicky im Jahr 1933 bei der Beobachtung des Comahaufens, eines vierhundert Millionen Lichtjahre entfernten Galaxienhaufens mit mehr als tausend Mitgliedern. Der schweizerische Astronom schätzte, dass das Vierhundertfache der sichtbaren Masse nötig sei, um das Gebilde als Ganzes in Form zu halten; die Schwerkraft der sichtbaren Milchstraßen reicht dazu bei Weitem nicht aus.

Comahaufen

Zum Zweiten steckt in einem Galaxienhaufen jede Menge heißes Gas. Der Raum zwischen den einzelnen Sternsystemen ist praktisch leer – aber nur für irdische Verhältnisse. „Die Dichte liegt um viele Größenordnungen unter der eines Laborvakuums“, sagt Böhringer. „Dennoch gibt es genügend Teilchen, sodass sich die Gesamtmasse des Gases zum Fünffachen der Masse aller Galaxien aufaddiert.“ Um die hohen Temperaturen des galaktischen Gases zu verstehen, genügt einfache Physik.

In den Comahaufen etwa fällt das Material mit einer Geschwindigkeit von tausend Kilometern pro Sekunde ein. Während dieses Sturzflugs wandelt es seine potenzielle Energie in kinetische um. Mit Überschallgeschwindigkeit prallt das einstürzende Gas auf solches, das sich bereits im Haufen zwischen den Galaxien befindet. Bei der Kollision werden die Teilchen abgebremst, aus Bewegung entsteht Wärme. Die typischen Temperaturen liegen bei einigen Dutzend bis zu hundert Millionen Grad. Und die Masse des Materials ist auch nicht gerade zu verachten: „Im Comahaufen entspricht die Gasmasse ungefähr der von einer Billiarde Sonnen“, sagt Hans Böhringer.

Gewogen hat Böhringer den Comahaufen allerdings nicht. Ja, er hat das Gas – ein Plasma aus Ionen und Elektronen – noch nicht einmal mit eigenen Augen gesehen. So absurd es klingen mag: Es ist für optische Teleskope unsichtbar. Vielmehr sendet die heiße Materie überwiegend energiereiche Strahlung bei extrem kurzen Wellenlängen aus. Und dieses Röntgenlicht lässt sich nur mit speziellen Detektoren jenseits der Erdatmosphäre auffangen.

Galaktische Gashüllen

Der am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik entwickelte Satellit ROSAT war ein solcher Detektor. Von Juni 1990 bis Februar 1999 spürte der Späher an die 125 000 Röntgenquellen auf. Hinter zweitausend der hellsten Strahler verbergen sich Galaxienhaufen, genauer: ihre Halos. So nennen Astronomen die galaktischen Gashüllen, die wie Atmosphären in den Haufen zwischen den einzelnen Galaxien sitzen. Aus deren Analyse lassen sich eine Menge von Erkenntnissen ableiten, denn im Röntgenlicht können Forscher die Halos vollständig durchleuchten.

Die Halos sind „optisch dünn“, das heißt durchsichtig, weil die Photonen in dem fein verteilten Gas freie Bahn haben. Daher tragen diese Lichtteilchen die Botschaften von allen möglichen atomaren Prozessen ungehindert nach draußen. Werden in dem Gas etwa freie Elektronen beschleunigt oder gebremst, senden sie Röntgenlicht aus; und stoßen sie mit Atomen zusammen, kommt es zur Abstrahlung von Spektrallinien. Diese sind für jedes Element ebenso charakteristisch wie die Fingerabdrücke für einen Menschen. Um die Linien aufzuspüren, zerlegen Astronomen das Licht in Spektren und erhalten unter anderem Aufschluss über die Inhaltsstoffe des Gases. „Wie nicht anders zu erwarten, besteht es zu achtzig Prozent aus Wasserstoff und Helium, den häufigsten Elementen im Kosmos“, sagt Hans Böhringer.

Galerie der Galaxien

Allerdings finden sich noch andere Zutaten wie Kohlen-, Sauer- und Stickstoff, Nickel, Eisen, Magnesium, Silizium oder Kalzium. Auch das verwundert den Fachmann nicht allzu sehr, handelt es sich dabei doch um Elemente, die massereiche Sterne erbrütet und am Ende ihres Lebens in einer Supernova freigesetzt haben. „Auf diese Weise testen wir Modelle der Sternentwicklung.“

Aus einem Linienspektrum lesen Forscher die Fingerabdrücke der einzelnen Elemente, ähnlich der Spurensicherung an einem Tatort. Auf diese Weise entschlüsseln sie nicht nur die chemische Zusammensetzung, sondern auch den physikalischen Zustand des Gases wie Dichte, Temperatur und Masse. Diese Werte hängen miteinander zusammen. Beispielsweise bewegen sich die Teilchen bei hohen Temperaturen mit großen Geschwindigkeiten. Damit ein Halo dennoch stabil bleibt, braucht es viel Masse, die mit ihren starken Schwerkraftfesseln das Gasgespinst in Zaum hält.

Apropos Masse: Hans Böhringer und seine Kollegen bestätigen den Befund Fritz Zwickys: Der größte Anteil des Materials in Galaxienhaufen konzentriert sich in der Dunklen Materie. Die Werte liegen weit über denen im gesamten Universum. „Ganze 87 Prozent macht die Dunkle Materie im Comahaufen aus, elf Prozent stecken im Gashalo und lediglich zwei Prozent in den sichtbaren Galaxien“, sagt Böhringer. Der Coma- oder der 65 Millionen Lichtjahre entfernte Virgohaufen entpuppen sich als ideale Studienobjekte, zumal sie vergleichsweise nah und schon lange bekannt sind. Wie oben erwähnt, hat ROSAT jedoch an die zweitausend weitere Galaxienhaufen aufgespürt, deren Halos offensichtlich als helle Röntgenquellen aufscheinen. Doch woher wissen die Astronomen, dass hinter diesen Quellen tatsächlich Galaxienhaufen sitzen?

Forscher entlarven unbekannte Röntgenquellen

Zunächst studiert Böhringer die bestehenden Kataloge von Röntgenhaufen und sucht in Verzeichnissen, die mit optischen Teleskopen erstellt wurden. Zeigen die Bilder mehrere verdächtige Objekte – sprich Galaxien – „auf einem Haufen“, nimmt der Astronom die Spektren und leitet daraus jeweils die Entfernungen ab. Das geschieht über die kosmische Rotverschiebung: Die Expansion des Weltalls zieht die Wellen der im Raum eingebetteten Objekte auseinander und verschiebt sie in den roten Spektralbereich. Je weiter eine Galaxie von uns entfernt ist, umso schneller flieht sie vor uns, und umso höher ist der Wert der Rotverschiebung z.

Der Zusammenhang zwischen Rotverschiebung und Entfernung ist bei sehr hohen z-Werten jedoch kompliziert und wird vom jeweils verwendeten kosmologischen Modell bestimmt. Die Astronomen sprechen daher lieber von „Rückblickzeit“ – jenem Alter, das ein Objekt hatte, als sein Licht auf die Reise ging. In jedem Fall bedeuten identische z-Werte dasselbe Alter und dieselbe Distanz. Stimmen sie bei den erwähnten verdächtigen Galaxien überein, gibt es daher kaum Zweifel, dass sie alle zu ein und demselben Haufen gehören.

Hans Böhringer

Auf diese Weise erstellen die Forscher am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik zwei Kataloge: Noras II enthält 934 Galaxienhaufen am Nordhimmel, Reflex II umfasst 919 Haufen am südlichen Firmament. Das große Datenmaterial bedeutet für Hans Böhringer viel Arbeit – aber in einem überraschend anderen Sinn, als man zunächst erwartet.

Der Wissenschaftler führt den Besucher aus seinem Zimmer durch ein Labyrinth von Gängen und Treppen in einen langen Flur, an dessen einer Wand ein hasenstallgroßer Holzkasten steht. Die Front ist mit einer Glasscheibe versehen. Böhringer knipst das Licht an, und in dem Kasten leuchten Hunderte orangefarbener Kreise auf. Sie scheinen frei im Raum zu schweben. „Hier sehen Sie ungefähr neunhundert Galaxienhaufen, exakt angeordnet an ihren wirklichen Positionen im Weltall“, sagt Böhringer. Die Galaxienhaufen sind Klebepunkte aus dem Kaufhaus.

„Es gibt drei Größen, entsprechend ihrer absoluten Leuchtkraft.“ Befestigt sind die Punkte an 38 parallel hintereinander aufgestellten Platten aus Antireflexglas. Die papiernen Galaxienhaufen hat der Forscher mit fluoreszierender Farbe angepinselt, UV-Lampen beleuchten sie. „Wenn ich irgendwann Zeit habe, muss ich noch mal neunhundert Punkte kleben“, sagt Böhringer. Der Inhalt soll dem aktuellen Stand von Noras II und Reflex II angepasst werden, der gut 1800 Röntgenhaufen umfasst.

Der Guckkasten ist weit mehr als eine wissenschaftliche Spielerei. Schließlich zeigt er einen naturgetreuen Ausschnitt des Universums – einen Würfel mit vier Milliarden Lichtjahren Kantenlänge. Darin ist jeder Galaxienhaufen nicht nur mit zwei Himmelskoordinaten erfasst – ähnlich wie man die Position eines Orts auf der Erde durch die Angabe von geografischer Länge und Breite exakt bestimmen kann –, sondern auch noch mit seiner Entfernung. Erst dadurch wird die Karte dreidimensional und liefert ein maßstabsgetreues Abbild der natürlichen Verhältnisse.

Auf den ersten Blick sieht selbst der Laie, dass die großräumige Verteilung der Galaxienhaufen keineswegs homogen ist. Vielmehr deuten sich schon auf dieser Skala die anfangs angesprochenen netzförmigen Strukturen an. Um diese kosmische Honigwabe im Detail zu untersuchen, nutzen die Astronomen mehrere Methoden. „Ein wichtiges Instrument ist das Massenspektrum“, sagt Hans Böhringer. Das hat mit einem klassischen Spektrum nichts zu tun, bei dem ein Prisma oder ein Gitter das Licht eines Objekts in einen Regenbogen zerlegt. Ein Massenspektrum gibt Auskunft darüber, wie sich die Galaxienhaufen gemäß ihrer Masse verteilen. Anders formuliert: Wie viele Galaxienhaufen einer bestimmten Masse gibt es pro Volumeneinheit?

Nach dem Urknall

Um zu verstehen, weshalb Antworten auf diese Frage von grundlegender Bedeutung sind, müssen wir einen Ausflug zu den Wurzeln allen Seins unternehmen. Die meisten Kosmologen, die der Geburt und der Entwicklung des Universums nachspüren, akzeptieren heute das Modell des inflationären Urknalls. Danach ist das All vor 13,7 Milliarden Jahren aus einem Quantenvakuum hervorgegangen. Im unvorstellbar kurzen Zeitraum von 10^-34 bis 10^-32 Sekunden nach dem Urknall soll sich der Kosmos mit Überlichtgeschwindigkeit um dreißig Größenordnungen aufgebläht haben, von der Planck-Länge (10^-35 Meter) bis zum Durchmesser einer Melone.

Diese Inflation hat das All nicht nur extrem geglättet, sondern auch winzige Fluktuationen des ursprünglichen Quantenvakuums schlagartig auseinandergezerrt und über den nun melonengroßen Raum verteilt. Weil der Kosmos weiter expandierte – und noch heute expandiert –, wuchsen auch die anfänglichen (primordialen) Dichtefluktuationen. Wenige Hundert Millionen Jahre nach dem Urknall entwickelten sich daraus großräumige Strukturen in Form netzartiger Filamente: die Keimzellen von Galaxienhaufen, Galaxien und Sternen.

Röntgenleuchtkraft

Um die Masse eines Haufens zu bestimmen, gibt es mehrere Möglichkeiten. Bei einer Methode ermitteln die Forscher lediglich seine Röntgenleuchtkraft. Zuvor müssen sie viele Galaxienhaufen vermessen und eine Menge an statistischen Störeffekten berücksichtigen. Und sie müssen die eine oder andere Masse mit einem unabhängigen Verfahren herausfinden, etwa mithilfe einer Gravitationslinse. Am Ende steht ein Diagramm, das auf der y-Achse die Leuchtkräfte und auf der x-Achse die Massen angibt. Durch die Messpunkte läuft eine Kurve. Trägt man darauf die neu ermittelte Leuchtkraft eines Galaxienhaufens ein, ergibt sich sofort dessen Masse. Diese ist umso größer, je kräftiger der Haufen im Röntgenlicht leuchtet.

Mithilfe eines solchen Massenspektrums veranstalten Hans Böhringer und seine Kollegen eine kosmische Volkszählung. Wie bei irdischen Erhebungen interessiert sie nicht nur das Ergebnis für einen bestimmten Zeitpunkt. So nehmen Regierungen immer wieder Volkszählungen vor und vergleichen die Ergebnisse miteinander. Dabei gewinnen sie wertvolle Einblicke in die demografische Entwicklung ihres Landes. „Wenn wir Astronomen die Zahl der Galaxienhaufen pro Volumeneinheit für unterschiedliche Epochen bestimmen, erhalten wir Einblick in die Evolution des Universums“, sagt Böhringer.

Nach dem Urknall ist das Weltall gewachsen und hat sich entfaltet, vom Einfachen zum Komplexen, von den anfangs winzigen Fluktuationen hin zu den großen Strukturen. Demnach sollte etwa die Anzahl der Galaxienhaufen im Laufe der Zeit schwanken. Und weil deren Verteilung und Dichte wiederum von den kosmologischen Modellen abhängen, werden Böhringers Beobachtungen zum Prüfstein für die Theorie.

Das Universum als geordnetes Experiment

Wie ein Demograf die Bevölkerung nach allen Regeln statistischer Kunst untersucht, wendet der Forscher raffinierte mathematische Methoden wie das Leistungsspektrum an, um die Verteilung der Galaxienhaufen zu ermitteln. „Es zeigt sich, dass die Chance, einen Galaxienhaufen zu finden, in der Nähe eines anderen Haufens größer ist als an einem beliebigen Punkt“, sagt Böhringer über das Ergebnis. Mit anderen Worten: „Die Verteilung der Haufen ist geklumpt.“ Und das gilt ebenso für die Dunkle Materie. Die nämlich muss nach dem Verständnis der Wissenschaftler hinter den Galaxienhaufen stecken – wie eine unbeleuchtete Großstadt auf dem Satellitenfoto der Erde. Erst wenn man die Lichter anknipst, werden die Umrisse der Stadt sichtbar.

Kosmisches Netz

Nun kommen Simulationen ins Spiel: Den Kosmologen gelingt es heute, die Evolution des Alls mithilfe von Supercomputern nachzustellen. Dazu reichen letztlich sechs Parameter aus, etwa der Wert, mit dem das All expandiert (Hubble-Konstante), oder die Dichte der Dunklen Energie, in der offenbar 73 Prozent des Universums stecken; diese Dunkle Energie treibt das All beschleunigt auseinander. Die Wissenschaftler füttern ihr Elektronenhirn also mit einem halben Dutzend Zutaten, starten kurz nach dem Urknall und lassen es dann Millionen und Milliarden Jahre in die Zukunft rechnen.

Bei diesen Simulationen entstehen großräumige Strukturen, die von den anfangs eingegebenen Parametern abhängen. „Variiert man diese Parameter, ändern sich auch die Strukturen“, sagt Hans Böhringer. „Das Ganze läuft als sauberes, geordnetes Experiment ab.“ Auf diese Weise lässt sich zurückverfolgen, welche Anfangsbedingungen im ganz jungen Kosmos geherrscht und welche Parameter welche Werte gehabt haben müssen.

Ein brauchbares kosmologisches Modell liefert naturgemäß eine enge Übereinstimmung von Simulation und Beobachtung. Und da schneidet das geschilderte Szenario des inflationären Urknalls gar nicht schlecht ab. Auch die vermuteten Anteile von Dunkler Energie (73 Prozent) und Dunkler Materie (23 Prozent) an der gesamten Energiedichte des Universums scheinen recht gut zu passen – in der „normalen“ baryonischen Materie stecken offenbar nur vier Prozent. Dennoch sind noch viele Fragen offen. Hans Böhringer schreckt das nicht ab, im Gegenteil: „Am interessantesten wäre es doch, wenn wir irgendetwas Überraschendes entdecken würden.“