Dunkle Materie

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Dunkle Materie: Die starke Diskrepanz zwischen beobachteten und aufgrund der sichtbaren Masse erwarteten (berechneten) Umlaufgeschwindigkeiten der Sterne um den Mittelpunkt von Galaxien lässt sich im Rahmen der bekannten Gravitationsgesetze nur mit der Annahme einer zusätzlichen, nicht sichtbaren „Dunklen Materie“ erklären.

Die Existenz Dunkler Materie – das heißt: nicht direkt sichtbarer, aber mit „Gravitations-Wechselwirkung“ behafteter Materie – wird in der Kosmologie postuliert, weil nur so die Bewegung der sichtbaren Materie erklärt werden kann, insbesondere die Geschwindigkeit, mit der sichtbare Sterne das Zentrum ihrer Galaxie umkreisen: In den Außenbereichen ist diese Geschwindigkeit signifikant höher, als man es allein auf Grund der Gravitation der Sterne, Gas- und Staubwolken erwarten würde.

Indirekt ist die Dunkle Materie durch ihre Gravitationswechselwirkung dennoch beobachtbar, z. B. durch Gravitationslinsen in der Astronomie. Nach derzeitigen Erkenntnissen macht Dunkle Materie circa 25 Prozent des Universums aus.[1]

Gravitationslinseneffekt Dunkler Materie - Prinzipdarstellung --
(Anstelle der blau bzw. gelb leuchtenden Galaxie im Zentrum muss man sich eine Ansammlung „Dunkler Materie“ vorstellen, also von hypothetischen Teilchen, die nur durch Schwerkraftwirkung indirekt „sichtbar“ sind.)

Die Natur der Dunklen Materie ist eine der wichtigsten offenen Fragen der Astronomie und der gesamten Physik. Der Begriff der Dunklen Materie ist nicht mit den Dunkelwolken bzw. synonym den Dunkelnebeln zu verwechseln, die das Licht dahinterliegender Objekte absorbieren (verdunkeln).

Existenz und Bedeutung[Bearbeiten]

Daten von WMAP Daten vom Planck-Weltraumteleskop
Materie- bzw. Energie-Anteil des Universums zum jetzigen Zeitpunkt (oben) und zur Entkopplungszeit (unten), 380.000 Jahre nach dem Urknall. (Beobachtungen der WMAP-Mission links, die aktuellere des Planck-Weltraumteleskops rechts). Die Bezeichnung „Atome“ steht hier für „normale Materie“.

Nach dem Dritten Keplerschen Gesetz und den Gravitationsgesetzen müsste die Umlaufgeschwindigkeit in den äußeren Bereichen von Galaxien abnehmen, da die sichtbare Materie innen konzentriert ist. Messungen der Doppler-Verschiebung zeigen jedoch, dass sie konstant bleibt oder sogar ansteigt, siehe Rotationskurve. Dies legt die Vermutung nahe, dass es dort Masse gibt, die nicht in Form von Sternen, Staub oder Gas sichtbar ist, eben Dunkle Materie.[2]

Ihre Existenz gilt bisher als nicht nachgewiesen, wird aber durch weitere astronomische Beobachtungen wie die Dynamik von Galaxienhaufen und den schon erwähnten Gravitationslinseneffekt nahegelegt, die durch die sichtbare Materie allein nicht erklärbar sind, wenn man die anerkannten Gravitationsgesetze zugrunde legt.

Der Dunklen Materie wird eine wichtige Rolle bei der Strukturbildung im Universum und bei der Galaxienbildung zugeschrieben. Messungen im Rahmen des Standardmodells der Kosmologie legen nahe, dass der Anteil der Dunklen Materie an der Gesamtmasse im Universum vier- bis fünfmal so hoch ist wie derjenige der gewöhnlichen (sichtbaren) Materie.

Indizien für die Existenz Dunkler Materie[Bearbeiten]

Es gibt gut etablierte Indizien für Dunkle Materie auf verschiedenen Größenskalen: Galaxiensuperhaufen, Galaxienhaufen und Galaxien. Der Skalenbereich zwischen Galaxien und Galaxienhaufen, insbesondere die kosmische Nachbarschaft der Milchstraße, ist erst in jüngster Vergangenheit in den Fokus der Suche nach Dunkler Materie gerückt.[3]

Beobachtungsgeschichte[Bearbeiten]

Links: Animation einer Galaxie mit einer Rotationskurve, wie sie ohne Dunkle Materie zu erwarten wäre. Rechts: Galaxie mit einer flachen Rotationskurve ähnlich der Rotationskurve real beobachteter Galaxien.

Der niederländische Astronom Jan Hendrik Oort fand 1932 heraus, dass die Dicke der Scheibe der Milchstraße kleiner ist, als er aus der Schwerkraft beobachteter Sterne erklären konnte.[4]

Ungefähr gleichzeitig beobachtete der Schweizer Physiker und Astronom Fritz Zwicky 1933, dass der Coma-Haufen (ein Galaxienhaufen, bestehend aus über 1000 Einzelgalaxien, mit großer Streuung der Einzelgeschwindigkeiten und einer mittleren Entfernungsgeschwindigkeit von 7.500 km/s) nicht durch die Gravitationswirkung seiner sichtbaren Bestandteile (im Wesentlichen der Sterne der Galaxien) allein 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 seinerzeit in der Fachwelt auf breite Ablehnung.

Die Analyse der Umlaufgeschwindigkeiten von Sternen in Spiralgalaxien durch Vera Rubin seit 1960 zeigte erneut die Problematik auf: Die Umlaufgeschwindigkeit der Sterne müsste mit zunehmendem Abstand zum Galaxiezentrum viel niedriger sein, als sie tatsächlich ist. Seitdem wurde die Dunkle Materie ernstgenommen und aufgrund detaillierter Beobachtungen in fast allen großen astronomischen Systemen vermutet.

Mit der Durchführung großräumiger Durchmusterungen von Galaxienhaufen und Galaxiensuperhaufen wurde zusätzlich deutlich, dass diese Konzentration an Materie nicht allein durch die sichtbare Materie bewerkstelligt werden konnte. Von der sichtbaren Materie ist zu wenig vorhanden, um durch Gravitation die Dichtekontraste zu erzeugen. Siehe dazu auch Sloan Digital Sky Survey und Struktur des Kosmos.

Gravitationslinse: Die Verzerrung des Lichts einer entfernten Galaxie wird durch die Masse in einem Galaxienhaufen im Vordergrund erzeugt. Aus der Verzerrung lässt sich die Massenverteilung bestimmen, dabei tritt eine Diskrepanz zwischen beobachteter Materie und bestimmter Masse auf.

Vergleichende Beobachtungen des Gravitationslinseneffekts, der Galaxienverteilung und der Röntgenemission im Bullet-Cluster im Jahr 2006 stellen den bislang stärksten Hinweis auf die Existenz Dunkler Materie dar.[5]

Modelle und Simulationen[Bearbeiten]

Das Standardmodell der Kosmologie, das Lambda-CDM-Modell, ergibt in der Zusammenfassung verschiedener Ergebnisse der beobachtenden Kosmologie folgende Zusammensetzung des Universums nach Massenanteil: Etwa 73 Prozent Dunkle Energie, 23 Prozent Dunkle Materie, rund 4 Prozent „gewöhnliche Materie“, beispielsweise Atome, und 0,3 Prozent Neutrinos. Die „gewöhnliche Materie“ unterteilt sich dabei in selbstleuchtende (beispielsweise Sterne) und nicht selbstleuchtende Komponenten, wie Planeten und vor allem kaltes Gas. Der Anteil der selbstleuchtenden Komponenten nimmt dabei nur etwa 1/10 der „gewöhnlichen Materie“ ein.

Dieses Modell hat sich auch in großräumigen kosmologischen Simulationen bewährt, beispielsweise in der Millennium-Simulation, da es zu einer Strukturentstehung führt, die der derzeitigen Beobachtungslage entspricht. Darauf aufbauende lokale Simulationen einiger Dunkle-Materie-Halos, die dem der Milchstraße ähnlich sind, machen statistische Vorhersagen darüber, wie groß die Dichte der Dunklen Materie im Bereich des Orbits der Sonne um das galaktische Zentrum ist und welche Geschwindigkeitsverteilung diese Teilchen haben. Diese Parameter beeinflussen Detektorexperimente auf der Erde, die Dunkle Materie direkt nachweisen wollen, und sind dadurch testbar. Eine weitere Vorhersage dieser Simulationen ist das charakteristische Strahlungsmuster,[6] das entsteht, wenn Dunkle Materie durch Annihilationsprozesse Gammastrahlung aussendet.

Mögliche Formen Dunkler Materie[Bearbeiten]

In der Teilchenphysik werden verschiedene Kandidaten als Konstituenten der Dunklen Materie diskutiert. Ein direkter Nachweis im Labor ist bislang nicht geglückt, so dass die Zusammensetzung der Dunklen Materie als unbekannt gelten muss.

Baryonische Dunkle Materie[Bearbeiten]

Kaltes Gas[Bearbeiten]

Da heiße Gase immer Strahlung emittieren, bleibt als erste Möglichkeit für Dunkle Materie nur kaltes Gas übrig. Gegen diese Hypothese spricht die Tatsache, dass sich kaltes Gas (unter bestimmten Umständen) durchaus erwärmen kann und selbst riesige Gasmengen nicht die benötigte Masse aufbringen könnten.

Kalte Staubwolken[Bearbeiten]

Eine ähnliche Lösung stellt die mögliche Existenz kalter Staubwolken dar, die auf Grund ihrer niedrigen Temperatur nicht strahlen und somit unsichtbar wären. Allerdings würden sie das Licht von Sternen reemittieren und somit im Infrarotbereich sichtbar sein. Außerdem wären so große Mengen an Staub nötig, dass sie die Entstehung der Sterne maßgeblich beeinflusst hätten.

MACHOs[Bearbeiten]

Ernstzunehmende Kandidaten waren Braune Zwerge, die auch MACHOs (Massive astrophysical compact halo objects) genannt werden. Es handelt sich dabei um Himmelskörper, in denen der Druck so gering ist, dass keine Kernfusion stattfinden kann, so dass sie nicht sichtbar sind. Steht ein MACHO allerdings genau vor einem Stern, so verstärkt er als Gravitationslinse dessen Strahlung. In der Tat wurde dies zwischen Erde und der Großen Magellanschen Wolke vereinzelt beobachtet. Man nimmt heute jedoch an, dass MACHOs nur einen kleinen Teil der Dunklen Materie ausmachen.

Nicht-baryonische Dunkle Materie[Bearbeiten]

Anapole Majorana-Fermionen[Bearbeiten]

Im Mai 2013 schlugen die theoretischen Physiker Robert Scherrer und Chiu Man Ho anapole (nichtpolige) Majorana-Fermionen als Träger der Dunklen Materie des Weltalls vor. Anapole Teilchen weisen ein toroidales (reifenförmiges) Feld auf, welches bewirkt, dass ein elektrisches Feld in diesem Torus (Reifen) kreisförmig eingeschlossen bleibt und sich dadurch nicht äußerlich bemerkbar macht.[7][8] Dies steht im Gegensatz zu den bekannten elektrischen Monopolen und magnetischen Dipolen, deren Felder mit abnehmender Intensität (Coulombsches Gesetz) in die Umgebung ausstrahlen.

Im Standardmodell der Teilchenphysik ist keines der Elementarteilchen ein Majorana-Fermion. Stattdessen werden hier alle Fermionen durch Dirac-Spinoren beschrieben, auch die Neutrinos, die damit von Antineutrinos unterscheidbar wären. Allerdings sind die Neutrinos im Standardmodell im Widerspruch zu experimentellen Ergebnissen masselos. Eine populäre Erklärung für die beobachteten Neutrinomassen, der See-Saw Mechanismus, erfordert dagegen die Beschreibung der Neutrinos durch Majorana-Spinoren und damit die Gleichheit von Neutrinos und Antineutrinos. Dies würde wiederum eine Verletzung der Leptonenzahlerhaltung implizieren, da Teilchen und Antiteilchen dieselbe Leptonenzahl zugewiesen wird.

Ob zwischen Neutrinos und Antineutrinos unterschieden werden kann, ist derzeit noch offen. Eine Möglichkeit zur experimentellen Klärung bietet der neutrinolose Doppel-Betazerfall, der nur möglich ist, falls Neutrinos Majorana-Teilchen sind. Nach diesem Zerfallsmodus wird in Experimenten wie dem Enriched Xenon Observatory[9] gesucht.

Heiße Dunkle Materie (HDM)[Bearbeiten]

Neutrinos galten lange Zeit als naheliegende Kandidaten für heiße Dunkle Materie. Allerdings ist ihre maximale Masse nicht ausreichend, um das Phänomen zu erklären. Bestünde die Dunkle Materie aber zum Großteil aus schnellen, leichten Teilchen, d. h. heißer Dunkler Materie, hätte dies für den Strukturierungsprozess im Universum ein Top-Down-Szenario zur Folge. Dichteschwankungen wären zuerst auf großen Skalen kollabiert, es hätten sich erst Galaxienhaufen, dann Galaxien, Sterne, usw. gebildet. Beobachtungen lehren jedoch das Gegenteil. Altersbestimmungen von Galaxien haben ergeben, dass diese vorwiegend alt sind, während manche Galaxienhaufen sich gerade im Entstehungsprozess befinden. Ein Bottom-Up-Szenario, eine hierarchische Strukturentstehung, gilt als erwiesen. Daher kann heiße Dunkle Materie allenfalls einen kleinen Teil der gesamten Dunklen Materie ausmachen.

Kalte Dunkle Materie (CDM)[Bearbeiten]

Dreidimensionale Karte einer Verteilung Dunkler Materie anhand von Messergebnissen mittels Gravitationslinseneffekts des Hubble-Weltraumteleskops

Diese Variante umfasst noch unbeobachtete Elementarteilchen, die nur der Gravitation und der schwachen Wechselwirkung unterliegen, die sogenannten WIMPs (englisch Weakly Interacting Massive Particles, deutsch schwach wechselwirkende massive Teilchen). WIMPs lassen sich mit einer hierarchischen Entstehung des Universums vereinbaren.

Kandidaten ergeben sich aus der Theorie der Supersymmetrie, die die Artenvielfalt im Teilchenzoo gegenüber dem Standardmodell verdoppelt. Die hypothetischen Teilchen sind meist instabil und zerfallen in das leichteste unter ihnen (LSP, leichtestes supersymmetrisches Teilchen). Beim LSP könnte es sich um das leichteste der vier Neutralinos handeln.

Erhebliche Abweichungen der astronomischen Beobachtungen von den Vorhersagen des CDM-Modells ergab eine 2010 veröffentlichte internationale Studie unter Federführung von Pavel Kroupa. So entsprechen etwa Leuchtkraft und Verteilung von Satellitengalaxien der Lokalen Gruppe nicht den Erwartungen. Kroupa sieht in den erhobenen Daten eine so starke Kollision mit der CDM-Theorie, dass „diese nicht mehr zu halten scheint“.[10][11][12]

Andererseits wollen Forscher mit tiefgekühlten Halbleiterdetektoren (CDMS, Cryogenic Dark Matter Search) im Soudan Underground Laboratory drei Stoßereignisse von LSTs mit Atomkernen beobachtet haben – bei geschätzt 0,7 Hintergrundereignissen.[13][14]

Deutlicher ist ein Signal in der Kosmischen Strahlung: Für Teilchenenergien jenseits 10 GeV werden unerwartet viele Positronen gefunden, Antiteilchen des Elektrons. Erste Hinweise darauf kamen vom Experiment PAMELA[15][16] auf dem russischen Satelliten Resurs-DK1 und vom Fermi Gamma-ray Space Telescope[17] Genauere Daten, insbesondere eine niedrigere obere Grenze für die Anisotropie,[18] liefert seit Mai 2011 das Alpha-Magnet-Spektrometer an Bord der ISS: Die Positronen sollen aus der Paarvernichtung kollidierender Neutralinos stammen. Die weniger spektakuläre Erklärung wären Pulsare als Quelle. Aber dann sollte sich bald (mit steigender Messzeit) ein Abfall der Zählrate bei höheren Energien zeigen.

Axionen[Bearbeiten]

Ein weiterer Kandidat, das Axion, ist ein hoch hypothetisches Elementarteilchen zur Erklärung der in der Quantenchromodynamik problematischen elektrischen Neutralität des Neutrons.

Alternative Erklärungsversuche der Beobachtungen[Bearbeiten]

Alle obigen Erklärungsansätze nehmen implizit an, dass die Gravitation dem Newtonschen Gravitationsgesetz bzw. der Allgemeinen Relativitätstheorie gehorcht. Eine Minderheit von Astronomen vertritt die MOND-Hypothese (Modifizierte Newtonsche Dynamik) als Alternative zur Dunklen Materie,[19] nach der die Äquivalenz von träger und schwerer Masse bei extrem kleinen Beschleunigungen nicht mehr gilt.

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Dunkle Materie – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise und Fußnoten[Bearbeiten]

  1. Neben der „Dunkel Materie“ existiert noch die „Dunkle Energie“, die nicht mit (unbekannten) Teilchen verbunden ist, aber trotzdem die Ausdehnung des Universums wesentlich beeinflusst (s.u.). Nach Einstein sind dabei Masse und Energie infolge der Beziehung E=mc2 im Wesentlichen von gleicher Größenart.
  2. Klaas S. de Boer: Dunkle Materie. Weshalb? Wie viel? Wo?. www.astro.uni-bonn.de. Abgerufen am 15. April 2009.
  3. M. J. Reid, A. Brunthaler, K. M. Menten, L. Loinard, J. Wrobel: Motions of Galaxies in the Local Group and Beyond: an Astro2010 Science White Paper arXiv:0902.3932v3 2009
  4. J.H. Oort, Bull. Astr. Inst. Neth. VI, (1932) 249.
  5.  D. Clowe u. a.: A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter. In: The Astrophysical Journal. 648, 2006, S. L109-L113, doi:10.1086/508162. ISSN 0004-637x
  6. Chrarakteristisches Strahlungsmuster
  7. Simple theory may explain dark matter. Phys.org, 10. Juni 2013, abgerufen am 11. Juni 2013 (englisch).
  8. Chiu Man Ho, Robert J. Scherrer: Anapole dark matter. In: Physics Letters B Volume 722, Issues 4–5, Pages 341–346. Elsevier, 24. Mai 2013, abgerufen am 11. Juni 2013 (englisch).
  9. Enriched Xenon Observatory
  10. Studie weckt massive Zweifel an Existenz Dunkler Materie. Pressemitteilung der Universität Bonn, 10. Juni 2010
  11. Dunkle Materie in der Krise. Online-Zeitung der Universität Wien, 18. November 2010
  12. P. Kroupa et al.: Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation. Astronomy & Astrophysics, Volume 523, November-December 2010
  13. Texas A&M University: Dark Matter Search Results Indicate First Hint of WIMP-like Signal, April 2013.
  14. R. Agnese (CDMS Collaboration): Dark Matter Search Results Using the Silicon Detectors of CDMS II. arXiv:1304.4279, April 2013.
  15. O. Adriani et al. (PAMELA Kollaboration): A statistical procedure for the identification of positrons in the PAMELA experiment. Astroparticle Physics 34, 2010, S. 1–11, doi:10.1016/j.astropartphys.2010.04.007, (arXiv:1001.3522).
  16. Bob Yirka: New data from PAMELA provides better measure of positrons. phys.org, Aug. 2013.
  17. Philippe Bruel: Gamma rays, electrons and positrons up to 3 TeV with the Fermi Gamma-ray Space Telescope. Konferenzbeitrag Juni 2012, arXiv:1210.2558 Okt. 2012.
  18. M. Aguilar (AMS Kollaboration): First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5–350 GeV. Phys. Rev. Lett. 110, April 2013, doi:10.1103/PhysRevLett.110.141102.
  19. Satellitengalaxien kontra Dunkle Materie