Kosmologie für Fußgänger

Wellenlängen flach gegen null abfällt. Je nach Temperatur des Schwarzen Körpers verschiebt sich das Maximum der Kurve: bei hohen Temperaturen zu kurzen Wellenlängen hin, bei niedrigen zu langen Wellenlängen. Die charakteristische Form der Kurve bleibt aber immer erhalten. Um das gesamte Spektrum eines Schwarzen Körpers zu erfassen, muss man also nicht nur die Stärke der Strahlung bei einer bestimmten Wellenlänge messen, sondern auch bei vielen Wellenlängen im Bereich um das Maximum.
    Nach diesem kleinen Ausflug in die Physik ist uns verständlich, was mit kosmischer Hintergrundstrahlung gemeint ist: Sie ist nichts anderes als die Strahlung der Materie des frühen Universums, die sich im thermodynamischen Gleichgewicht mit der Umgebung, dem Strahlungsfeld des Universums, befindet und die sich ungestört von freien Elektronen im Kosmos nach allen Richtungen gleichmäßig ausbreitet. 300 000 Jahre nach dem Urknall war das Universum, also Materie und Strahlung, etwa 3000 Kelvin heiß, und das Maximum der Strahlung lag im infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Mit der Expansion des Universums nahm auch die Wellenlänge zu, und zwar direkt proportional zu der nach allen Seiten erfolgenden Ausdehnung. Das entspricht dann der Strahlung eines entsprechend kälteren Schwarzen Körpers. Seit damals hat sich der Kosmos ungefähr um den Faktor 1000 ausgedehnt und ist um den gleichen Faktor kälter geworden. Folglich muss sich auch die charakteristische Kurve der Schwarzkörperstrahlung nach längeren Wellenlängen verschoben haben. Das Strahlungsmaximum sollte heute im Bereich der kurzwelligen Radiostrahlung, bei etwa zwei Millimetern, liegen. Wenn es also einen Urknall gegeben hat und das Universum in seiner Frühzeit sehr heiß war, dann müsste man gegenwärtig aus allen Richtungen des Kosmos eine gleich starke Strahlung empfangen können, die jener eines ungefähr drei Grad über dem absoluten Nullpunkt warmen Schwarzen Körpers entspricht.
    In der Tat entdeckten Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson von den Bell-Telephone-Laboratorien in Crawford Hill im Jahre 1964, eher aus Zufall, eine aus allen Richtungen einfallende Strahlung, bei der es sich um die hypothetische Schwarzkörperstrahlung handeln konnte. Weitere Untersuchungen und genauere Messungen unterschiedlicher Gruppen in den Jahren bis 1980 lieferten dann schrittweise immer mehr Messpunkte, die zu einem Schwarzkörperspektrum bei einer Temperatur von 2,7 Kevin passten.
    Im November 1989 startete dann die NASA den Satelliten COBE (Cosmic Background Explorer). Mit ihm konnte, unbeeinflusst durch die irdische Atmosphäre, das Spektrum der Hintergrundstrahlung mit vier verschiedenen Messinstrumenten aufgezeichnet werden. Zwei Monate nach dem Start legte das COBE-Team das Ergebnis vor. Bei 67 unterschiedlichen Wellenlängen hatte man die Intensität der kosmischen Hintergrundstrahlung gemessen. Die Messpunkte lagen exakt auf der spektralen Verteilungskurve eines Schwarzen Körpers einer Temperatur von 2,7 Kelvin. Damit war eindeutig die Expansion des Universums bewiesen und die Urknalltheorie nicht mehr zu widerlegen.

Das Alter des Universums
    Eine weitere wichtige Frage ist die nach dem Alter des Universums. Wie viel Zeit ist vergangen vom Urknall bis heute? Hier kann uns wieder das Hubble’sche Gesetz helfen. Wie wir schon erfahren haben, treffen sich alle Objekte bei einer gedachten Rückwärtsentwicklung des Universums in einem Punkt. Wie lange ein Objekt dazu braucht, bis es von heute an gerechnet diesen Punkt erreicht, kann man bestimmen. Dazu muss man den momentanen Abstand des Objekts durch seine Geschwindigkeit dividieren. Damit erhalten wir eine erste einfache Gleichung. Andererseits ermittelt man die Geschwindigkeit der einzelnen Objekte, indem man die Hubblekonstante mit der Entfernung der Objekte multipliziert. Das ergibt eine zweite Gleichung. Wenn man jetzt die Geschwindigkeit in der zweiten Gleichung durch den Ausdruck für die Geschwindigkeit in der ersten Gleichung ersetzt, fällt die Entfernung der Objekte aus der Gleichung heraus und man gelangt zu dem Resultat, dass die Zeit, die das Universum benötigt, um wieder zusammenzuschnurren, gleich eins dividiert durch die Hubblekonstante ist. Diese Zeit, die man auch als Hubblezeit bezeichnet, ist also gleich dem Zeitpunkt, zu dem von heute an gerechnet alle Objekte des Universums, also sämtliche Galaxien, Sterne und dergleichen im selben Punkt konzentriert waren. Da umgekehrt,