In diesem Jahrhundert haben Kosmologen zahlreiche Erkenntnisse gewonnen, die unser Weltbild entscheidend veränderten und erweiterten: Das Milchstraßensystem und alle anderen Galaxien streben mit großer Geschwindigkeit voneinander weg; diese Fluchtbewegung ist eine Folge des Urknalls, mit dem das Universum als heißer Feuerball begann. Des weiteren hat man eine kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung entdeckt und sie dann als Relikt des frühen Universums erkannt, zudem den Ursprung der chemischen Elemente ermittelt und die großräumige Struktur und Bewegung der Galaxien erkundet.

Trotz dieser und vieler anderer Fortschritte bleiben noch viele grundlegende Fragen unbeantwortet: Wann begann die ungeheure Expansionsbewegung? Wird sich das Universum für immer ausdehnen, oder wird die Bewegung durch die Schwerkraft abgebremst, so daß das All schließlich wieder in sich zusammenfällt?

Seit Jahrzehnten schon suchen die Kosmologen nach Antworten, indem sie Größenskala und Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums ermitteln. Dazu müssen sie bestimmen, wie schnell sich die Galaxien bewegen und wie weit sie überhaupt von uns entfernt sind. Für die galaktischen Geschwindigkeitsmessungen gibt es allgemein anerkannte Methoden. Die Entfernungsbestimmungen hingegen sind weitaus komplizierter; indes haben in den letzten zehn Jahren mehrere Forschungsgruppen unabhängig voneinander dafür bessere Verfahren entwickelt, so daß sich für das Ausmaß der kosmischen Expansion völlig neue Abschätzungen ergeben.

Gegenwärtig weisen mehrere Indizienketten auf eine schnelle Ausdehnung hin. Demnach müßte das Universum vergleichsweise jung sein, vielleicht nur zehn Milliarden Jahre alt. Auch legen sie nahe, daß das Weltall für immer weiter expandieren wird. Dennoch betrachten meine Kollegen und ich aus mehreren Gründen diese Hinweise nicht als endgültig, und wir diskutieren die Vor- und Nachteile jeder der Bestimmungsmethoden ausführlich.

Eine genaue Kenntnis der kosmischen Expansion ist nicht nur wichtig, um Alter und Schicksal des Universums bestimmen zu können, sondern auch, um Randbedingungen für kosmologische Theorien und Modelle der Galaxienbildung abzuleiten. Des weiteren braucht man sie, um grundlegende Größen wie den Anteil der nichtleuchtenden Materie im Weltall oder die Größe von Galaxienhaufen abzuschätzen. Und da man zudem genaue Entfernungsangaben benötigt, um Leuchtkraft, Masse und Größe astronomischer Objekte zu berechnen, hängt letztlich die gesamte extragalaktische Astronomie mehr oder weniger stark von der kosmischen Entfernungsskala ab.

Der Hubble-Parameter

Wie schnell der Kosmos expandiert, schätzten Astronomen erstmals vor etwa sechzig Jahren ab. Edwin P. Hubble vom Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien entdeckte 1929, daß nahezu alle Galaxien mit enormen Geschwindigkeiten von der Erde wegstreben. Zudem machte er die bemerkenswerte Beobachtung, daß diese Fluchtgeschwindigkeit proportional zur Entfernung der Galaxien ist – der erste experimentelle Hinweis, daß das gesamte Universum expandiert.

Die Proportionalitätskonstante in dieser Beziehung – mittlerweile Hubble-Parameter genannt – ist sozusagen die Expansionsrate des Universums. Sie ergibt sich aus der Fluchtgeschwindigkeit einer Galaxie dividiert durch ihre Entfernung. Eine grobe Abschätzung liefert einen Wert von 100 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec. (Die Astronomen benutzen als kosmische Entfernungseinheit entweder das Lichtjahr – die Strecke, die Licht in einem Jahr zurücklegt, also etwa 9,463 Billionen Kilometer – oder das Parsec, das 3,257 Lichtjahren entspricht; ein Megaparsec sind eine Million Parsec.) Dies bedeutet, daß bei Zunahme der Entfernung um ein Megaparsec die Expansionsgeschwindigkeit um 100 Kilometer pro Sekunde zunimmt. Eine Galaxie im Abstand von 50 Megaparsec zur Erde bewegt sich demnach mit einer Geschwindigkeit von etwa 5000 Kilometern pro Sekunde von uns weg, eine andere in 500 Megaparsec Entfernung hingegen mit 50000 Kilometern pro Sekunde – das wären immerhin 180 Millionen Kilometer pro Stunde!

Seit Hubbles erster Berechnung – er hatte einen Wert von 500 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec erhalten – diskutieren die Astronomen immer wieder über den genauen Wert der Expansionsgeschwindigkeit. Nach Hubbles Tod 1953 setzte sein Schüler Allan R. Sandage, der ebenfalls am Mount-Wilson- und zudem am Mount-Palomar-Observatorium tätig war, das Programm zur Bestimmung der Expansionsgeschwindigkeit fort. Aufgrund genauerer und umfassenderer Beobachtungen von ihm und anderen Forschern ergab sich schließlich ein Wert im Bereich zwischen 50 und 100 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec. Demnach müßte das Universum weit größer sein als ursprünglich angenommen.

Die Neuberechnungen des Hubble-Parameters in den letzten beiden Jahrzehnten ergaben Werte, die zumeist entweder am unteren oder am oberen Ende dieses Bereichs lagen. So haben Sandage und der lange mit ihm zusammenarbeitende Gustav A. Tammann von der Universität Basel einen Wert nahe 50, Gérard de Vaucouleurs von der Universität von Texas in Austin hingegen einen Wert nahe 100 Kilometer pro Sekunde und Megaparsec gefunden. Damit ergab sich die unbefriedigende Situation, daß man für den Hubble-Parameter jeden Wert zwischen diesen beiden Extremen annehmen kann.

Im Prinzip ist dessen Bestimmung einfach, da sie lediglich die Messung der Entfernung und der Geschwindigkeit erfordert. Während sich letztere auf einfache Weise ermitteln läßt, ist die Entfernung aber vergleichsweise schwierig zu bestimmen.

Die Geschwindigkeit – genauer: die radiale Komponente der Geschwindigkeit –, mit der sich eine Galaxie von uns wegbewegt, ergibt sich aus ihrem Spektrum, das man erhält, wenn man ihr Licht in die einzelnen Wellenlängen zerlegt. Das Spektrum weist diskrete Emissions- oder Absorptionslinien auf, deren Wellenlängen für bestimmte chemische Elemente charakteristisch sind, die in den Sternen und in den Gaswolken der betreffenden Galaxie vorkommen. Bewegt sich eine Galaxie von uns weg, erscheinen die Spektrallinien gegenüber denen, die von einer ruhenden Quelle stammen, zu größeren Wellenlängen – also zum roten Ende des sichtbaren Spektrums hin – verschoben, und zwar proportional zur Radialgeschwindigkeit.

Für die Entfernungsbestimmung können die Astronomen auf mehrere Methoden zurückgreifen. Jede hat zwar ihre Vorzüge, aber offensichtlich auch gewisse Schwächen.

Cepheiden-Veränderliche als Entfernungsindikatoren

Die genauesten Entfernungswerte für nahe Galaxien lassen sich aus der Beobachtung von Sternen einer bestimmten Klasse, der Cepheiden-Veränderlichen, ermitteln. Ihre Strahlung ändert sich in periodischer und charakteristischer Weise: Jeder Zyklus beginnt mit einem sehr raschen Helligkeitsanstieg, während nach Erreichen des Maximums die Helligkeit langsamer abnimmt (Bild 2). Im Mittel sind Cepheiden etwa 10000mal heller als die Sonne.

Bemerkenswerterweise läßt sich der Abstand eines Cepheiden von der Erde aus seiner Periode (der Dauer eines vollständigen Zyklus) und seiner mittleren scheinbaren Helligkeit (jener, wie sie von der Erde aus erscheint) berechnen. Im Jahre 1908 entdeckte nämlich Henrietta S. Leavitt vom Harvard-College-Observatorium in Cambridge (Massachusetts), daß die Periode der Cepheiden eng mit ihrer Leuchtkraft korreliert: je länger die Periode, desto heller der Stern. Diese Beziehung hat ihre Ursache darin, daß die Leuchtkraft eines Cepheiden proportional zu seiner Oberfläche ist und große Sterne dieses Typs länger für eine Schwingung brauchen. (Aus einem ähnlichen Grunde klingen große Glocken tiefer – die Resonanzfrequenz ist niedriger, die Schwingungsdauer daher größer als bei kleineren Glocken.)

Bestimmt man nun nach längerer Beobachtung der Lichtkurve Periode und mittlere scheinbare Helligkeit eines Cepheiden, läßt sich seine absolute Helligkeit berechnen (jene, wie sie von der Erde aus erschiene, wenn der Stern sich in einem Abstand von 10 Parsec befinden würde). Zudem weiß man, wie die scheinbare Helligkeit mit der Entfernung abnimmt, die das Licht zurücklegen muß. Folglich läßt sich aus dem Verhältnis von absoluter zu scheinbarer Helligkeit die Entfernung des Cepheiden berechnen.

Diese Veränderlichen sind aus mehreren Gründen nützliche Entfernungsindikatoren. Insbesondere sind sie wegen ihrer Periodizität und hohen Leuchtkraft relativ einfach zu identifizieren und zu messen.

In den zwanziger Jahren vermochte Hubble daran überhaupt zu erkennen, daß weit außerhalb unseres Milchstraßensystems andere Galaxien existieren (bis dahin hatte man sie für Nebel innerhalb der Galaxis gehalten). Auf Photographien des (zumeist immer noch so genannten) Andromeda-Nebels M31 vermochte er lichtschwache sternähnliche Bildscheibchen zu identifizieren, deren Helligkeit sich mit der Zeit geringfügig änderte (Bild 1). Er konnte außerdem zeigen, daß die Art des Lichtwechsels mit der von nahen Cepheiden übereinstimmt. Indem er Perioden und scheinbare Helligkeiten der Cepheiden in M31 maß, wies er nach, daß dieses Gebilde einige hunderttausend Lichtjahre von der Sonne entfernt ist, also weit außerhalb des Milchstraßensystems liegt, und eine Galaxie für sich ist. Zwischen 1930 und 1960 entdeckten Hubble, Sandage und andere bei systematischer Suche zahlreiche extragalaktische Cepheiden und konnten so die Entfernung zu etwa einem Dutzend Galaxien bestimmen. Gleichzeitig bereicherten sie damit das Datenmaterial zur Ermittlung des Hubble-Parameters.

Die Cepheiden-Methode ist jedoch mit einem großen Problem behaftet: Der interstellare Staub schwächt das Sternlicht, indem er es teilweise absorbiert und streut, so daß die scheinbare Helligkeit geringer ist, als es bei klarer Sicht der Fall wäre. Und zwar ist die Streuung um so stärker, je kleiner die Wellenlänge ist – blaues und ultraviolettes Licht wird also stärker gestreut als rotes oder infrarotes. Die Astronomen müssen deshalb Cepheiden entweder im Infraroten beobachten, wo der Effekt am schwächsten ist, oder bei verschiedenen Wellenlängen, um die Stärke des Effekts ermitteln und ihn korrigieren zu können. Folglich brauchen sie sehr lichtempfindliche Teleskope und Detektoren, die bei zahlreichen Wellenlängen eingesetzt werden können.

Zu Zeiten von Hubble und Sandage benutzte man photographische Platten, die hauptsächlich auf grünes und blaues Licht ansprachen und einen Wirkungsgrad von weniger als ein zehntel Prozent aufwiesen. Heute stehen CCDs (nach englisch charge-coupled device; siehe Spektrum der Wissenschaft, September 1987, Seite 20) zur Verfügung, die aus einer Vielzahl lichtempfindlicher Silicium-Sensoren bestehen. Diese elektronischen Detektoren können das sichtbare Licht vom Blauen bis zum Roten registrieren und haben einen Wirkungsgrad von mehr als 50 Prozent. Mit Hilfe von CCDs können Astronomen also weitaus mehr und genauer beobachten als mit Photoplatten; zudem reagiert die Elektronik viel empfindlicher auf Helligkeitsunterschiede.

Für Beobachtungen von Cepheiden sind CCDs geradezu ideal. In den letzten zehn Jahren haben mein Mann Barry F. Madore und ich damit an verschiedenen großen Spiegelteleskopen – so denen auf dem Mauna Kea in Hawaii, in Las Campanas in Chile und auf dem Mount Palomar – die Entfernungen zu den nächsten Galaxien neu bestimmt. Unsere Resultate sind viel präziser als die bisherigen Daten.

Leider läßt sich die Entfernungsbestimmung mit Hilfe der Cepheiden nicht direkt zur Ermittlung des Hubble-Parameters einsetzen. Cepheiden sind zwar so hell, daß sie in den nächstgelegenen Galaxien zu beobachten sind, aber nicht hell genug, um sie in entfernteren Sternsystemen erkennen zu können. Und wenngleich die nächsten Galaxien wie alle anderen auch an der allgemeinen Expansion des Universums teilnehmen, ist dieser Fluchtbewegung doch aufgrund der Gravitationswechselwirkung zwischen den benachbarten Galaxien eine weitere Bewegung überlagert; so entfernen sich einige Sternsysteme schneller oder langsamer von uns als allein aufgrund der kosmischen Expansion. Folglich braucht man zur Berechnung des Hubble-Parameters die genauen Distanzen zu weit entfernten Galaxien – und die sind ungleich schwieriger zu bestimmen.

Dennoch haben die Astronomen auch dafür mehrere Methoden entwickelt. Da viele davon mit der aus den Cepheiden-Beobachtungen abgeleiteten Entfernungsskala kalibriert werden müssen, handelt es sich allerdings nur um sekundäre Entfernungsindikatoren. Die Verfahren basieren entweder auf den Eigenschaften bestimmter leuchtkräftiger Objekte innerhalb der Galaxien oder auf denen der Sternsysteme selbst. Bisher gibt es unter den Wissenschaftlern aber keinen Konsens darüber, welche dieser sekundären Indikatoren verläßlich sind. Zudem sind sie uneins, wie einige der Methoden anzuwenden und welche Korrekturen vorzunehmen seien. Letztlich sind Unterschiede in der Wahl der sekundären Entfernungsbestimmungsmethoden die Ursache für den gegenwärtigen Streit um den Hubble-Parameter.

Die Tully-Fisher-Relation

Eines der vielversprechenden Verfahren zur Messung großer Entfernungen beruht auf einer Korrelation zwischen der Helligkeit einer Galaxie und ihrer Rotationsgeschwindigkeit. Galaxien mit hoher Leuchtkraft sind in der Regel massereicher und rotieren daher langsamer als solche mit geringer. Wenngleich diese Korrelation bereits seit einiger Zeit bekannt war, wurde sie erst 1977 von R. Brent Tully von der Universität Hawaii und J. Richard Fisher vom Nationalen Radioastronomischen Observatorium der USA eingehend zur Entfernungsbestimmung genutzt.

Die Tully-Fisher-Relation liefert die genauesten Resultate, wenn man die Infrarot-Helligkeit von Galaxien bestimmt. Denn zum einen strahlen die Sterne, die am meisten zur Gesamthelligkeit einer Galaxie beitragen, überwiegend bei Wellenlängen im nahen Infrarot; zum anderen wird diese Strahlung auf ihrem Weg zu uns weniger gestreut als solche kürzerer Wellenlänge.

Vor etwa zehn Jahren haben Marc Aaronson von der Universität von Arizona in Tucson, Jeremy R. Mould vom California Institute of Technology in Pasadena, John P. Huchra von der Harvard-Universität und Gregory D. Bothun von der Universität von Oregon in Eugene die Tully-Fisher-Relation erstmals auf Infrarot-Daten angewandt. Seitdem ist dieses Verfahren von mehreren anderen Forschergruppen umfassend erprobt worden. So gelang es insbesondere zu zeigen, daß die Beziehung offenbar nicht von der Umgebung abhängt: Sie ist stets gleich, ob man sie nun auf einzeln stehende Galaxien, auf die spärlich besetzten Ränder von großen Galaxienhaufen oder sogar auf deren dichte Bereiche anwendet.

Unter anderem aus diesen Gründen stimmen die meisten Astronomen überein, daß man mit der Tully-Fisher-Relation über einen der gegenwärtig präzisesten sekundären Entfernungsindikatoren verfügt. Damit lassen sich Entfernungen bis zu 300 Millionen Lichtjahren abschätzen. Ein weiterer Vorteil ist, daß man sie mit der Cepheiden-Methode kalibrieren kann. Nachteilig ist allerdings, daß man bislang keine genaue theoretische Begründung für ihre Gültigkeit anzugeben vermag.

Planetarische Nebel, Flächenhelligkeit und Supernovae

Neuerdings sind zwei weitere Entfernungsbestimmungsmethoden entwickelt worden. George Jacoby von den Nationalen Optischen Observatorien der USA und seine Kollegen konzentrieren sich auf planetarische Nebel. Diese bilden sich, wenn Sterne von einer Masse ähnlich der unserer Sonne gegen Ende ihres Daseins ihre äußeren Gasschichten abstoßen (siehe Spektrum der Wissenschaft, Juli 1992, Seite 60).

Das Team fand, daß die Leuchtkraft planetarischer Nebel eine wohldefinierte obere Grenze nicht überschreitet. Um die Entfernung einer Galaxie zu bestimmen, maßen die Forscher einfach die scheinbare Helligkeit ihrer hellsten planetarischen Nebel. Zur Kalibrierung nutzten sie Galaxien, deren Entfernungen mit Hilfe von Cepheiden ermittelt worden waren. Es zeigte sich, daß dieses Verfahren und die Tully-Fisher-Methode sehr gut übereinstimmende Entfernungsangaben liefern.

Die zweite neue Methode haben John L. Tonry vom Massachusetts Institute of Technology in Cambridge und seine Kollegen entwickelt. Sie nutzt den Umstand, daß nahe Galaxien sozusagen körnig aussehen, während entfernte eine eher gleichmäßige Flächenhelligkeit aufweisen. Die Körnigkeit nimmt mit der Entfernung ab, da dann einzelne Sterne immer schwieriger auseinanderzuhalten sind. Damit lassen sich nun die Helligkeitsunterschiede quer über eine Galaxie mit ihrer Entfernung in Beziehung setzen. Nachdem Tonry auf diese Weise die Abstände zu mehreren Sternsystemen bestimmt hatte, verglich er seine Ergebnisse mit denen der Tully-Fisher- und der Planetarischen-Nebel-Methode – die Übereinstimmung war exzellent. Angesichts der Unsicherheiten, mit denen extragalaktische Distanzmessungen behaftet waren, sind diese Befunde sehr ermutigend. Bisher konnten freilich beide neuen Methoden nur mit wenigen Cepheiden-Messungen geeicht werden.

Als weiterer Entfernungsindikator könnte ein bestimmter Typ von Supernova-Explosionen dienen, die das Endstadium der Entwicklung gewisser Sterne markieren. Supernovae vom Typ Ia ereignen sich nach Meinung der Astronomen in Doppelsternsystemen, in denen eine Komponente ein kleiner, kompakter Stern ist, ein sogenannter Weißer Zwerg. Die Explosion wird durch den Transfer von Masse vom Begleitstern auf den Weißen Zwerg ausgelöst. Da solche Supernovae enorme Strahlungsmengen freisetzen, sollte man sie selbst über Entfernungen bis zu vielleicht fünf Milliarden Lichtjahren beobachten können – das wäre etwa der halbe Radius des sichtbaren Universums (siehe Kasten auf dieser Seite). Als Entfernungsindikatoren eignen sie sich, da alle Supernovae dieses Typs der gängigen Meinung nach während des Helligkeitsmaximums ungefähr die gleiche Leuchtkraft aufweisen. Mißt man ihre scheinbare Helligkeit zu diesem Zeitpunkt, läßt sich dann ihr Abstand zu uns – und damit jener ihrer Galaxie – bestimmen.

Leider sind Supernovae sehr selten, wodurch nicht nur ihre Entdeckung, sondern insbesondere die Kalibrierung einer auf ihnen beruhenden Entfernungsskala erschwert wird: Die Wahrscheinlichkeit, eine Supernova vom Typ Ia in einer Galaxie zu beobachten, die nahe genug ist, um dort auch die Lichtkurve von Cepheiden messen zu können, ist sehr gering. So gelang es Sandage und seinen Kollegen erstmals im vergangenen Jahr, die Entfernung einer Galaxie direkt zu ermitteln, in der man eine Supernova entdeckt hatte. Das Team setzte dazu das Hubble-Weltraumteleskop für die Beobachtung von Cepheiden ein. Aber auch wenn dieser Erfolg einen großen Fortschritt darstellt, reicht doch ein einziges Resultat nicht aus, die Supernova-Entfernungsskala genau genug zu kalibrieren.

Gravitationslinsen- und Sunjajew-Seldowitsch-Effekt

Zwei weitere Methoden zur Bestimmung des Hubble-Parameters verdienen Beachtung, da sie völlig unabhängig von der Cepheiden-Entfernungsskala sind und zur Ermittlung von riesigen kosmischen Distanzen eingesetzt werden können. Vorläufige Ergebnisse beider Methoden weisen zudem auf einen niedrigeren Wert des Hubble-Parameters hin.

Das erste dieser alternativen Verfahren beruht auf dem Gravitationslinseneffekt: Wenn das Licht einer weit entfernten Quelle auf seinem Weg zur Erde dicht an einer Galaxie vorbeiläuft, kann es durch die Gravitationswirkung ihrer Masse abgelenkt werden. Es nimmt dann unterschiedlich lange Wege um die Galaxie herum, so daß zum gleichen Zeitpunkt ausgesandte Strahlen zu verschiedenen Zeiten auf der Erde eintreffen. Falls nun die Helligkeit der Quelle in besonderer Weise variiert, wird man ein bestimmtes Signal zunächst in dem Lichtstrahl erkennen, das den kürzesten Weg nimmt, und einige Zeit später in demjenigen, der den längsten Weg zurücklegt. Aus der Differenz der Ankunftszeiten ergibt sich der Unterschied in den Weglängen der Teilstrahlen. Indem man dann die Massenverteilung in der ablenkenden Galaxie durch ein theoretisches Modell beschreibt, läßt sich daraus ein Wert für den Hubble-Parameter berechnen.

Das zweite Verfahren nutzt den sogenannten Sunjajew-Seldowitsch-Effekt. Wenn Photonen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung einen Galaxienhaufen passieren, können sie durch Streuprozesse an den Elektronen des dort vorkommenden heißen Plasmas (das Röntgenstrahlung aussendet) Energie gewinnen, wodurch ihre Frequenz zunimmt. Als Folge ist die Intensität der Hintergrundstrahlung im Mikrowellen-Bereich in Richtung des Galaxienhaufens vermindert. Durch Vergleich der Mikrowellen- und Röntgenstrahlen-Verteilungen läßt sich dann eine Entfernung zum Galaxienhaufen ableiten. Um diese genauer bestimmen zu können, muß man freilich zusätzlich die mittlere Dichte der Elektronen sowie deren Verteilung und Temperatur kennen; auch muß bekannt sein, wie stark die Temperatur des Mikrowellen-Hintergrunds in Richtung des Haufens reduziert ist. Indem man daraus die Entfernung des Haufens berechnet und seine Fluchtgeschwindigkeit mißt, kann man den Hubble-Parameter erhalten.

Beide neuen Verfahren sind erfolgversprechend, aber bis heute noch nicht genau getestet worden. Um ihre Fehlergrenzen abschätzen zu können, müssen noch mehr Objekte mit den geeigneten Merkmalen gefunden und untersucht werden.

Welche Methode die beste ist, Abstände zu weit entfernten Galaxien zu bestimmen, ist noch Gegenstand der wissenschaftlichen Diskussion – folglich auch, welche die gegenwärtig beste Abschätzung des Hubble-Parameters ist. Sandage und seine Kollegen haben mit Hilfe der Supernova-Methode einen vorläufigen Wert von 45 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec angegeben. Das Gravitationslinsen- und das Sunjajew-Seldowitsch-Verfahren legen ebenfalls einen niedrigen Wert nahe.

Meine Kollegen und ich haben einen Wert abgeleitet, indem wir mit Hilfe der neuesten Cepheiden-Messungen die Tully-Fisher-Relation bei der Infrarot-Helligkeit von Galaxien, das Planetarische-Nebel-Verfahren und die Flächenhelligkeitsmessung kalibriert haben. Diese drei voneinander unabhängigen Methoden liefern Ergebnisse, die hervorragend übereinstimmen. Demnach wäre aber der Hubble-Parameter mit 80 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec vergleichsweise groß.

Folgerungen

Aus diesen Abschätzungen ergeben sich viele Folgerungen für die Zeit seit dem Urknall, die bisherige Entwicklung und das weitere Schicksal des Universums. Ein niedriger Wert des Hubble-Parameters würde ein hohes Alter bedingen, ein hoher Wert ein niedriges: Bei 100 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec wären zwischen sieben und zehn Milliarden Jahre zu veranschlagen (das genaue Alter des Weltalls hängt von der Menge der vorhandenen Materie und von der daraus folgenden Bremsung der Expansionsbewegung ab); bei lediglich 50 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec wären es zwischen 15 und 20 Milliarden Jahre.

Und wie wird das Universum enden? Falls die mittlere Dichte des Weltalls gering ist, worauf die gegenwärtigen Befunde hinweisen, müßte es sich dem heutigen kosmologischen Standard-Modell zufolge für immer ausdehnen. Aus theoretischen Überlegungen folgt jedoch, daß weit mehr Masse vorhanden sein sollte als die beobachtbare leuchtende Materie. Die Suche nach dieser zusätzlichen dunklen Materie wird daher sehr rege betrieben. Um eindeutige Aussagen über das letzliche Schicksal des Universums machen zu können, benötigen die Kosmologen jedoch nicht nur den Hubble-Parameter und die mittlere Massendichte, sondern auch eine unabhängige Bestimmung des Alters des Universums. Erst diese drei Größen zusammen legen seine Geometrie und Entwicklung eindeutig fest.

Sollte sich ein hoher Wert für den Hubble-Parameter bestätigen, hätte dies für unser Verständnis der Entwicklung von Galaxien und des Weltalls als Ganzen weitreichende Folgen. Bei 80 Kilometern pro Sekunde und Megaparsec betrüge nämlich das Alter des Universums zwischen acht und zwölf Milliarden Jahren (wenn man die Unsicherheit in der mittleren Massendichte berücksichtigt). Theoretischen Modellen zufolge sollten aber Kugelsternhaufen – dichte Ansammlungen von Sternen, die vermutlich als erste Objekte in unserer Galaxis entstanden sind – zwischen 13 und 17 Milliarden Jahre alt sein; nur sind sie gewiß nicht vor dem Urknall entstanden.

Die Altersabschätzungen für Kugelsternhaufen werden daher häufig als Grund angeführt, daß der Hubble-Parameter einen niedrigen Wert haben müsse. Einige Astronomen wenden jedoch dagegen ein, daß die theoretischen Vorstellungen von diesen Gebilden, auf denen die Abschätzungen beruhen, unvollständig sein oder auf ungenauen Annahmen beruhen können. So stützen sich die Modelle darauf, daß die genauen Häufigkeitsverhältnisse bestimmter Elemente – insbesondere von Sauerstoff und Eisen – in den Kugelsternhaufen bekannt seien. Zudem erfordern genaue Altersangaben präzise Messungen der Leuchtkraft von Sternen in den Haufen, die wiederum nur möglich sind, wenn man die Entfernung der Haufen genau kennt. Angesichts des Sachverhalts, daß sowohl die Messung des Hubble-Parameters als auch die Modelle und Entfernungsangaben für Kugelsternhaufen fehlerhaft sein können, läßt sich die offensichtliche Altersdiskrepanz zwischen Universum und Kugelsternhaufen nicht abschließend beurteilen.

Ein hoher Wert des Hubble-Parameters würde freilich noch ein weiteres, möglicherweise ernstes Problem aufwerfen: Er stünde im Widerspruch zu den Standard-Theorien, die beschreiben, wie Galaxien sich gebildet und im Raum verteilt haben. Die beobachtete großräumige Struktur in der Galaxienverteilung hat schließlich eine gewisse Zeit erfordert. Ein junges Weltall hätte dafür gar nicht lange genug existiert.

Vielleicht wird sich die Kontroverse über den Wert des Hubble-Parameters beilegen lassen, wenn weitere Ergebnisse des Weltraumteleskops vorliegen. Dieses nach Edwin Hubble benannte Instrument war im April 1990 in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht worden (siehe Spektrum der Wissenschaft, August 1992, Seite 52). Es vermag Einzelsterne nachzuweisen, die zehnmal ferner sind als die von der Erde aus gerade noch erkennbaren. Damit vergrößert sich das Volumen, in dem man Cepheiden entdecken kann, auf das Tausendfache.

Eine der Aufgaben mit höchster Priorität für das Weltraumteleskop ist denn auch das Aufspüren von Cepheiden in Galaxien, die wie beispielsweise jene des Virgo-Haufens rund 50 Millionen Lichtjahre entfernt sind. Mit Hilfe dieser Veränderlichen ließen sich die Entfernungen der Galaxien bestimmen und damit gleichzeitig verschiedene sekundäre Entfernungsindikatoren kalibrieren. Dies würde die Eingrenzung des Hubble-Parameters entscheidend verbessern.

Vor einiger Zeit bekamen mehrere Kollegen und ich genügend Beobachtungszeit mit dem Weltraumteleskop zugesprochen, um neue Cepheiden in entfernteren Galaxien aufzuspüren. Im Jahre 1991 begannen wir mit ersten Beobachtungen der nahen Galaxie M81; wir identifizierten darin mehr als 20 neue Cepheiden und erhielten einen beeindruckenden Satz von Lichtkurven. Der größte Teil unseres Beobachtungsprogramms wurde allerdings verschoben, bis die bekannten Mängel der Teleskopoptik korrigiert sind (was für Dezember 1993 vorgesehen ist).

Die Erwartung, daß in der kommenden Dekade die Kontroverse um das Alter des Universums beigelegt und dessen Zukunft aufgezeigt werden könnte, scheint aus vielerlei Gründen gerechtfertigt. Aber die geschichtliche Entwicklung der Wissenschaft läßt uns vermuten, daß wir wohl nicht die letzte Generation sein werden, die über das Fatum des Kosmos rätselt.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 1 / 1993, Seite 46
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