Rainer Patzlaff und Dunkle Materie: Unterschied zwischen den Seiten

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Dr. '''Rainer Patzlaff''', wurde geb. 1943 und studierte Germanistik, Graecistik und Philosophie. Er war Wissenschaftlicher Assistent an der FU Berlin, es folgte die Promotion. Anschließend begann er mit einer Lehrtätigkeit am Gymnasium. Seit 1975 ist er Oberstufenlehrer an der Freien Waldorfschule Uhlandshöhe, Stuttgart. Zugleich wurde er Dozent am Seminar für Waldorfpädagogik, Stuttgart.
[[Datei:Dark matter diagram.svg|mini|hochkant=1.6|Die beobachtete Umlaufgeschwindigkeit von [[Stern]]en ist in den Außenbereichen von Galaxien höher, als auf Basis der sichtbaren Materie zu erwarten ist.]]
Kürzlich übernahm '''Rainer Patzlaff''' eine Professur für Kindheitswissenschaft an der Alanus Hochschule in Alfter.
'''Dunkle Materie''' ist eine [[Postulat|postulierte]] Form von Materie, die nicht direkt sichtbar ist, aber über die [[Gravitation]] [[Wechselwirkung|wechselwirkt]]. Ihre Existenz wird postuliert, weil im [[Kosmologie#Standardmodell|Standardmodell der Kosmologie]] nur so die Bewegung der sichtbaren [[Materie (Physik)|Materie]] erklärt werden kann, insbesondere die Geschwindigkeit, mit der sichtbare Sterne das Zentrum ihrer [[Galaxie]] umkreisen. In den Außenbereichen ist diese Geschwindigkeit deutlich höher, als man es allein auf Grund der Gravitation der Sterne, [[Gaswolke|Gas-]] und Staubwolken erwarten würde.


== Ausgewählte Werke ==
Auch für die beobachtete Stärke des [[Gravitationslinseneffekt]]s wird Dunkle Materie postuliert. Nach derzeitigen Erkenntnissen ist demnach nur etwa ein Sechstel der Materie sichtbar und im [[Standardmodell der Elementarteilchenphysik]] erfasst. Die Natur der Dunklen Materie ist eine wichtige offene Frage der [[Kosmologie]].


* ''Bildschirmtechnik und Bewußtseinsmanipulation'', Vlg. Freies Geistesleben, Stuttgart 1993
== Existenz und Bedeutung ==
* ''Der gefrorene Blick. Die physiologische Wirkung des Fernsehens auf Kinder'', Vlg. Freies Geistesleben, Stuttgart, Neuauflage 2013
[[Datei:WMAP 2008 universe content de.png|mini|hochkant=1.5|Materie- bzw. Energieanteil des Universums zum jetzigen Zeitpunkt (oben) und zur Entkopplungszeit, 380.000 Jahre nach dem Urknall (unten). Die Bezeichnung „Atome“ steht hier für „normale Materie“. Auch über die Natur der [[Dunkle Energie|Dunklen Energie]] ist wenig bekannt.]]
* ''Medienmagie und die Herrschaft über die Sinne'', Vlg. Freies Geistesleben, Stuttgart 1988
 
* ''Die Bedeutung des Rhythmus in der Erziehung'' (zusammen mit Hartwig Schiller und Ernst-Michael Kranich), Vlg. Freies Geistesleben, Stuttgart 1992
Nach dem [[Keplersche Gesetze|Dritten Keplerschen Gesetz]] und dem [[Newtonsches Gravitationsgesetz|Gravitationsgesetz]] müsste die Umlaufgeschwindigkeit der Sterne mit wachsendem Abstand vom Galaxiezentrum, um das sie rotieren, abnehmen, da die sichtbare Materie innen konzentriert ist. Messungen der [[Doppler-Effekt|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.''<ref>{{cite web |url=http://www.astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm/pdmdmtxt.html |title=Dunkle Materie. Weshalb? Wie viel? Wo?|publisher=www.astro.uni-bonn.de |author=Klaas S. de Boer |accessdate=2009-04-15}}</ref>
 
Ihre Existenz gilt bisher als nicht nachgewiesen, wird aber durch weitere astronomische Beobachtungen wie die Dynamik von [[Galaxienhaufen]] und den schon erwähnten [[Gravitationslinse]]neffekt 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 etwa fünfmal so hoch ist wie derjenige der gewöhnlichen (sichtbaren) Materie. Auch Photonen und Neutrinos zählen als Materie, sind aber gleichmäßig verteilt und an den beobachteten Gravitationseffekten nicht wesentlich beteiligt.
 
== Indizien für die Existenz Dunkler Materie ==
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.<ref>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.'' 2009. {{arXiv|0902.3932v3}}</ref> Ein beträchtlicher Teil der größeren [[Kugelsternhaufen]] (über 1 Mio Sonnenmassen) der Galaxie [[NGC 5128]] enthält überwiegend Dunkle Materie.<ref>Matthew A. Taylor u. a.: ''Observational Evidence for a Dark Side to NGC 5128’s Globular Cluster System.'' ApJ 805, 2015, S.&nbsp;65. {{DOI|10.1088/0004-637X/805/1/65}} ([http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1519/eso1519a.pdf online]).</ref>
 
=== Beobachtungsgeschichte ===
[[Datei:Galaxy rotation under the influence of dark matter.ogv|miniatur|hochkant=3.2|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]] vermutete 1932 die Existenz Dunkler Materie im Bereich der Scheibe der Milchstraße aufgrund seiner Untersuchungen zur [[Anzahldichte]] und Geschwindigkeitsverteilung senkrecht zur Scheibe von verschiedenen Sternpopulationen und für verschiedene Abstände zur Scheibe. Er ermittelte daraus eine Massendichte in der Scheibe (in der Umgebung der Sonne) von 0,092 [[Sonnenmasse]]n pro Kubik[[parsec]], was weit größer war als die damals bekannte Dichte von 0,038&nbsp;<math>M_{\odot}/\mathrm{pc}^3</math> in Form von Sternen.<ref>J.H. Oort, ''Bull. Astr. Inst. Neth.'' VI, 1932, S. 249–287. {{bibcode|1932BAN.....6..249O}}.</ref> Der heutige Wert der mit ähnlichen Methoden erschlossenen Dichte beträgt 0,1 bis 0,11&nbsp;<math>M_{\odot}/\mathrm{pc}^3</math>; allerdings wurde ein Großteil der Diskrepanz als Gas und Staub identifiziert, zusammen mit der stellaren Masse 0,095&nbsp;<math>M_{\odot}/\mathrm{pc}^3</math>.<ref>V.I. Korchagin u. a.: ''Local Surface Density of the Galactic Disk from a 3-D Stellar-Velocity Sample.'' 2003 ({{arxiv|astro-ph/0308276}}).</ref>
 
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&nbsp;km/s) nicht durch die [[Gravitation]]swirkung seiner sichtbaren Bestandteile (im Wesentlichen die [[Stern]]e der Galaxien) allein zusammengehalten wird.
Er stellte fest, dass das 400-Fache der sichtbaren [[Masse (Physik)|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 [[Geschwindigkeit|Umlaufgeschwindigkeiten]] von Sternen in [[Spiralgalaxie]]n 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 [[Superhaufen|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]].
 
[[Datei:Gravitationell-lins-4.jpg|miniatur|[[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 [[Gravitationslinse]]neffekts, der Galaxienverteilung und der Röntgenemission im [[1E 0657-558|Bullet-Cluster]] im Jahr 2006 stellen den bislang stärksten Hinweis auf die Existenz Dunkler Materie dar.<ref name="Clowe2006">{{Literatur
|Autor=D. Clowe u.&nbsp;a.
|Titel=A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter
|Sammelwerk=The Astrophysical Journal
|Band=648
|Datum=2006
|Seiten=L109-L113
|DOI=10.1086/508162
}} {{ISSN|0004-637x}}</ref>
 
=== Modelle und Simulationen ===
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 [[Neutrino]]s. Die „gewöhnliche Materie“ unterteilt sich dabei etwa hälftig in ''selbstleuchtende'' (beispielsweise Sterne) und ''nicht selbstleuchtende'' Komponenten wie Planeten und vor allem kaltes Gas.
 
Dieses Modell hat sich auch in großräumigen [[kosmologische Simulation|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-[[Halo (Astronomie)|Halos]], die dem der Milchstraße ähnlich sind, machen statistische Vorhersagen darüber, wie groß die Dichte der Dunklen Materie im Bereich des [[Umlaufbahn|Orbits]] der Sonne um das [[galaktisches Zentrum|galaktische Zentrum]] ist und welche Geschwindigkeitsverteilung diese Teilchen haben. Diese Parameter beeinflussen [[Teilchendetektor|Detektorexperimente]] auf der Erde, die Dunkle Materie direkt nachweisen wollen, und sind dadurch testbar. Aufgrund der Feststellung, dass Strukturen in der Verteilung der Dunklen Materie bevorzugt in den Halos der Galaxien konzentriert sind, lassen sich großräumige Netzstrukturen beobachteter Galaxie-Verteilungen mit Computersimulationen großräumiger, aber leider nicht-beobachtbarer Netze Dunkler Materie vergleichen, wobei mathematische Theoreme über die statistische Struktur solcher Netze nützlich sind.<ref>Herbert Wagner: ''Morphometrie von Mustern.'' In: ''Physik Journal.'' Bd. 15 (8/9), S. 41–45, (2016), speziell Abb. 3, 4 und 5.</ref>
 
Eine weitere Vorhersage dieser Simulationen ist das charakteristische Strahlungsmuster,<ref>[http://www.mpa-garching.mpg.de/aquarius/si_fig4d.jpg Charakteristisches Strahlungsmuster]</ref> das entsteht, wenn Dunkle Materie durch [[Annihilation]]sprozesse [[Gammastrahlung]] aussendet.
 
== Mögliche Formen Dunkler Materie ==
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 ===
 
Baryonische Materie besteht aus [[Baryon]]en (Protonen und Neutronen) und [[Leptonen]] (insbesondere Elektronen), wobei die Baryonen den weitaus größeren Massenanteil ausmachen (die [[Ruhemasse]] von Protonen/Neutronen ist etwa das 1800fache von Elektronen).
 
==== Kaltes Gas ====
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 ====
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 ====
Ernstzunehmende Kandidaten waren [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]], die zu den [[MACHO]]s ''(Massive astrophysical compact [[Halo (Astronomie)|halo]] objects)'' gezählt werden. Es handelt sich dabei um Himmelskörper, in denen der Druck so gering ist, dass statt Wasserstoff- nur Deuteriumfusion stattfinden kann, wodurch sie nicht im sichtbaren Spektrum leuchten. Steht ein MACHO allerdings genau vor einem Stern, so verstärkt er als Gravitationslinse dessen Strahlung. In der Tat wurde dies zwischen Erde und der [[Große Magellansche Wolke|Großen Magellanschen Wolke]] vereinzelt beobachtet. Man nimmt heute jedoch an, dass ''MACHOs'' nur einen kleinen Teil der Dunklen Materie ausmachen.
 
=== Nichtbaryonische Dunkle Materie ===
==== Anapole Majorana-Fermionen ====
Im Mai 2013 schlugen die theoretischen Physiker Robert Scherrer und Chiu Man Ho anapole (nichtpolige) [[Majorana-Fermion]]en als Träger der Dunklen Materie des Weltalls vor. Anapole Teilchen weisen ein [[Torus|toroidales]] (reifenförmiges) Feld auf, das bewirkt, dass ein [[elektrisches Feld]] in diesem Torus (Reifen) kreisförmig eingeschlossen bleibt und sich dadurch nicht äußerlich bemerkbar macht.<ref>{{Internetquelle | url=http://phys.org/news/2013-06-simple-theory-dark.html | titel=Simple theory may explain dark matter | hrsg=Phys.org | datum=2013-06-10 | zugriff=2013-06-11 | sprache=en}}</ref><ref>{{Internetquelle | url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0370269313003286 | titel=Anapole dark matter | autor=Chiu Man Ho, Robert J. Scherrer | hrsg=Elsevier | werk=Physics Letters B Volume 722, Issues 4–5, Pages 341–346 | datum=2013-05-24 | zugriff=2013-06-11 | sprache=en}}</ref> Dies steht im Gegensatz zu den bekannten elektrischen [[Monopol (Physik)|Monopolen]] und magnetischen [[Dipol]]en, deren Felder mit abnehmender Intensität ([[Coulombsches Gesetz]]) in die Umgebung ausstrahlen.
 
Im [[Standardmodell|Standardmodell der Teilchenphysik]] ist keines der [[Elementarteilchen]] ein Majorana-Fermion. Stattdessen werden hier alle Fermionen durch Dirac-[[Spinor]]en beschrieben, auch die [[Neutrino]]s, 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 ''Seesaw-Mechanismus,'' erfordert dagegen die Beschreibung der Neutrinos durch Majorana-Spinoren und damit die Gleichheit von Neutrinos und Antineutrinos. Dies würde wiederum eine Verletzung der [[Leptonenzahl]]erhaltung 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 [[Doppelter Betazerfall#Neutrinoloser Doppel-Betazerfall|neutrinolose Doppel-Betazerfall]], der nur möglich ist, falls Neutrinos Majorana-Teilchen sind. Nach diesem Zerfallsmodus wird in Experimenten wie [[GERDA-Experiment|GERDA]]<ref>{{Literatur | Autor = M.Agostini u. a. | Titel = Results on neutrinoless double beta decay of 76Ge from GERDA Phase I | Sammelwerk = Phys. Rev. Lett | Band = 111 | Datum = 2013-11-20| Seiten = 122503 | DOI= 10.1103/PhysRevLett.111.122503 | Arxiv=1307.4720}}</ref> oder [[Enriched Xenon Observatory|EXO]]<ref>[http://www-project.slac.stanford.edu/exo/ Enriched Xenon Observatory]</ref> gesucht.
 
==== Heiße Dunkle Materie (HDM) ====
[[Neutrino]]s galten lange Zeit als naheliegende Kandidaten für heiße Dunkle Materie, da ihre Existenz bereits gesichert ist, im Gegensatz zu anderen Kandidaten für Dunkle Materie. Allerdings ist die maximale Masse der Neutrinos nach neueren Erkenntnissen nicht ausreichend, um das Phänomen zu erklären. Bestünde die Dunkle Materie aber zum Großteil aus schnellen, leichten Teilchen, d.&nbsp;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.
 
Ein weiterer Kandidat aus dem Neutrino-Sektor ist ein schweres [[steriles Neutrino]], dessen Existenz aber ungeklärt ist. Aufgrund der „Sterilität“ könnte es sehr viel massiver sein als die Standardmodell-Neutrinos.
 
==== Kalte Dunkle Materie (CDM) ====
[[Datei:COSMOS 3D dark matter map.jpg|miniatur|Dreidimensionale Karte einer Verteilung Dunkler Materie anhand von Messergebnissen mittels Gravitationslinseneffekts des [[Hubble-Weltraumteleskop]]s]]
Diese Variante umfasst noch unbeobachtete Elementarteilchen, die nur der Gravitation und der [[Schwache Wechselwirkung|schwachen Wechselwirkung]] unterliegen, die sogenannten ''[[WIMP]]s'' ({{enS|''Weakly Interacting Massive Particles''}}, {{deS|''schwach wechselwirkende massive Teilchen''}}). WIMPs lassen sich mit einer hierarchischen Entstehung des Universums vereinbaren.
 
Kandidaten ergeben sich aus der Theorie der [[Supersymmetrie]], die die Anzahl der Elementarteilchen 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 [[Neutralino]]s 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 [[Galaxie|Satellitengalaxien]] der [[Lokale Gruppe|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“.<ref>[http://www3.uni-bonn.de/Pressemitteilungen/158-2010 ''Studie weckt massive Zweifel an Existenz Dunkler Materie.''] Pressemitteilung der Universität Bonn, 10. Juni 2010.</ref><ref>[http://www.dieuniversitaet-online.at/beitraege/news/dunkle-materie-in-der-krise/69.html ''Dunkle Materie in der Krise.''] Online-Zeitung der Universität Wien, 18. November 2010.{{Dead link|date=April 2018}}</ref><ref>P. Kroupa u. a.: ''[http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/201014892&Itemid=129 Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology. Towards a new paradigm for structure formation.]'' Astronomy & Astrophysics, Volume 523, November-December 2010.</ref>
 
Andererseits wollen Forscher mit tiefgekühlten Halbleiterdetektoren (CDMS, {{lang|en|''Cryogenic Dark Matter Search''}}) im {{lang|en|[[Soudan Underground Laboratory]]}} drei Stoßereignisse von WIMPs mit Atomkernen beobachtet haben – bei geschätzt 0,7 Hintergrundereignissen.<ref>
Texas A&M University: [http://www.science.tamu.edu/articles/1052 ''Dark Matter Search Results Indicate First Hint of WIMP-like Signal.''] April 2013.
</ref><ref>
R. Agnese (CDMS Collaboration): ''Dark Matter Search Results Using the Silicon Detectors of CDMS II.'' {{arxiv|1304.4279}}, April 2013.</ref>
 
Ein weiterer Hinweis kommt von der Zusammensetzung der Kosmischen Strahlung: Für Teilchenenergien jenseits 10 [[GeV]] werden unerwartet viele [[Positron]]en gefunden (Antiteilchen des Elektrons). Erste solche Messungen kamen vom Experiment PAMELA<ref>
O. Adriani u. a. (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}}).
</ref><ref>
Bob Yirka: [http://phys.org/news/2013-08-pamela-positrons.html ''New data from PAMELA provides better measure of positrons.''] Bei: ''phys.org.'' Aug. 2013.
</ref> auf dem russischen Satelliten [[Resurs-DK1]] und vom [[Fermi Gamma-ray Space Telescope]]<ref>
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.
</ref>. Genauere Daten, insbesondere eine niedrigere obere Grenze für die Anisotropie,<ref>
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}}.
</ref> liefert seit Mai 2011 das [[Alpha-Magnet-Spektrometer]] an Bord der [[ISS]]. Eine Erklärung für den Überschuss an Positronen wäre die Paarvernichtung kollidierender Dunkle-Materie-Teilchen. Die gemessene Positronenverteilung ist allerdings auch vereinbar mit [[Pulsar]]en als Positronenquelle oder mit speziellen Effekten während der Ausbreitung der Teilchen. Es wird erhofft, dass nach längerer Messzeit genügend Daten vorhanden sind, sodass Klarheit über die Ursache des Positronenüberschusses gewonnen werden kann.
 
==== Axionen ====
Ein weiterer Kandidat, das [[Axion]], ist ein hoch hypothetisches [[Elementarteilchen]] zur Erklärung der in der [[Quantenchromodynamik]] problematischen elektrischen Neutralität des [[Neutron]]s.
 
== Alternativen zu Dunkler Materie ==
Namhafte Astrophysiker wie [[w:Jacob Bekenstein|Jacob Bekenstein]] und [[w:John Moffat|John Moffat]] haben die umstrittene [[w:Modifizierte Newtonsche Dynamik|MOND]]-Hypothese ('''Mo'''difizierte '''N'''ewtonsche '''D'''ynamik) weiterentwickelt, nach der die [[Äquivalenzprinzip (Physik)|Äquivalenz von träger und schwerer Masse]] bei extrem kleinen Beschleunigungen nicht mehr gilt.
 
Die TeVeS ([[w:Tensor-Vektor-Skalar-Gravitationstheorie|'''Te'''nsor-'''Ve'''ktor-'''S'''kalar-Gravitationstheorie]]) wurde 2004 erstmals von&nbsp;[[w:Jacob Bekenstein|Jacob Bekenstein]]&nbsp;formuliert. Der Hauptunterschied zur allgemeinen Relativitätstheorie liegt in der Formulierung der Abhängigkeit der Gravitationsstärke von der Entfernung zur Masse, welche die Gravitation verursacht. Diese wird bei der TeVeS mittels eines [[Skalarfeld|Skalar-]], eines [[Tensorfeld|Tensor-]] und eines [[Vektorfeld]]es definiert, während die allgemeine Relativitätstheorie die Raumgeometrie mittels eines einzigen Tensorfeldes darstellt.
 
Die [[w:Skalar-Tensor-Vektor-Gravitationstheorie|'''S'''kalar-'''T'''ensor-'''V'''ektor-'''G'''ravitationstheorie]] (STVG) wurde 2014 von [[w:John Moffat|John Moffat]] entwickelt, nicht zu verwechseln mit der TeVeS. Die STVG wurde erfolgreich für die Berechnung der Rotation von Galaxien, der Masseverteilung von Galaxienhaufen und des Gravitationslinseneffekts des [[w:Bullet-Cluster|Bullet-Cluster]] herangezogen, ohne die Notwendigkeit, Dunkle Materie zu postulieren. Die Theorie bietet darüber hinaus eine Erklärung für den Ursprung des [[Trägheitsprinzip]]s.
 
Die '''Wasserstoffhypothese der Dunklen Materie''' von [[Joachim Stiller]] geht noch wieder einen anderen Weg. Stiller bezweifelt, dass Kepler übrahaupt auf Spieralgalaxien anwendbar ist, weil es sich bei ihnen nicht um "zentralmassendominirte Systeme" handelt, was aber per Definition die Voraussetzung für die Anwendung von Kepler sei. Die Physiker bekämen so föllig haarsträubende Rechnungen. Sie verstünden praktisch ihre einfachsten Grundlagen nicht mehr. Rechnet man aber mit Newton, und nicht mit Kepler, geht die Rechnung plötzlich sauber auf. Dunkle Materie braucht es dann zur Erklärung der Rotationkurven von Spirlagalaxien "nicht" mehr. Trotzdem ist ja ein vielfaches an Masse im Verhältnis zu sichtbaren Materie da, aber eben nur "um" die stellare Scheibe "herum", sozusagen in deren Verlängerung. Und dafür reicht einfacher Waserstoff völlig aus. Eine verblüffende Idee, die leider selten zur Kenntnis genommem und noch seltener überhaupt diskutiert wird. Für einen Nichtakademiker ist ein Plot von "diesem" Kaliber schon eine reife Leistung.
 
== Zitate ==
 
:"Die Rotationskurven sind doch nicht "abgeflacht" (???), sondern "gleichbleibend hoch"... Das ist ein riesengroßer Unterschied... Zumindest vom goetheanistischen Standpunkt..." ([[Joachim Stiller]])
 
== Siehe auch ==
* {{WikipediaDE|Dunkle Materie}}
* {{WikipediaDE|Silk-Dämpfung}}
 
== Literatur ==
'''Bücher'''
* David B. Cline: ''Die Suche nach Dunkler Materie.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' 10, 5, Oktober 2003, {{ISSN|0170-2971}}, S. 44–51.
* David B. Cline (Hrsg.): ''Sources and detection of dark matter and dark energy in the universe.'' Springer, Berlin u. a. 2001, ISBN 3-540-41216-6 ''(Physics and astronomy online library).''
* Ken Freeman, Geoff McNamara: ''In search of dark matter.'' Springer, Berlin u. a. 2006, ISBN 0-387-27616-5 ''(Springer Praxis books in popular astronomy).''
* Dan Hooper: ''Dunkle Materie. Die kosmische Energielücke.'' Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-2030-5 ''(Spektrum-Akademischer-Verlag-Sachbuch).''
* H. V. Klapdor-Kleingrothaus, R. Arnowitt (Hrsg.): ''Dark matter in astro- and particle physics.'' Springer, Berlin u. a. 2005, ISBN 3-540-26372-1.
* Adalbert W. A. Pauldrach: ''Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren?'' Springer Spektrum 2015. ISBN 3642553729.
* Lisa Randall: ''Dunkle Materie und Dinosaurier. Die erstaunlichen Zusammenhänge des Universums.'' S. Fischer, Frankfurt am Main 2016. ISBN 978-3-10-002194-6.
* Wolfgang Rau: ''Auf der Suche nach der Dunklen Materie.'' In: ''Sterne und Weltraum.'' 44, 1, 2005, {{ISSN|0039-1263}}, S. 32–42.
* Robert H. Sanders: ''The Dark Matter Problem. A Historical Perspective.'' Cambridge University Press, Cambridge u. a. 2010, ISBN 978-0-521-11301-4.
* James Trefil: ''Fünf Gründe, warum es die Welt nicht geben kann.'' Rowohlt, Reinbek 1997, ISBN 3-499-19313-2.
* Boris Lemmer, Benjamin Bahr, Rina Piccolo: ''Quirky Quarks: Mit Cartoons durch die unglaubliche Welt der Physik'', Springer Verlag 2017, ISBN 978-3662502587, eBook ISBN 978-3-662-50259-4 (pdf), {{ASIN|B01MQRB6YZ}} (kindle)
 
'''Aufsätze:'''
* Wolfgang Rau: ''Auf der Suche nach der Dunklen Materie.'' In: ''Sterne und Weltraum.'' 44, 1, 2005, {{ISSN|0039-1263}}, S. 32–42.
* David B. Cline: ''Die Suche nach Dunkler Materie.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' 10, 5, Oktober 2003, {{ISSN|0170-2971}}, S. 44–51.
* [[Joachim Stiller]]: [http://joachimstiller.de/download/sonstiges_wasserstoffhypothese2.pdf Das Problem der Dunklen Materie gelöst! - Zur Waserstoffhypothese der Dunklen Materie] PDF
 
== Weblinks ==
{{Commonscat|Dark matter|Dunkle Materie}}
{{Wiktionary}}
* [http://www.wissenschaft-online.de/artikel/1039977 ''Das kosmologische Standardmodell auf dem Prüfstand.''] Spektrum der Wissenschaft, August 2010 (PDF, 10 Seiten, 314&nbsp;KiB).
* [http://people.roma2.infn.it/~dama/web/home.html The DAMA Project]
* [http://www.weltderphysik.de/gebiet/astro/dunkle-materie-und-dunkle-energie/ Artikelsammlung zu Dunkler Materie.] In: ''WeltDerPhysik.de.''
* ''[http://www.issibern.ch/PDF-Files/Spatium_7.pdf In Search of the Dark Matter in the Universe.]'' ISSI-Publikation (englisch, PDF, 695&nbsp;KiB).
* {{Webarchiv | url=http://timms.uni-tuebingen.de/Browser/Browser01.aspx?path=/Universit%C3%A4t+T%C3%BCbingen/Mathematisch-Naturwissenschaftliche+Fakult%C3%A4t/Physik/Lecture+Astroparticle+Physics+-+Dark+Matter+SoSe+2005/ | archive-is=20130212091325 | text=''Dark Matter.''}}. Lecture Astroparticle Physics. Videoaufzeichnungen einer Vorlesung zum Thema ''Dunkle Materie.'' Auf TIMMS, dem Tübinger Internet Multimedia Server der Universität Tübingen.
* [https://www.ingenieur.de/technik/fachbereiche/raumfahrt/dunkle-materie-forscher-machen-spektakulaere-entdeckung/?utm_source=pocket-newtab-global-de-DE Materie im Weltall vielleicht gleichmäßiger verteilt, als gedacht] Weblink
 
== Einzelnachweise ==
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Version vom 10. August 2020, 14:02 Uhr

Die beobachtete Umlaufgeschwindigkeit von Sternen ist in den Außenbereichen von Galaxien höher, als auf Basis der sichtbaren Materie zu erwarten ist.

Dunkle Materie ist eine postulierte Form von Materie, die nicht direkt sichtbar ist, aber über die Gravitation wechselwirkt. Ihre Existenz wird postuliert, weil im Standardmodell der Kosmologie 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 deutlich höher, als man es allein auf Grund der Gravitation der Sterne, Gas- und Staubwolken erwarten würde.

Auch für die beobachtete Stärke des Gravitationslinseneffekts wird Dunkle Materie postuliert. Nach derzeitigen Erkenntnissen ist demnach nur etwa ein Sechstel der Materie sichtbar und im Standardmodell der Elementarteilchenphysik erfasst. Die Natur der Dunklen Materie ist eine wichtige offene Frage der Kosmologie.

Existenz und Bedeutung

Materie- bzw. Energieanteil des Universums zum jetzigen Zeitpunkt (oben) und zur Entkopplungszeit, 380.000 Jahre nach dem Urknall (unten). Die Bezeichnung „Atome“ steht hier für „normale Materie“. Auch über die Natur der Dunklen Energie ist wenig bekannt.

Nach dem Dritten Keplerschen Gesetz und dem Gravitationsgesetz müsste die Umlaufgeschwindigkeit der Sterne mit wachsendem Abstand vom Galaxiezentrum, um das sie rotieren, 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.[1]

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 etwa fünfmal so hoch ist wie derjenige der gewöhnlichen (sichtbaren) Materie. Auch Photonen und Neutrinos zählen als Materie, sind aber gleichmäßig verteilt und an den beobachteten Gravitationseffekten nicht wesentlich beteiligt.

Indizien für die Existenz Dunkler Materie

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.[2] Ein beträchtlicher Teil der größeren Kugelsternhaufen (über 1 Mio Sonnenmassen) der Galaxie NGC 5128 enthält überwiegend Dunkle Materie.[3]

Beobachtungsgeschichte

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 vermutete 1932 die Existenz Dunkler Materie im Bereich der Scheibe der Milchstraße aufgrund seiner Untersuchungen zur Anzahldichte und Geschwindigkeitsverteilung senkrecht zur Scheibe von verschiedenen Sternpopulationen und für verschiedene Abstände zur Scheibe. Er ermittelte daraus eine Massendichte in der Scheibe (in der Umgebung der Sonne) von 0,092 Sonnenmassen pro Kubikparsec, was weit größer war als die damals bekannte Dichte von 0,038  in Form von Sternen.[4] Der heutige Wert der mit ähnlichen Methoden erschlossenen Dichte beträgt 0,1 bis 0,11 ; allerdings wurde ein Großteil der Diskrepanz als Gas und Staub identifiziert, zusammen mit der stellaren Masse 0,095 .[5]

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 die 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.[6]

Modelle und Simulationen

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 etwa hälftig in selbstleuchtende (beispielsweise Sterne) und nicht selbstleuchtende Komponenten wie Planeten und vor allem kaltes Gas.

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. Aufgrund der Feststellung, dass Strukturen in der Verteilung der Dunklen Materie bevorzugt in den Halos der Galaxien konzentriert sind, lassen sich großräumige Netzstrukturen beobachteter Galaxie-Verteilungen mit Computersimulationen großräumiger, aber leider nicht-beobachtbarer Netze Dunkler Materie vergleichen, wobei mathematische Theoreme über die statistische Struktur solcher Netze nützlich sind.[7]

Eine weitere Vorhersage dieser Simulationen ist das charakteristische Strahlungsmuster,[8] das entsteht, wenn Dunkle Materie durch Annihilationsprozesse Gammastrahlung aussendet.

Mögliche Formen Dunkler Materie

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

Baryonische Materie besteht aus Baryonen (Protonen und Neutronen) und Leptonen (insbesondere Elektronen), wobei die Baryonen den weitaus größeren Massenanteil ausmachen (die Ruhemasse von Protonen/Neutronen ist etwa das 1800fache von Elektronen).

Kaltes Gas

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

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

Ernstzunehmende Kandidaten waren Braune Zwerge, die zu den MACHOs (Massive astrophysical compact halo objects) gezählt werden. Es handelt sich dabei um Himmelskörper, in denen der Druck so gering ist, dass statt Wasserstoff- nur Deuteriumfusion stattfinden kann, wodurch sie nicht im sichtbaren Spektrum leuchten. 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.

Nichtbaryonische Dunkle Materie

Anapole Majorana-Fermionen

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, das bewirkt, dass ein elektrisches Feld in diesem Torus (Reifen) kreisförmig eingeschlossen bleibt und sich dadurch nicht äußerlich bemerkbar macht.[9][10] 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 Seesaw-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 GERDA[11] oder EXO[12] gesucht.

Heiße Dunkle Materie (HDM)

Neutrinos galten lange Zeit als naheliegende Kandidaten für heiße Dunkle Materie, da ihre Existenz bereits gesichert ist, im Gegensatz zu anderen Kandidaten für Dunkle Materie. Allerdings ist die maximale Masse der Neutrinos nach neueren Erkenntnissen 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.

Ein weiterer Kandidat aus dem Neutrino-Sektor ist ein schweres steriles Neutrino, dessen Existenz aber ungeklärt ist. Aufgrund der „Sterilität“ könnte es sehr viel massiver sein als die Standardmodell-Neutrinos.

Kalte Dunkle Materie (CDM)

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 (eng. Weakly Interacting Massive Particles, dt. schwach wechselwirkende massive Teilchen). WIMPs lassen sich mit einer hierarchischen Entstehung des Universums vereinbaren.

Kandidaten ergeben sich aus der Theorie der Supersymmetrie, die die Anzahl der Elementarteilchen 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“.[13][14][15]

Andererseits wollen Forscher mit tiefgekühlten Halbleiterdetektoren (CDMS, Cryogenic Dark Matter Search) im Soudan Underground Laboratory drei Stoßereignisse von WIMPs mit Atomkernen beobachtet haben – bei geschätzt 0,7 Hintergrundereignissen.[16][17]

Ein weiterer Hinweis kommt von der Zusammensetzung der Kosmischen Strahlung: Für Teilchenenergien jenseits 10 GeV werden unerwartet viele Positronen gefunden (Antiteilchen des Elektrons). Erste solche Messungen kamen vom Experiment PAMELA[18][19] auf dem russischen Satelliten Resurs-DK1 und vom Fermi Gamma-ray Space Telescope[20]. Genauere Daten, insbesondere eine niedrigere obere Grenze für die Anisotropie,[21] liefert seit Mai 2011 das Alpha-Magnet-Spektrometer an Bord der ISS. Eine Erklärung für den Überschuss an Positronen wäre die Paarvernichtung kollidierender Dunkle-Materie-Teilchen. Die gemessene Positronenverteilung ist allerdings auch vereinbar mit Pulsaren als Positronenquelle oder mit speziellen Effekten während der Ausbreitung der Teilchen. Es wird erhofft, dass nach längerer Messzeit genügend Daten vorhanden sind, sodass Klarheit über die Ursache des Positronenüberschusses gewonnen werden kann.

Axionen

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

Alternativen zu Dunkler Materie

Namhafte Astrophysiker wie Jacob Bekenstein und John Moffat haben die umstrittene MOND-Hypothese (Modifizierte Newtonsche Dynamik) weiterentwickelt, nach der die Äquivalenz von träger und schwerer Masse bei extrem kleinen Beschleunigungen nicht mehr gilt.

Die TeVeS (Tensor-Vektor-Skalar-Gravitationstheorie) wurde 2004 erstmals von Jacob Bekenstein formuliert. Der Hauptunterschied zur allgemeinen Relativitätstheorie liegt in der Formulierung der Abhängigkeit der Gravitationsstärke von der Entfernung zur Masse, welche die Gravitation verursacht. Diese wird bei der TeVeS mittels eines Skalar-, eines Tensor- und eines Vektorfeldes definiert, während die allgemeine Relativitätstheorie die Raumgeometrie mittels eines einzigen Tensorfeldes darstellt.

Die Skalar-Tensor-Vektor-Gravitationstheorie (STVG) wurde 2014 von John Moffat entwickelt, nicht zu verwechseln mit der TeVeS. Die STVG wurde erfolgreich für die Berechnung der Rotation von Galaxien, der Masseverteilung von Galaxienhaufen und des Gravitationslinseneffekts des Bullet-Cluster herangezogen, ohne die Notwendigkeit, Dunkle Materie zu postulieren. Die Theorie bietet darüber hinaus eine Erklärung für den Ursprung des Trägheitsprinzips.

Die Wasserstoffhypothese der Dunklen Materie von Joachim Stiller geht noch wieder einen anderen Weg. Stiller bezweifelt, dass Kepler übrahaupt auf Spieralgalaxien anwendbar ist, weil es sich bei ihnen nicht um "zentralmassendominirte Systeme" handelt, was aber per Definition die Voraussetzung für die Anwendung von Kepler sei. Die Physiker bekämen so föllig haarsträubende Rechnungen. Sie verstünden praktisch ihre einfachsten Grundlagen nicht mehr. Rechnet man aber mit Newton, und nicht mit Kepler, geht die Rechnung plötzlich sauber auf. Dunkle Materie braucht es dann zur Erklärung der Rotationkurven von Spirlagalaxien "nicht" mehr. Trotzdem ist ja ein vielfaches an Masse im Verhältnis zu sichtbaren Materie da, aber eben nur "um" die stellare Scheibe "herum", sozusagen in deren Verlängerung. Und dafür reicht einfacher Waserstoff völlig aus. Eine verblüffende Idee, die leider selten zur Kenntnis genommem und noch seltener überhaupt diskutiert wird. Für einen Nichtakademiker ist ein Plot von "diesem" Kaliber schon eine reife Leistung.

Zitate

"Die Rotationskurven sind doch nicht "abgeflacht" (???), sondern "gleichbleibend hoch"... Das ist ein riesengroßer Unterschied... Zumindest vom goetheanistischen Standpunkt..." (Joachim Stiller)

Siehe auch

Literatur

Bücher

  • David B. Cline: Die Suche nach Dunkler Materie. In: Spektrum der Wissenschaft. 10, 5, Oktober 2003, ISSN 0170-2971, S. 44–51.
  • David B. Cline (Hrsg.): Sources and detection of dark matter and dark energy in the universe. Springer, Berlin u. a. 2001, ISBN 3-540-41216-6 (Physics and astronomy online library).
  • Ken Freeman, Geoff McNamara: In search of dark matter. Springer, Berlin u. a. 2006, ISBN 0-387-27616-5 (Springer Praxis books in popular astronomy).
  • Dan Hooper: Dunkle Materie. Die kosmische Energielücke. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2009, ISBN 978-3-8274-2030-5 (Spektrum-Akademischer-Verlag-Sachbuch).
  • H. V. Klapdor-Kleingrothaus, R. Arnowitt (Hrsg.): Dark matter in astro- and particle physics. Springer, Berlin u. a. 2005, ISBN 3-540-26372-1.
  • Adalbert W. A. Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren? Springer Spektrum 2015. ISBN 3642553729.
  • Lisa Randall: Dunkle Materie und Dinosaurier. Die erstaunlichen Zusammenhänge des Universums. S. Fischer, Frankfurt am Main 2016. ISBN 978-3-10-002194-6.
  • Wolfgang Rau: Auf der Suche nach der Dunklen Materie. In: Sterne und Weltraum. 44, 1, 2005, ISSN 0039-1263, S. 32–42.
  • Robert H. Sanders: The Dark Matter Problem. A Historical Perspective. Cambridge University Press, Cambridge u. a. 2010, ISBN 978-0-521-11301-4.
  • James Trefil: Fünf Gründe, warum es die Welt nicht geben kann. Rowohlt, Reinbek 1997, ISBN 3-499-19313-2.
  • Boris Lemmer, Benjamin Bahr, Rina Piccolo: Quirky Quarks: Mit Cartoons durch die unglaubliche Welt der Physik, Springer Verlag 2017, ISBN 978-3662502587, eBook ISBN 978-3-662-50259-4 (pdf), ASIN B01MQRB6YZ (kindle)

Aufsätze:

Weblinks

Commons: Dunkle Materie - Weitere Bilder oder Audiodateien zum Thema
 Wiktionary: Dunkle Materie – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Einzelnachweise

  1. Klaas S. de Boer. Dunkle Materie. Weshalb? Wie viel? Wo?. www.astro.uni-bonn.de. Abgerufen am 15. April 2009.
  2. 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. 2009. arxiv:0902.3932v3
  3. Matthew A. Taylor u. a.: Observational Evidence for a Dark Side to NGC 5128’s Globular Cluster System. ApJ 805, 2015, S. 65. doi:10.1088/0004-637X/805/1/65 (online).
  4. J.H. Oort, Bull. Astr. Inst. Neth. VI, 1932, S. 249–287. bibcode:1932BAN.....6..249O.
  5. V.I. Korchagin u. a.: Local Surface Density of the Galactic Disk from a 3-D Stellar-Velocity Sample. 2003 (arxiv:astro-ph/0308276).
  6.  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
  7. Herbert Wagner: Morphometrie von Mustern. In: Physik Journal. Bd. 15 (8/9), S. 41–45, (2016), speziell Abb. 3, 4 und 5.
  8. Charakteristisches Strahlungsmuster
  9. Simple theory may explain dark matter. Phys.org, 10. Juni 2013, abgerufen am 11. Juni 2013 (english).
  10. 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 (english).
  11.  M.Agostini u. a.: Results on neutrinoless double beta decay of 76Ge from GERDA Phase I. In: Phys. Rev. Lett. 111, 20. November 2013, S. 122503, doi:10.1103/PhysRevLett.111.122503.
  12. Enriched Xenon Observatory
  13. Studie weckt massive Zweifel an Existenz Dunkler Materie. Pressemitteilung der Universität Bonn, 10. Juni 2010.
  14. Dunkle Materie in der Krise. Online-Zeitung der Universität Wien, 18. November 2010.Vorlage:Dead link
  15. P. Kroupa u. a.: Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology. Towards a new paradigm for structure formation. Astronomy & Astrophysics, Volume 523, November-December 2010.
  16. Texas A&M University: Dark Matter Search Results Indicate First Hint of WIMP-like Signal. April 2013.
  17. R. Agnese (CDMS Collaboration): Dark Matter Search Results Using the Silicon Detectors of CDMS II. arxiv:1304.4279, April 2013.
  18. O. Adriani u. a. (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).
  19. Bob Yirka: New data from PAMELA provides better measure of positrons. Bei: phys.org. Aug. 2013.
  20. 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.
  21. 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.


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