Wie berechnen Wissenschaftler den Anteil dunkler Energie im Universum?

Es gibt (mindestens) vier Arten, wie der dunkle Energiegehalt des Universums Dinge beeinflusst, die wir beobachten können

1. Der kosmische Mikrowellenhintergrund wurde im frühen Universum gebildet, als sich zum ersten Mal Atome (aus Wasserstoff) bildeten und das Universum für die darin enthaltene Strahlung transparent wurde. Es gibt kleine Schwankungen im CMB, die kleine Unterschiede in der Dichte von Regionen innerhalb des Universums zum Zeitpunkt dieser "Entkopplung" von Strahlung und Materie widerspiegeln. Wie groß (in Bezug auf einen Winkel am Himmel) diese Regionen jetzt aussehen, hängt von der anschließenden Expansionsrate des Weltraums ab, und diese wiederum hängt sowohl von der Menge an gravitativer Materie (die die anfängliche Expansion verlangsamt) als auch von der Menge an dunkler Energie ab (was die Expansion beschleunigt). Daher erlaubt die Winkelgröße der Schwankungen (etwa 1 Grad) im CMB im Großen und Ganzen, auf die Menge an dunkler Energie zu schließen.

2. Die Expansion des Universums kann auch mit handelsüblichen Kerzen verfolgt werden. Das heißt, wir können die Helligkeit von etwas messen, daraus schließen, wie weit es entfernt sein muss, und dann messen, wie schnell es sich von uns entfernt. In einem verlangsamten Universum, das nur gravitative Materie enthält, wäre die Expansionsrate in der Vergangenheit viel größer gewesen und würde sich in den Rezessionsgeschwindigkeiten weiter entfernter Objekte zeigen, die so gesehen werden, wie sie in der fernen Vergangenheit waren. Beobachtungen von Supernovae vom Typ Ia – Standardkerzen, die aus den Explosionen von Weißen Zwergen mit nahezu einer festen Masse und mit einer extrem konstanten Spitzenhelligkeit entstehen – widerlegen diese Erwartung. Stattdessen scheint sich die Expansion des Universums zu beschleunigen, und dies wird dunkler Energie zugeschrieben. Auch diese Interpretation ist nicht völlig unabhängig von den anderen kosmologischen Parametern.

3. Die großräumige Struktur des Universums hängt sowohl von der Menge an Gravitationsmaterie (insbesondere dunkler Materie, die bereits vor der Entkopplung von normaler Materie und Strahlung zusammenklumpen konnte) als auch von der Menge an dunkler Energie ab. Modelle zur Entstehung von Galaxienhaufen und Fadenstrukturen im Universum deuten darauf hin, dass die Reichweite und das Ausmaß der Strukturen, die wir heute im Universum sehen, im Detail von der Natur der Dunklen Materie, aber auch von der Natur der Dunklen Energie abhängen. Der Vergleich dieser Modelle mit Beobachtungen führt zu Einschränkungen, wie viel dunkle Energie vorhanden sein muss.

4. In den 80er und frühen 90er Jahren gab es eine Art Krise in der Kosmologie. Wenn man die aktuelle Expansionsrate des Universums misst und in die Zeit zurückrechnet, kann man berechnen, wie lange der Urknall zurückliegt. Die Durchführung dieser Übung unter der Annahme, dass sich die Expansion des Universums aufgrund der darin enthaltenen Gravitationsmaterie mit der Zeit nur verlangsamt, führte zu einem Alter von etwa 10 Milliarden Jahren. Die ältesten Sterne im Universum schienen jedoch mindestens 12 Milliarden Jahre alt zu sein! Dunkle Energie löst dieses Problem, indem sie es der Expansion erlaubt, sich mit der Zeit zu beschleunigen, nachdem eine anfängliche Gravitationsverzögerung stattgefunden hat. Eine Hochrechnung auf Basis der aktuellen Expansionsrate führt somit zu einem zu jungen Alter. Stattdessen beträgt ein revidiertes extrapoliertes Alter für das Universum, einschließlich dunkler Energie, 13.

Das Zusammenfügen all dieser Dinge führt zum sogenannten „Konkordanz“- oder Lambda-CDM-Modell für das Universum (siehe Bild, adaptiert von Kowalski et al. 2008 ). Diese besagt, dass 68 % der gesamten Energiedichte im Universum in Form von „dunkler Energie“ vorliegt, die die Expansion des Universums beschleunigt.