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Gelten überall im Universum die gleichen physikalischen Gesetze?
Matthias Liebendörfer
Das Universum ist gross und vielfältig. Dass die gleichen physikalischen Gesetze überall gelten sollen, kann nur eine Arbeitshypothese sein. Fortwährend werden neue Bedingungen erforscht, unter denen die aktuelle Beschreibung der Natur noch nicht überprüft werden konnte: etwa in fernen astrophysikalischen Objekten wie Neutronensternen, «Schwarzen Löchern» oder Supernova-Explosionen.
Das physikalische Verständnis von Naturvorgängen wird fortlaufend weiterentwickelt. Neue und verfeinerte Beschreibungen und Hypothesen werden gezielt in Experimenten ausgetestet. Dabei muss man sich aber bewusst sein, dass Experimente auf der Erde nur einen verschwindend kleinen Teil der möglichen Bedingungen abdecken können. Wir können nicht mit Massen operieren, die ähnlich gross oder grösser als die Erdmasse sind, und wir können nicht mit Energien experimentieren, welche die von der Sonne gelieferte Energie übertreffen. Ein Trick steht uns jedoch zur Verfügung: Mit Teilchenbeschleunigern wie zum Beispiel dem Large Hadron Collider am Cern bei Genf oder mit grossen Lasern wie etwa an der National Ignition Facility in Levermore (USA) kann eine stattliche Energie auf sehr wenig Materie fokussiert werden. Damit lässt sich zumindest die Physik bei extrem hoher Energie pro Teilchen erforschen – wenn auch jeweils nur einzelne Elementarteilchen oder Atomkerne für eine sehr kurze Zeit in den gewünschten hochenergetischen Zustand versetzt werden können.
Sterne – von aussen und innen
Seit Jahrtausenden sehen wir aber fast täglich die Sonne, und man ahnt natürlich sofort, dass dort ganz andere Bedingungen herrschen als auf der Erde. Im 19. Jahrhundert suchte man zum Beispiel die Spektrallinien unbekannter Elemente im Sonnenlicht (siehe Seite 18). Tatsächlich fanden Joseph Norman Lockyer und Pierre Janssen 1868 unbekannte Spektrallinien im Sonnenspektrum und postulierten damit die Entdeckung eines neuen Elements. Es wurde «Helium» genannt, abgeleitet vom griechischen Namen «Helios» für die Sonne. Erst 30 Jahre später konnte man feststellen, dass Helium auch auf der Erde vorkommt. Da es als leichtes Edelgas keine Verbindungen eingeht und bei der Freisetzung sofort in die Atmosphäre aufsteigt, ist es nicht früher aufgefallen. Die Sonne ist aber nur ein Stern. Wie steht es mit all den andern? Blicken wir in den wolkenlosen Nachthimmel, sind die Sterne immer da – winzig klein, statisch und unerreichbar fern. Dieser Eindruck täuscht jedoch gleich mehrfach: Die meisten Sterne sind etwa so massiv wie die Sonne, einige sogar noch um ein bis zwei Grössenordnungen massiver. Ihr Licht erscheint durch die grosse Distanz tatsächlich als unauflösbarer Punkt. Das Spektrum des Lichts enthält aber – wie bei der Sonne – detaillierte Informationen über die Oberfläche und die Temperatur von Sternen. Aus kleinen Frequenzverschiebungen der Spektrallinien durch den sogenannten Dopplereffekt lassen sich die Geschwindigkeit und die Rotation an der Oberfläche berechnen und sogar, in günstig gelegenen Fällen, die Periode von Planetenbahnen bestimmen. Man sieht die Sterne also nicht als eine Ansammlung von «weissen» statischen Lichtpunkten, sondern als «farbige» Welt von sich bewegenden, rotierenden und pulsierenden Sternoberflächen mit bestimmbaren Häufigkeiten der Elemente, so weit unsere Teleskope blicken können. Die Sterne beziehen die Energie für ihre Leuchtkraft aus der Kernfusion. Als Erstes wird dabei Wasserstoff zu Helium fusioniert. Bei Sternen mit einer Anfangsmasse von mehr als acht Sonnenmassen dauert es etwa 30 Millionen Jahre, bis sich im Zentrum als Endprodukte verschiedener Fusionsfolgen schliesslich neutronenreiche Eisengruppenelemente ansammeln. Immer wenn während der Kernfusionen Protonen in Neutronen umgewandelt werden, werden Neutrinos produziert. Gemäss dem Standardmodell sind dies masselose Teilchen, die nur über die schwache Wechselwirkung reagieren und deshalb aus dem Sterninnern direkt entweichen können. In Detektoren mit riesigen Tanks kann man einzelne von der Sonne abgestrahlte Neutrinos nachweisen und dadurch die Kernreaktionen in der Sonne «mitverfolgen». Es war ein jahrzehntelanges Problem, dass die gemessene Anzahl Neutrinos nicht der erwarteten Menge entsprach. Erst 2002 wurde daraus endgültig geschlossen, dass die Neutrinos wider Erwarten doch eine Masse haben und dass das Standardmodell der Teilchenphysik revidiert werden muss. Dies ist erneut ein Beispiel, wie die auf der Erde abgeleiteten physikalischen Gesetze durch die Anwendung auf astrophysikalische Bedingungen grundsätzlich erweitert und verbessert werden konnten.
Gewaltige Supernova-Explosionen
Wenn die sich im Sterninnern ansammelnden Eisengruppenelemente eine kritische Masse überschreiten, stürzt der ganze innere Bereich des Sterns unter der Einwirkung der Gravitation plötzlich und innerhalb von einer Sekunde in sich zusammen. Dieser Sternkollaps wird erst gebremst, wenn die rund 1055 Atomkerne – dies entspricht etwa der Masse einer Sonne! – im Zentrum zusammenstossen und eine homogene Masse aus Kernmaterie mit einem Radius von nur etwa 50 Kilometern bilden. Das Pauli-Prinzip verbietet es den Elektronen, auf so engem Raum gleiche quantenmechanische Zustände einzunehmen. Deshalb müssen sie hohe Energien annehmen und werden so leicht von Protonen eingefangen, die sich dadurch in Neutronen umwandeln. Die vielen Neutronen bilden den Vorläufer eines Neutronensterns oder eines «Schwarzen Lochs». Die äusseren Sternschichten werden in einer gewaltigen Explosion, einer Supernova, ausgeworfen. Der Zusammenhang zwischen Supernova-Explosionen und Neutronensternen wurde schon 1934 vom Glarner Physiker Fritz Zwicky postuliert, und zwar lediglich zwei Jahre nach der Entdeckung des Neutrons durch James Chadwick. Der Erkenntnistransfer funktioniert also in beide Richtungen: Neue Resultate aus Experimenten auf der Erde eröffnen auch neue Interpretationsansätze für astronomische Beobachtungen. Wie in der Sonne wird bei jeder Umwandlung von einem Proton in ein Neutron ein Neutrino abgestrahlt. Als 1987 eine Supernova in unserer Nachbargalaxie, der Magellanschen Wolke, explodierte, konnten einige wenige Supernova-Neutrinos entdeckt werden. Dieser erste Nachweis kosmischer Neutrinos wurde 2002 mit dem Nobelpreis gewürdigt. Da diese Neutrinos wegen ihrer schwachen Wechselwirkung direkt aus den dichtesten und heissesten Regionen des Universums entfliehen können, tragen sie Information über Materie unter extremen Bedingungen mit sich, die in den Sternspektren nicht enthalten ist. An der Universität Basel arbeiten wir intensiv an der genauen Beschreibung des Transports von Neutrinos durch heisse und dichte Kernmaterie und testen den Verlauf neutrinogetriebener Supernova-Explosionen in rechenintensiven Computermodellen am Swiss National Supercomputing Centre. Es wird nämlich vermutet, dass die Neutrinos beim Verlassen des heissen Neutronensterns einen Bruchteil ihrer Energie in der umliegenden Schicht deponieren und so die Supernova auslösen. Der genaue Explosionsmechanismus wird aber noch nicht vollständig verstanden. Als weitere Möglichkeit könnten auch starke Magnetfelder die kollabierende Materie zu einer Explosion umlenken. In beiden Modellen wird eine heftige Stosswelle erwartet, welche die äussere Sternhülle ins interstellare Medium schleudert. Dabei ermöglicht die hohe Explosionsenergie die Bildung spezifischer Elemente, die schwerer sind als die Eisengruppenelemente. Wenn aus der ausgeworfenen Materie später neue Sterne geboren werden, erscheinen die charakteristischen Spektrallinien der schweren Elemente im Spektrum der neuen Sterne wieder. So kann die Zusammensetzung längst vergangener Supernova-Auswürfe bestimmt und mit Modellen verglichen werden. Ein grosser Teil der schweren Elemente auf der Erde und der Sonne wurden einst in Explosionen von Supernovae erzeugt.
Gravitationswellen gesucht
Ein weiteres astrophysikalisches Fenster auf die Dynamik dichter Materie wird sich öffnen, wenn die im Bau befindlichen Gravitationswellendetektoren ihre volle Empfindlichkeit erreichen. Die grosse Masse, die sich bei einem Sternkollaps und einer Supernova-Explosion in Bruchteilen einer Sekunde bewegt, sendet gemäss Einsteins Relativitätstheorie Gravitationswellen aus, die sich als Variationen der Längen- und Zeitmasse durch den Raum ausbreiten. Gravitationswellen konnten auf der Erde noch nie direkt nachgewiesen werden. Es gibt jedoch ein System von sich umkreisenden Neutronensternen, deren beobachtete Änderung der Bahn sich mit äusserster Präzision auf die Emission von Gravitationswellen zurückführen lässt. Ausserdem lässt sich die Existenz von exotischen Zuständen dichter Materie untersuchen. Es ist eine offene Frage, bei welchen Dichten und Temperaturen sich Protonen und Neutronen in ihre Bestandteile, also die Quarks, auflösen. Ein solcher Übergang im Neutronenstern würde sich auf die Gravitationswellen auswirken. Die Doktorarbeit von Tobias Fischer an der Universität Basel konnte letztes Jahr zeigen, dass ein solcher Phasenübergang zu Quarkmaterie eine deutliche charakteristische Überhöhung in der Emission von Neutrinos verursachen würde, die man schon mit den aktuellen Neutrinodetektoren messen oder falsifizieren kann, sobald die nächste galaktische Supernova explodiert. Das kann morgen sein, es kann aber auch noch einige Jahre bis Jahrzehnte dauern. Wie diese Beispiele zeigen, wird die Verallgemeinerung und Verfeinerung der physikalischen Gesetze im gegenseitigen Wechselspiel zwischen terrestrischen Experimenten und der Beobachtung von astrophysikalischen Phänomenen stetig weiterentwickelt. Sobald ein mit den bisherigen Gesetzen unverträgliches Phänomen entdeckt wird, werden die physikalischen Gesetze so verbessert, dass sie wieder überall im bekannten Universum gelten. Man setzt also voraus, dass sich die Natur im ganzen Universum einheitlich beschreiben lässt. Das Aufspüren von Unstimmigkeiten zwischen den bekannten physikalischen Gesetzen und messbaren Naturphänomenen ist dann der erste Schritt zur nächsten Verbesserung der Theorie. Als neues Werkzeug unserer Epoche kommt hinzu, dass man sich die ehemals unerreichbar fernen astrophysikalischen Ereignisse mittels detaillierter Computermodelle direkt vor die Nase versetzen kann und sich so zu jedem Zeitpunkt Zugang zu jeder Grösse des Modells verschafft. Wirklich aufspüren kann man die nächsten Unstimmigkeiten aber nur, wenn es gelingt, durch alle erreichbaren experimentellen und astrophysikalischen Fenster zu schauen und die Modelle sorgfältig mit der Natur abzugleichen.