Dossier

Kosmologie

Mit Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie und Hubbles Entdeckung der kosmischen Rotverschiebung begann die Ära der modernen Kosmologie. Der Nachweis des Mikrowellen-Hintergrundes bestätigte die Urknalltheorie, die beschleunigte Expansion des Kosmos weist auf eine rätselhafte dunkle Energie hin. Nicht zuletzt liefert die immer präzisere Analyse der Hintergrundstrahlung neue und überraschende Erkenntnisse über unser Universum als Ganzes.

Articles

Matthias Bartelmann
03 / 2017 Seite 35
DPG-Mitglieder

Planck und wie er die Welt sah

Im Oktober 2013 wurde nach über vier Jahren Betrieb der Planck-Satellit abgeschaltet. Inzwischen gibt es die ersten Ergebnisse, in die Daten der gesamten Mission eingegangen sind. Auch wenn noch einige Probleme ungelöst bleiben, hat Planck das kosmologische Standardmodell glanzvoll bestätigt und seine Parameter mit großer Genauigkeit bestimmt. Zudem hat die Mission die letzte große Lücke im astronomisch beobachteten elektromagnetischen Spektrum geschlossen und eine Fülle astrophysikalisch bedeutender Ergebnisse geliefert.

Das Interesse am kosmischen Mikrowellenhintergrund (Cosmic Microwave Background, CMB) geht auf Arbeiten von Gamow, Alpher und Herman aus den 1940er-Jahren zurück. In diesen untersuchten sie die Möglichkeit, dass ein Großteil der leichten Elemente im Universum kurz nach dem Urknall entstanden sein könnte. So deutete die beobachtete Häufigkeit von Helium-4 in der Sonne darauf hin, dass die heutige Temperatur der Wärmestrahlung im Universum zwischen einem und fünf Kelvin liegen sollte. Mit einer Intensität, die dieser Erwartung genau entsprach, entdeckten Penzias und Wilson 1965 diese Restwärmestrahlung des Urknalls bei einer Frequenz von 4080 MHz [1]. Dass es sich dabei tatsächlich um Wärmestrahlung handelt, belegten Ergebnisse des Cobe-Satelliten 1989 und 1990. Demnach liegt die mittlere Temperatur des CMB bei 2,728 ± 0,004 K und das Intensitätsmaximum bei 160 GHz [2]. Mithilfe des Cobe-Satelliten gelang es, die lang erwarteten Temperaturschwankungen im Mikrowellenhintergrund zu finden. Die Winkelauflösung lag bei 7°, die des WMAP-Satelliten bei 15, Planck erreichte 5.

Der Mikrowellenhintergrund wurde freigesetzt, als das Universum 380 000 Jahre nach dem Urknall eine Temperatur von ca. 3500 K erreicht hatte. Zu dieser Zeit, bei dieser thermischen Energie und wegen der kleinen Amplitude der Schwankungen von Dichte, Intensität und Temperatur um ihren Mittelwert war das baryonische kosmische Material im vergleichsweise einfachen Zustand eines nichtrelativistischen, thermischen Plasmas mit kleinen Fluktuationen, dessen Wechselwirkung sich mit elektromagnetischer Strahlung durch Thomson-Streuung beschreiben lässt. Da der Thomson-Streuquerschnitt vom linearen Pola­risationszustand der Streustrahlung abhängt, gehen Temperaturschwankungen im CMB mit dazu korrelierten Schwankungen seiner Stokes-Parameter Q und U einher. (...)

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Peter Schneider
06 / 2015 Seite 45

Linsen im Kosmos

Lichtstrahlen folgen den Nullgeodäten der Metrik und werden daher im Schwerefeld abgelenkt. Dieser Effekt besitzt wichtige astrophysikalische Anwendungen: Wenn das Licht einer entfernten Quelle durch eine Massenkonzentration („Gravitationslinse“) zwischen uns und der Quelle abgelenkt wird, lässt sich daraus viel lernen – sowohl über die Massenverteilung der Linse als auch über die Eigenschaften der Quelle und die des Raums dazwischen. Der Gravitationslinsen­effekt ist inzwischen als zentrales Werkzeug der Astrophysik und Kosmologie etabliert.

Die Messung der Lichtablenkung im Gravitationsfeld der Sonne während einer Sonnenfinsternis 1919 bestätigte eine der zentralen Vorhersagen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Das verhalf ihr zur breiten Anerkennung in der Fachwelt und weit darüber hinaus. Schon bald darauf wurde über weitere spektakuläre Effekte der gravitativen Lichtablenkung spekuliert: Falls sich eine genügend massereiche und kompakte Massenverteilung zwischen einer entfernten Quelle und uns befindet, kann es mehrere Lichtstrahlen geben, die uns mit der Quelle verbinden − und damit wäre die Quelle an mehreren Positionen der Sphäre zu sehen (Abb. 1). Die ersten Mehrfachbilder eines Quasars wurden 1979 entdeckt; inzwischen ist die Zahl solcher starken Gravitationslinsensysteme auf mehrere hundert angewachsen, wobei als Quellen aktive und normale Galaxien auftreten und Galaxien oder Gala­xienhaufen als Linse wirken [1].

Da Lichtbündel nicht nur als Ganzes, sondern auch differentiell abgelenkt werden, sind die beobachteten Bilder im Vergleich zum Bild der unabgelenkten Quelle verzerrt. Dies hat zwei Effekte zur Folge: Erstens ändert sich die Querschnittsfläche (bzw. der beobachtete Raumwinkel) der Lichtbündel. Da die Flächenhelligkeit aufgrund des Liouville-Theorems erhalten bleibt, ändert sich der beobachtete Fluss eines Bildes um diese Flächenverzerrung. Zweitens verändert sich die Form der Bilder. Beide Effekte können dramatische Konsequenzen haben, etwa leuchtende Bögen in Galaxienhaufen (Abb. 2). Der Fluss dieser Bögen kann den der „ungelinsten“ Quelle um einen Faktor 20 oder mehr übersteigen. Wie schon Fritz Zwicky 1937 vorhersagte, erlaubt uns der Linseneffekt daher einen besseren Blick auf leuchtschwache, sehr weit entfernte Quellen. In den meisten Fällen ist die Bildverzerrung wesentlich unspektakulärer als bei den leuchtenden Bögen und lässt sich in individuellen Bildern nicht identifizieren; wir sprechen dann vom „schwachen Gravitationslinsen­effekt“. Da jedoch in unserem Universum die Dichte von schwachen und weit entfernten Galaxien an der Sphäre sehr groß ist, ist es möglich, diese Verzerrungen statistisch nachzuweisen und quantitativ zu untersuchen...

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Stephan Paul
05 / 2015 Seite 23

Das Universum aus Sicht des Neutrons

Unser heutiges Wissen über die Entwicklung des Universums ist geprägt durch das Standardmodell der Kosmologie und der Teilchenphysik. Neben Experimenten an Beschleunigeranlagen bzw. in Untergrundlaboren dienen vor allem Präzisionsexperimente bei sehr niedrigen Energien dazu, Aussagen zu Vorgängen im frühen Universum zu treffen. Hierbei spielt das Neutron aufgrund seiner Eigenschaften eine wichtige Rolle...

Die Standardmodelle der Kosmologie und der Teilchenphysik erlauben Aussagen über die Exis­tenz physikalischer Abläufe und ihre Zusammenhänge, die unsere Vorstellung über die Geschichte des Universums prägen. Dabei extrapolieren wir die Theorie in Bereiche der Temperatur, der Energiedichte und räumlicher Dimensionen, die experimentell direkt nicht zugänglich sind. Dieses gewagte Unterfangen wird jedoch durch Beobachtungen aus dem Labor und Betrachtungen des Himmels gestützt. Das Standardmodell beruht konzeptionell auf Annahmen zur räumlichen Dimensionalität, Brechung fundamentaler Symmetrien (z. B. CP) und Existenz Dunkler Materie. Hierzu wurden bisher keine oder nur unzureichende experimentelle Antworten gefunden. Andere Stützpfeiler der Kosmologie sind die Details der kosmischen Hintergrundstrahlung, das genaue Verständnis der primordialen Nukleosynthese sowie die Existenz des Big Bang. Alle diese Konzepte betreffen direkt oder indirekt die ersten drei Minuten unseres Universums.

Wie aber können wir diese Hypothesen stützen oder präzisere Aussagen zu Schlüsselvorgängen im sehr frühen Universum machen? Neben astronomischen Beobachtungen sind diese Fragen vor allem mit dem Verständnis des Mikrokosmos verbunden. Hier spielen Experimente an Beschleunigeranlagen (Symmetrie­untersuchungen) oder in Untergrundlaboratorien (Suche nach Dunkler Materie) sowie Präzisionsexperimente bei sehr niedrigen Energien eine Schlüsselrolle. Neutronen sind dabei aufgrund ihrer Eigenschaften – wie der elektrischen Neutralität, ihrer im Vergleich zu Atomen kleinen elektrischen Polarisierbarkeit sowie ihrer Lebensdauer von fast 15 Minuten – ideale Untersuchungsobjekte. Zudem sind sie in der Natur zahlreich vorhanden, wenn auch immer nur in gebundener Form. Wie aber können wir mit Neutronen unsere Vorstellung von den Vorgängen im frühen Universum untermauern? Wir wollen dazu im Folgenden spezifische Fragestellungen diskutieren sowie Messkonzepte und ihre experimentelle Umsetzung vorstellen. Alle diese Präzisionsmessungen unterliegen einigen Grundvoraussetzungen wie hoher Energieauflösung, hoher Sensitivität und Reduktion von Falscheffekten. Hohe Ener­gieauflösung erfordert lange Beobachtungszeiten bei stabilen Bedingungen, hohe Sensitivität verlangt hohe Empfindlichkeit für kleine Messeffekte bei kleinem statistischen Rauschen des Messsignals, und die Vermeidung von Falscheffekten stellt höchste ­Anforderungen an die Apparatur...

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Norbert Straumann
03 / 2015 Seite 45

Das Universum nach Einstein

Mit seiner Allgemeinen Relativitätstheorie entwickelte Einstein vor hundert Jahren eine völlig neue Sicht auf Raum, Zeit und Gravitation. Bereits zwei Jahre danach schlug er ein kosmologisches Modell vor, das zwar nach einem Jahrzehnt überholt war, jedoch ­unerwartete Entwicklungen aus­löste. Insbesondere zeigte sich, dass Raum und Zeit unweigerlich an der kosmischen Dynamik betei­ligt sind. Mit dieser sind tiefliegende Rätsel zu Tage getreten, die für die Kosmo­logie und die Grundlagenphysik von größter Bedeutung sind.

Etwa ab dem Jahr 2000 haben Astronomen mit zunehmender Gewissheit nachgewiesen, dass das Universum seit langer Zeit beschleunigt expandiert.1) Seither ist die Diskussion um Einsteins kosmologische Konstante erneut entfacht worden und hat sich zum Problem der „Dunklen Energie“ ausgeweitet. Die Geschichte um diese Konstante ist nicht nur wechselvoll und interessant, vom Standpunkt der Quantentheorie aus ist ihre tatsächliche Kleinheit auch ein großes Rätsel. Eine befriedigende Deutung ist nicht in Sicht und wohl erst auf der Basis eines einheitlichen Verständnisses der fundamentalen Wechselwirkungen zu erhoffen. Es sei aber schon jetzt betont, dass in den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie − einer klassischen Feldtheorie − zwei Konstanten frei sind und experimentell, also durch Beobachtungen, bestimmt werden müssen. Die Werte beider Konstanten sind sehr merkwürdig: Die Newtonsche Konstante G definiert eine riesig hohe Massenskala, die Planck-Skala von etwa 1019 Protonenmassen, während umgekehrt die kosmologische Konstante Λ eine Energie-Massendichte definiert, die vom Standpunkt der Elementarteilchenphysik aus gesehen winzig ist.

Die abstoßende Gravitation

In der schlimmsten Zeit des ersten Weltkrieges, am 8. Februar 1917, hielt Einstein vor der Preußischen Akademie der Wissen­schaften einen Vortrag über die Anwendung seiner Allgemeinen Relativitätstheorie auf das gesamte Universum. Ein paar Tage vor seinem Referat schrieb er seinem Freund und Kollegen Paul Ehrenfest nach Leiden: „Ich habe wieder etwas verbrochen in der Gravita­tionstheorie, was mich ein wenig in Gefahr bringt, in ein Tollhaus interniert zu werden.“

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Dominik Schwarz
05 / 2014 Seite 16

Wellen der Inflation

Das BICEP2-Teleskop am Südpol findet erste Hinweise auf Quantengravitation und eine neue Energieskala.

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Dominik Schwarz
05 / 2013 Seite 18

Plancks rätselhafter Hintergrund

Ergebnisse der europäischen Satellitenmission festigen das Standardmodell der Kosmologie, korrigieren ­jedoch einige seiner Parameter und zeigen rätselhafte Anomalien.

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Bruno Leibundgut
12 / 2011 Seite 27

Eins-a-Vermessung des Universums

Walter Baade und Fritz Zwicky, ein deutscher und ein schweizer Astrophysiker, die in Kalifornien forschten, prägten 1934 den Begriff „Supernova“ für gigan­tische Sternexplosionen. Diese erstrahlen so hell, dass sie über weite Bereiche des Universums zu beobachten sind. Baade und Zwicky identifizierten zwei Hauptgruppen von Supernovae – solche mit Wasserstofflinien in ihren Spektren (als Typ II bezeichnet) und solche ohne Wasserstoff (Typ I) – und schlugen bereits vor, dass sich mithilfe von Supernovae kosmologische Entfernungen bestimmen lassen.

Anfang der 1980er-Jahre griff vor allem Andreas Tamman diese Idee wieder auf und zeigte, dass sich dafür vor allem Supernovae vom Typ Ia eignen. Bei dieser wichtigen Unterkategorie handelt es sich um thermonukleare Explosionen von Weißen Zwergen, erloschenen Sternen mit etwa 1,4 Sonnenmassen, die kurzzeitig sogar eine ganze Galaxie überstrahlen können. Im Verlauf der Explosion ändert sich die Helligkeit der Supernovae natürlich sehr stark und innerhalb weniger Tage. Der Helligkeitsverlauf ist aber relativ homogen, sodass die Hoffnung bestand, dass sie immer dieselbe Leuchtkraft am Maximum ihrer Lichtkurve erreichen würden. Damit würden sich Entfernungen einfach aus der beobachteten Helligkeit ableiten. Diese Hoffnung zerschlug sich 1991 gründlich, als einige Typ-Ia-Supernovae mit sehr unterschiedlichen Leuchtkräften beobachtet wurden. Zwei Jahre später zeigte allerdings Mark Phillips, dass sich die Form der Lichtkurve eignet, um die Leuchtkraft zu normieren. Seitdem gelten Typ-Ia-Supernovae als beste kosmische „Zollstöcke“.

Zu dieser Zeit bestand die Hauptaufgabe der beobachtenden Kosmologie darin, den Wert der momentanen Expansionsrate des Universums und der Abbremsung aufgrund der Gravitationsanziehung der Materie zu bestimmen. Die Expansionsrate, also die Hubble-Konstante, muss im nahen Universum gemessen werden. Aufgrund der Abbremsung hat sich diese „Konstante“ als Funktion der Zeit verändert, man spricht daher vom Hubble-Parameter. In der Vergangenheit hatte er einen größeren Wert als heute. Diese Abbremsung lässt sich nur über große Distanzen messen. ...

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Jens Niemeyer
10 / 2011 Seite 27

Spuren des frühen Universums

Die Tatsache, dass unser Universum so gleichförmig ist, lässt sich damit erklären, dass es sich kurz nach seiner Entstehung innerhalb eines winzigen Zeitraums gewaltig ausdehnte. Anders als in der klassischen Urknalltheorie bildet diese „Inflationsphase“ den Auftakt zum „heißen Urknall“. Der „Fingerabdruck“ der Inflation könnte sich in den Fluktuationen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds verbergen, die sich dank neuer Satellitenmissionen immer präziser messen lassen.

Im ganz großen Maßstab betrachtet ist unser Universum ein sehr eintöniger Ort. Blickt man nachts in eine beliebige Richtung des Weltalls, so sieht man, abgesehen von lokalen Strukturen wie der Milchstraße und einer Handvoll naher Galaxien, überall praktisch das Gleiche. Zählt man beispielsweise die Galaxien pro Winkelelement in einem festen Abstand von der Erde, findet man bei ausreichend großen Abständen und Winkelelementen Werte, die nur geringfügig vom jeweiligen Mittelwert abweichen. Mit anderen Worten, das Universum erscheint isotrop, es hat keine ausgezeichnete Richtung. Ausgehend von der überaus plausiblen (und bescheidenen) Annahme, dass sich unsere Milchstraße nicht zufällig im Zentrum des Universums befindet, sollten Astronomen in allen anderen Galaxien ebenfalls ein isotropes Universum beobachten. In diesem Fall ist das Universum zusätzlich noch homogen, besitzt also keine ausgezeichneten Punkte. Bei alledem beschränken wir uns natürlich nur auf den sichtbaren Bereich des Universums − es gibt zunächst keine Gründe für die Annahme, dass diese Eigenschaften bis in unendliche räumliche Entfernungen gelten sollten.

Auch die Tatsache, dass sich das Universum mit der Zeit immer weiter ausdehnt, ändert nichts an seiner Gleichförmigkeit. Die von Edwin Hubble entdeckte kosmische Expansion äußert sich darin, dass sich der Abstand aller Galaxien im Mittel mit der gleichen Rate vergrößert. Bei kleinen Abständen überwiegt zwar die gegenseitige Anziehungskraft und es bilden sich gebundene Strukturen wie Galaxiengruppen und -haufen, aber über große Abstände gemittelt bleibt die Verteilung der Materie im Universum homogen und isotrop....

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Dominik Schwarz
10 / 2011 Seite 20

Vordergründige Strahlung

Gut zwei Jahre nach dem Start des Planck-Satelliten liegen nun erste Ergebnisse vor, welche die Vordergrundstrahlung genau analysieren.

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Martin Bojowald
03 / 2011 Seite 37

Alles aus dem Nichts

Eine Quantentheorie der Gravitation ist ein noch unerreichtes Ziel der Physik. Ein Ansatz ist die so genannte Schleifenquantengravitation. Diese startet von einer absoluten Leere und versucht sich an der mathematischen Konstruktion des gesamten Universums. Konkrete kosmologische Testmöglichkeiten sind in den letzten Jahren in Reichweite gerückt.

Das Vakuum der modernen Physik ist keinesfalls vollkommen leer, denn dank der Unschärfe geborgter Energie blitzen selbst im leeren Raum immer Teilchenpaare auf, um rasch wieder zu vergehen. Im Mittel ist und bleibt das Vakuum dennoch leer. Aber stimmt das wirklich? Leerer Raum hat immerhin noch etwas: Raum. Und Raum, samt Zeit, ist nach der Allgemeinen Relativitätstheorie kein absolut gegebenes Gerüst und immun gegenüber physikalischem Geschehen, sondern selbst ein wandelbares Objekt. Im expandierenden Universum dehnt sich der Raum aus, gemäß Einsteins Gleichung der Verteilung der Materie gehorchend. Im Inneren Schwarzer Löcher kann sich der Raum dagegen gänzlich zusammenziehen. Die Zeit vergeht mal schneller, mal langsamer, je nachdem, wie groß das Gravitationspotential am Ort einer Messung im Vergleich zu dem an der Signalquelle ist. Raum und Zeit werden durch die Materie − oder auch allein durch sich selbst − verbogen und gekrümmt. Der Raum mit seinem Volumen, seiner Expansion und seinen geometrischen Eigenschaften ist damit als physikalisches Objekt anzusehen, ebenbürtig mit, wenn auch ganz verschieden von der Materie. ...

Die im Artikel erwähnte Tabelle finden Sie hier.

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Volker Bromm
04 / 2008 Seite 29

Das Ende des dunklen Zeitalters

In jüngster Zeit ist es den Kosmologen gelungen, die grundlegenden Parameter unseres Weltmodells mit hoher Präzision festzulegen. Noch hat unser Weltbild aber eine entscheidende Lücke: Wann und wie haben sich die ersten Sterne und Galaxien gebildet? Deren Entstehung während der ersten Milliarde Jahre nach dem Urknall hatte dramatische Konsequenzen, führte sie doch zu einem kosmischen Phasenübergang von einem neutralen und kalten zu einem fast vollständig ionisierten und heißen Medium. Mit modernsten Beobachtungs­methoden und Computersimulationen sind wir dabei, die immer noch rätselhaften Vorgänge während dieser kosmischen ,,Epoche der Reionisa­tion” aufzuklären.

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Torsten A. Enßlin
12 / 2006 Seite 24

Der Nachhall des Urknalls

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Gerhard Börner
02 / 2005 Seite 21

Der Nachhall des Urknalls

Die kosmische Mikrowellenstrahlung ist das älteste Relikt aus der Frühzeit des Universums. Diese etwa 400000 Jahre nach dem Urknall entstandene Wärmestrahlung mit einer Temperatur von etwa 3 Kelvin ist für Astrophysiker eine wahre Schatzkammer. Ihre Gleichförmigkeit weist auf ein ebenso gleichförmiges Universum hin. Der Satellit WMAP hat es ermöglicht, die sehr kleinen Schwankungen oder Variationen der Temperatur in verschiedenen Richtungen genau zu analysieren und dadurch das kosmologische Modell mit hoher Präzision festzulegen.

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Christof Wetterich
12 / 2004 Seite 43

Quintessenz - die fünfte Kraft

Eine uralte Frage lautet: Woraus besteht unser Universum? Diese Frage stellt sich erneut, denn eine dunkle Energie dominiert unser Universum - und wir wissen nicht, was sie ist und welchen Platz sie im Gebäude der Physik einnehmen könnte. Vielleicht ist sie die von Einstein erfundene und wieder verworfene kosmologische Konstante - oder aber ein dynamisches Quantenfeld, die ''Quintessenz''. Quintessenz war schon immer geheimnisumwittert: Die Griechen der Antike sahen in diesem Äther ein im Gegensatz zu Erde, Wasser, Luft und Feuer unfassbares fünftes Element. Im Mittelalter wollten Alchimisten die Quintessenz als reinstes Elixier destillieren. Und auch für die Kosmologen und Astrophysiker von heute ist Quintessenz die große Unbekannte.

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Uta Fritze-von Alvensleben
07 / 2003 Seite 73

Die Entwicklung von Galaxien auf kosmologischen Zeitskalen

Eine der fundamentalen Fragen der heutigen Astrophysik ist, wie aus dem außerordentlich homogenen, isotropen und einfachen Urplasma die heute beobachtete wunderbare Vielfalt von Galaxien entstehen konnte. Angesichts der kosmologischen Zeitskalen, auf denen sich Galaxien entwickeln, sind alle Beobachtungen Momentaufnahmen. Daher lassen sich nur im detaillierten Vergleich zwischen Beobachtungen und numerischen Modellen Entwicklungszusammenhänge verstehen und z. B. auf sog. tiefen Belichtungen unter den schwachen, entfernten, jungen Galaxien Vorläufer bestimmter Galaxientypen identifizieren, die wir heute in geringer Entfernung beobachten. Ein solches numerisches Modell, das erstmals die spektrale und die chemische Entwicklung von Galaxien gekoppelt auf kosmologischen Zeitskalen beschreibt, haben wir in meiner Arbeitsgruppe an der Universitätssternwarte Göttingen in den letzten Jahren entwickelt.

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Volker Springel
06 / 2003 Seite 31

Die Entstehung der Galaxien

Die Anfangsbedingungen für die Galaxienentstehung im Universum sind heute im Prinzip bekannt. Dadurch wird es möglich, mit analytischen und numerischen Methoden detaillierte theoretische Modelle für die Geschichte der Galaxienentstehung zu entwickeln. Durch den Vergleich dieser Voraussagen mit den enorm verbesserten Beobachtungsdaten, die Großteleskope in jüngster Zeit ermöglicht haben, gelang es, die wichtigsten Prozesse der Galaxienentstehung im kosmologischen Standardmodell aufzuklären und zu einem in seinen Grundzügen überaus erfolgreichen Modell der hierarchischen Galaxienentstehung zu verschmelzen. Allerdings bleibt die komplexe Dynamik der Galaxienentstehung weiterhin eine der spannendsten Aufgaben für Astronomen und Astrophysiker.

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News

Forschung

Planck macht Abgang

25.10.2013 - Die ESA sendet den letzten Befehl an die erfolgreiche Planck-Sonde, die den kosmischen Mikrowellenhintergrund untersuchte.

Forschung

Einsteins kosmischer Rechenfehler

07.03.2014 - Albert Einstein hat sich mit einem Steady-State-Modell befasst, fast zwei Jahrzehnte vor Fred Hoyle.

Forschung

Der Priester mit dem großen Knall

20.06.2016 - Vor 50 Jahren starb der belgische Priester und Physiker Georges Lemaître, der die Grundlage für das Urknall-Modell gelegt hat.

Forschung

„Schau hoch zu den Sternen...“ – zum Tod von Stephen Hawking

14.03.2018 - Der weltberühmte theoretische Physiker und Kosmologe ist im Alter von 76 Jahren gestorben.

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