Die großräumigen Strukturen in der Materieverteilung des Kosmos gingen vermutlich aus minimalen Dichteschwankungen im frühen Universum hervor. Bis heute lässt sich aber nicht schlüssig erklären, wie diese Schwankungen kurz nach dem Urknall entstanden.

Verschlucktes Licht

Das große Glück der Kosmologen ist nun, dass das Quasarlicht auf seinem Weg zu uns nicht vollständig durch diese Wolken tritt: Die kalten Wasserstoffatome im Innern der Wolken lassen das Licht zwar passieren, „schlucken“ aber die Strahlung einer bestimmten Energie und prägen dem Licht so ein charakteristisches Muster auf. Dem Quasarlicht fehlt nach dem Durchqueren der Wolke nämlich die Strahlung dieser ganz bestimmten Wellenlänge – das Licht enthält eine sogenannte Absorptionslinie, weil der Wasserstoff das Licht dieser Linie absorbiert hat.

Jede Wolke aus kaltem, dunklem Wasserstoff, die irgendwo zwischen uns und dem Quasar liegt, erzeugt solche Linien im Spektrum. Zwar hinterlässt Wasserstoff immer dieselben Spuren, also Linien bei derselben Wellenlänge. Wegen der Expansion des Kosmos, erscheinen uns die Linien aber ins Rötliche verschoben – und zwar umso mehr, je weiter die Wolken von uns entfernt sind. Infolgedessen liegen diese Linien im Quasarspektrum nach der Distanz zu ihrem Entstehungsort aufgereiht.

Einzelne Wasserstoffwolken schwächen das Licht des Quasars unterschiedlich, erkennbar an den verschiedenen Tiefen der Linien. Dabei fällt die Intensität des Quasarlichts nicht in den Linien aller Wolken auf Null. Dies hängt davon ab, wie viel Wasserstoff die jeweilige Wolke enthält. Zum Teil gehen die Wolken auch ineinander über, erkennbar an den sich „mischenden“ Linien. Aus der Form und „Dicke“ der Linien lässt sich zudem abschätzen, welche Temperatur das Gas in den Wolken hat und wie es sich bewegt.

Quasare durchleuchten also geradezu das All und zeigen damit Strukturen, die ohne sie völlig unbeobachtbar wären. Aus den Spektren lässt sich ablesen, dass es früher enorm viele Wasserstoffwolken im All gab. Ihre Absorptionslinien reihen sich dicht nebeneinander auf – Forscher sprechen sogar vom „Lyman-Alpha-Wald“, denn diese spezielle Absorption des Wasserstoffs heißt Lyman-Alpha-Absorption. Bei geringerer Rotverschiebung – das heißt, in viel geringerer Entfernung – gibt es dagegen deutlich weniger Absorptionslinien. In diesen Epochen existieren demnach erheblich weniger Wasserstoffwolken.

Zwar lässt sich bereits in einem einzigen Spektrum erkennen, wie sich die Verteilung dieser Materiewolken im Weltall mit der Zeit entwickelt hat. Leider gibt es aber nicht überall am Himmel Quasare – und die Beobachtungen sind zudem sehr zeitaufwendig. So gibt es bisher noch kein wirklich gutes dreidimensionales Bild der Verteilung der absorbierenden Gaswolken.

Virtueller Laborersatz

Eine wertvolle Hilfe, die bisherigen Beobachtungen zu verstehen, sind sogenannte Simulationsrechnungen. Der Computer ist für Astronomen eine Art Laborersatz, in dem sich zumindest virtuell mit den Himmelsobjekten experimentieren lässt, erklärt Volker Müller vom Astrophysikalischen Institut in Potsdam: „Ich muss wissen, wie der Kosmos aus dem Urknall herausgekommen ist, also wie sich die Strukturen in der kosmischen Hintergrundstrahlung abbilden. Dann nehme ich verschiedene Bestandteile des Kosmos: Die Dunkle Materie, teilweise auch baryonische Materie, mische die in der universellen Mischung und schaue nach, welche Strukturen daraus entstehen.“

Das klingt ein bisschen nach kosmischem Backrezept – zu Recht: So wie beim Backen aus Zutaten ein Kuchen wird, so müssen die kosmischen Stoffe im Lauf der Simulation die bekannten Phänomene bilden, also die beobachteten Strukturen von Galaxien und Gaswolken. Dem Backpulver im Kuchenteig entspricht im Kosmos die Schwerkraft, die Gravitation, die im Strom der allgemeinen Expansion einzelne Strukturen formt. Analog zu einer Kuchenform füllen die Forscher aus Potsdam Simulationsboxen – große imaginäre Würfel. Eine Box, die das Universum kurz nach dem Urknall darstellt, muss im Idealfall im Lauf der Zeit genau die uns bekannten Muster von Gaswolken und Galaxien bilden.

Die aus den Quasarabsorptionslinien gewonnenen Daten spielen bei den Simulationen eine wichtige Rolle. Stellen die Forscher in der Simulationsbox nur Galaxien dar, so ergibt sich ein völlig unzureichendes Bild, weiß Müllers Kollege Jan Mücket: „Man sieht dann nur ganz wenige Punkte, etwa dreißig bis sechzig Galaxien in diesem großen Volumen. Betrachte ich dagegen auch die Gasverteilung, also das, was man in den Absorptionslinien sehen würde, so sehe ich eine viel reichhaltigere Struktur. Das Gas nimmt also einen weitaus größeren Raum ein als die tatsächlichen hellen sichtbaren Galaxien. Nur über die Quasarabsorptionsspektren können wir also Aussagen gewinnen über die tatsächliche Struktur dieser Materieverteilung im Kosmos.“

Zwar sieht man in der Box nur die normale Materie, doch spielt die Dunkle Materie mit ihrer Anziehungskraft die überragende Rolle in den Modellen. Offensichtlich stimmen die Annahmen über die Dunkle Materie – sonst hätte sie die sichtbare Materie im Modell zu anderen Strukturen zwingen müssen als genau zu den heute beobachteten. Die Gaswolken in den großen Leerräumen zwischen den Galaxien sind so etwas wie die Schaumkronen im Meer der Dunklen Materie – denn das Gas wäre ohne die Anziehung durch Dunkle Materie längst in die hellen Galaxien gestürzt. Die Dunkle Materie sitzt also nicht nur geballt in den Galaxienhaufen, sondern wabert auch durch die großen Leerräume dazwischen.

Universum aus dem Gleichgewicht

Im Computer geht die Potsdamer Gruppe auch das kosmologische Grundproblem an: Wie bildete sich aus der kurz nach dem Urknall fast gleichmäßig verteilten Materie die heute beobachtete komplexe Struktur?
„Wir starten von einem Zustand aus, in dem die Materie nahezu homogen verteilt ist – also in der fernen Vergangenheit. Dem überlagern wir kleine Störungen. Dann entwickelt sich die Struktur zunächst dahingehend, dass sich flächenartige Strukturen bilden. Die meiste Materie ist also auf solchen waben- oder flächenartigen Strukturen gesammelt. Innerhalb dieser Flächen sammelt sich dann die Materie durch die Schwerkraft entlang linearer Strukturen, die man auch Filamente nennt. Entlang dieser Filamente fließt dann die Materie zu den Klumpen oder Knoten der Verteilung, die dann die sehr dichten und schweren Objekte bildet, also die Galaxien und innerhalb der Galaxien Sterne“, schildert Müller.

In 800 Zeitschritten formt sich im Musterwürfel des Universums aus dem diffusen Urknallgemisch ein Gespinst aus Fäden und Flächen. Diese netz- oder schaumartige Struktur deckt sich verblüffend mit den Beobachtungsdaten der Galaxiendurchmusterungen. Um das Modell weiter zu verfeinern, suchen Volker Müller und sein Team stets nach Möglichkeiten, die Vorhersagen der Theorie mit Beobachtungsdaten zu überprüfen – und umgekehrt, neue Daten in das Modell einfließen zu lassen: „Wir testen unser Konzept, wie im sich ausdehnenden Universum die Schwerkraft die Strukturen modelliert. Der zweite Test ist: Stimmt das, was wir reingesteckt haben über die Zusammensetzung der Materie im Kosmos? Stimmt es, dass wir über 90 Prozent der Materie nicht sehen? Und das Wichtigste: Wie spiegelt das, was wir in großen Strukturen sehen, das wider, das der Kosmos in der Nähe des Urknalls in die Entwicklung hineingesteckt hat? Alle Strukturbildung funktioniert bloß dann, wenn wir mehr hineinstecken, als in der gegenwärtigen Standardphysik gefordert wird. Wir müssen davon ausgehen, dass in der Nähe des Urknalls die Physik ganz anders abgelaufen ist und dass sich deren Charakteristika in den großräumigen Strukturen widerspiegeln.“

Aus den beobachteten minimalen Dichteschwankungen in der kosmischen Hintergrundstrahlung – die aus der Frühzeit des Universums stammt – bilden sich zwar mithilfe von Schwerkraft und Dunkler Materie die heutigen Strukturen. Aber das Dilemma der Kosmologen ist, dass sich bis heute nicht schlüssig erklären lässt, wie diese Schwankungen beim Urknall beziehungsweise kurz danach entstanden sind. Dabei verdanken wir diesen winzigen Dichteschwankungen unsere Existenz; denn wäre die Materie im Kosmos perfekt gleichmäßig aus dem Urknall herausgekommen, dann gäbe es heute keine Galaxien, keine Sterne, keine Planeten – und keine Menschen.

Der Sloan Digital Sky Survey

Welche geheimnisvollen Phänomene sich auch in den allerersten Sekunden des Kosmos abgespielt haben mögen – sie müssen sich zwangsläufig in den großen Strukturen widerspiegeln. Wie genau sich die beobachtbaren Galaxien im All verteilen, wie sie Haufen, Wände und Leerräume bilden, erkundet gerade der Sloan Digital Sky Survey, eine Art Volkszählung für Galaxien. Das internationale Forscherteam bestimmt Position, Entfernung, Farbe, Form und Aussehen von gut einer Million Galaxien.

Es dauert nicht mehr lange, dann ist ein Bereich von mehr als zwei Milliarden Lichtjahren Ausdehnung präzise vermessen – ein Gebiet, das deutlich größer ist als die Potsdamer Simulationsboxen. In diesem Volumen werden sich Hunderte der großen Leerräume befinden, die schaumartige Struktur des Kosmos wird sich in grandioser Detailfülle offenbaren. Der vom Sloan-Survey erfasste Bereich im Kosmos ist so groß, dass sich dort sichtbare Strukturen unmittelbar mit den beobachteten Schwankungen der Mikrowellenhintergrundstrahlung vergleichen lassen. So wird der Sloan-Survey zu einem wichtigen Brückenschlag vom heutigen Kosmos zurück in Richtung Urknall.

Die in Potsdam und anderswo gerechneten Weltmodelle werden damit deutlich bessere Ausgangsdaten bekommen, die klären könnten, was mit den einzelnen Galaxien passierte, als sich die großen Strukturen gebildet und entwickelt haben. Besteht ein Zusammenhang zwischen der Bildung der großräumigen Struktur und der Entstehung und Entwicklung von Galaxien?
Neue Beobachtungen zeigen, dass die Entstehung von Galaxien wohl sehr viel komplexer ist als bisher angenommen. Die Aufnahmen des Nachthimmels zeigen Objekte über einen Zeitraum von mehr als zehn Milliarden Jahren. Auch wenn sich die Entwicklung einer einzelnen Galaxie niemals verfolgen lassen wird, so läuft doch auf jeder dieser Aufnahmen die Galaxienentwicklung wie im Zeitraffer ab – je nachdem, welche Entfernung sich die Astronomen heraussuchen, also welche „Sedimentschicht“ sie in ihrem Bohrkern durch Raum und Zeit betrachten.