Was bedeutet „fehlende Materie“?
Wenn Astronomen von fehlender Materie sprechen, meinen sie in diesem Fall nicht die rätselhafte Dunkle Materie. Es geht vielmehr um gewöhnliche Materie, die in der Fachsprache als baryonische Materie bezeichnet wird.
Baryonen sind Teilchen wie Protonen und Neutronen. Sie bilden die Atomkerne und damit praktisch alles, was uns im Alltag begegnet: Menschen, Tiere, Pflanzen, Gesteine, Planeten, Sterne und interstellare Gaswolken.
Kurz nach dem Urknall bestanden ungefähr 17 Prozent der gesamten Materie aus Baryonen. Die übrigen etwa 83 Prozent entfielen auf Dunkle Materie. Diese Prozentangaben beziehen sich ausschließlich auf die Materie des Universums und nicht auf die zusätzlich vorhandene Dunkle Energie.
Die ursprüngliche Menge der baryonischen Materie lässt sich relativ genau aus mehreren kosmologischen Beobachtungen ableiten. Dazu gehören die Häufigkeit leichter Elemente und die feinen Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung.
Als Astronomen jedoch versuchten, diese Materie im heutigen Universum wiederzufinden, trat ein Problem auf. Nur ein kleiner Anteil steckt in Sternen, Planeten und leicht sichtbaren Gaswolken innerhalb von Galaxien. Ein großer Teil war mit herkömmlichen Teleskopen nur schwer oder überhaupt nicht nachweisbar.
Warum ist extrem dünnes Gas so schwer zu beobachten?
Gas im Inneren einer Galaxie kann vergleichsweise dicht sein. Dort entstehen Molekülwolken und neue Sterne. Außerhalb der sichtbaren Galaxienscheibe nimmt die Dichte jedoch stark ab.
Im Raum zwischen Galaxien kann die durchschnittliche Dichte stellenweise nur noch ungefähr einem Proton pro Kubikmeter entsprechen. Zum Vergleich: Selbst ein technisch erzeugtes Vakuum auf der Erde enthält gewöhnlich noch sehr viel mehr Teilchen.
Die geringe Dichte erzeugt nur schwache elektromagnetische Strahlung. Besonders heißes Gas kann zwar Röntgenstrahlung aussenden, doch die Intensität dieser Strahlung hängt stark von der Dichte ab. Ist das Gas extrem dünn, wird das Signal so schwach, dass selbst leistungsfähige Röntgenteleskope an ihre Grenzen kommen.
Ein weiteres Problem besteht darin, dass das Gas nicht unbedingt in einer kompakten Wolke versammelt ist. Es kann sich über Millionen Lichtjahre verteilen. Damit besitzt es zwar insgesamt eine enorme Masse, erscheint aber an jedem einzelnen Ort außerordentlich schwach.
Schnelle Radioblitze als kosmische Scheinwerfer
Die Forschenden nutzten für ihre Untersuchung sogenannte Fast Radio Bursts, abgekürzt FRBs. Dabei handelt es sich um extrem kurze und zugleich sehr helle Impulse von Radiowellen.
Ein einzelner Ausbruch dauert häufig nur wenige Millisekunden. Trotzdem kann dabei in Radiowellen eine gewaltige Energiemenge freigesetzt werden. Die Quellen liegen meist in weit entfernten Galaxien, teilweise Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt.
Der genaue Entstehungsmechanismus aller FRBs ist noch nicht vollständig geklärt. Für viele dieser Ausbrüche gelten stark magnetisierte Neutronensterne als wahrscheinliche Quelle. Für die neue Untersuchung war jedoch weniger entscheidend, wodurch die Blitze entstehen, sondern was während ihrer Reise durch das Universum mit ihren Radiowellen geschieht.
Eine weit entfernte Quelle sendet einen extrem kurzen Impuls mit vielen unterschiedlichen Radiofrequenzen aus.
Auf dem Weg zur Erde passiert der Blitz die Heimatgalaxie, den intergalaktischen Raum und die Milchstraße.
Niedrigere Radiofrequenzen bewegen sich im ionisierten Gas etwas langsamer als höhere Frequenzen.
Aus der zeitlichen Verzögerung berechnen Forschende, wie viele freie Elektronen sich entlang des Weges befanden.
Die charakteristische Dispersion
Ein Fast Radio Burst wird nicht bei allen Frequenzen gleichzeitig am Teleskop registriert. Die höherfrequenten Bestandteile erreichen den Detektor etwas früher. Niedrigere Frequenzen treffen geringfügig später ein.
Die Ursache ist das elektrisch geladene Plasma, das der Radioblitz auf seinem Weg durchquert. Plasma enthält freie Elektronen. Diese wechselwirken mit den Radiowellen und erzeugen eine frequenzabhängige Verzögerung.
In einer grafischen Darstellung sieht das ursprünglich kurze Signal deshalb wie eine gebogene oder auseinandergezogene Spur aus. Dieser Effekt wird Dispersion genannt.
Die sogenannte Dispersionsmaßzahl, im Englischen „Dispersion Measure“ oder DM, entspricht vereinfacht der aufsummierten Zahl freier Elektronen entlang der gesamten Sichtlinie:
DM = Summe der freien Elektronen entlang des Signalwegs
Je mehr ionisiertes Gas der Radioblitz passiert, desto größer ist die Dispersion. FRBs funktionieren dadurch wie kurze Lichtblitze hinter einer Nebelwand: Der Blitz macht das Hindernis nicht direkt sichtbar, verrät aber durch seine Veränderung, wie viel Material sich auf dem Weg befand.
Der große Vorteil besteht darin, dass diese Methode auch sehr heißes und sehr dünnes Gas erfasst. Das Plasma muss nicht selbst hell leuchten. Es muss lediglich zwischen der FRB-Quelle und der Erde liegen.
Eine Messung enthält mehrere Schichten
Die Dispersion eines Radioblitzes stammt nicht ausschließlich aus dem Raum zwischen den Galaxien. Das Signal passiert mehrere Regionen:
- die unmittelbare Umgebung seiner Quelle,
- die Heimatgalaxie des Radioblitzes,
- Gaswolken und Galaxiengruppen entlang der Sichtlinie,
- das großräumige intergalaktische Medium,
- den Halo der Milchstraße und
- die ionisierte Materie innerhalb unserer Galaxie.
Eine einzelne FRB-Messung verrät daher zunächst nur die gesamte Elektronenmenge entlang eines sehr langen Weges. Sie zeigt nicht automatisch, an welcher Stelle sich diese Elektronen befinden.
Genau hier setzt die neue Methode an. Anstatt einzelne Radioblitze isoliert zu betrachten, verglich das Team Tausende FRB-Sichtlinien statistisch mit der bekannten Verteilung von Millionen Galaxien.
CHIME registriert die Radioblitze
Die Radiodaten stammen vom Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment, kurz CHIME. Das Radioteleskop befindet sich in der kanadischen Provinz British Columbia.
CHIME besteht nicht aus einer beweglichen Parabolantenne. Die Anlage besitzt vier lange, halbkreisförmige Reflektoren. Während sich die Erde dreht, wandert der Himmel täglich durch das Beobachtungsfeld des Instruments.
Ursprünglich wurde CHIME unter anderem für die Untersuchung der großräumigen Verteilung von Wasserstoff gebaut. Seine enorme digitale Signalverarbeitung macht das Instrument jedoch besonders gut geeignet, um den Himmel nach kurzen Radioblitzen abzusuchen.
Für die in Physical Review Letters veröffentlichte Analyse wurden 2.870 FRBs aus dem zweiten CHIME/FRB-Katalog verwendet.
DESI kartiert Millionen Galaxien
Die zweite entscheidende Datenquelle war der Dark Energy Spectroscopic Instrument Legacy Imaging Survey. DESI ist am Mayall-Teleskop des Kitt Peak National Observatory im US-Bundesstaat Arizona installiert.
Das Instrument untersucht das Licht von Millionen Galaxien. Daraus lassen sich unter anderem ihre Positionen und Entfernungsbereiche bestimmen. Für die neue Studie standen die Positionen von knapp sechs Millionen Galaxien zur Verfügung.
Das Team teilte die Galaxien in fünf Entfernungsbereiche mit Rotverschiebungen zwischen ungefähr 0,05 und 0,5 ein. Anschließend wurde überprüft, ob FRB-Sichtlinien in Regionen mit vielen Vordergrundgalaxien systematisch eine höhere Dispersion aufweisen als Sichtlinien durch weniger dicht besetzte Himmelsregionen.
Kreuzkorrelation statt Einzelbeobachtung
Der statistische Kern des Verfahrens ist eine sogenannte Kreuzkorrelation. Dabei werden zwei unterschiedliche Himmelskarten miteinander verglichen:
- eine Karte der gemessenen FRB-Dispersionen und
- eine Karte der räumlichen Galaxienverteilung.
Die Forschenden fragten vereinfacht: Ist die Dispersion der Radioblitze dort größer, wo sich entlang der Sichtlinie besonders viele Galaxien und Galaxiengruppen befinden?
Die Antwort war eindeutig. Himmelsbereiche mit einer höheren Galaxiendichte zeigten im Durchschnitt auch eine erhöhte Elektronensäule. Das zusätzliche Plasma war also räumlich mit der kosmischen Galaxienstruktur verbunden.
Die Korrelation wurde mit einer Signifikanz von 4,9 Sigma nachgewiesen. In der Teilchenphysik und Kosmologie gilt ein Ergebnis in dieser Größenordnung als sehr stark. Es handelt sich um die erste eindeutige Messung einer räumlichen Korrelation zwischen der FRB-Dispersion und der großräumigen kosmischen Struktur mit dieser Methode.
Die Materie bildet keine kompakte Kugel
Das Ergebnis zeigt nicht nur, dass das Gas vorhanden ist. Es liefert auch Informationen darüber, wie weit es um Galaxien und Galaxiengruppen verteilt ist.
Eine große Galaxie kann einen sichtbaren Durchmesser von einigen hunderttausend Lichtjahren besitzen. Das nachgewiesene Plasma reicht jedoch bis zu ungefähr vier Millionen Lichtjahre von den Galaxiengruppen weg.
Die baryonische Materie befindet sich demnach nicht ausschließlich in einer kompakten Hülle direkt um die sichtbaren Galaxien. Sie bildet ausgedehnte, diffuse Wolken, die weit in den intergalaktischen Raum hineinreichen und sich teilweise mit den Gasgebieten benachbarter Galaxien überlagern.
Galaktische Springbrunnen
Wie gelangt das Gas so weit nach außen? Die wahrscheinlichste Erklärung sind energetische Rückkopplungsprozesse innerhalb der Galaxien. In der Astrophysik werden diese Vorgänge unter dem Begriff „Feedback“ zusammengefasst.
Supernovaexplosionen
Massereiche Sterne beenden ihr Leben häufig in gewaltigen Explosionen. Dabei werden nicht nur schwere Elemente erzeugt und verteilt. Die Stoßwellen erhitzen auch das umgebende Gas und können es aus der Galaxienscheibe hinausbeschleunigen.
Stellare Winde
Junge, massereiche Sterne geben kontinuierlich Materie und Energie an ihre Umgebung ab. In Regionen mit intensiver Sternentstehung können sich viele dieser Winde verbinden und großräumige Gasströme erzeugen.
Aktive Schwarze Löcher
Im Zentrum vieler Galaxien befindet sich ein supermassereiches Schwarzes Loch. Fällt Materie in dessen Umgebung, kann ein Teil der frei werdenden Energie in Strahlung, Teilchenwinde oder gebündelte Jets umgewandelt werden.
Diese Prozesse können das Gas einer Galaxie stark aufheizen und teilweise aus ihrem gravitativen Halo hinaustreiben. Besonders in Galaxiengruppen scheint dieses Feedback einen großen Teil der baryonischen Materie aus den inneren Bereichen entfernt zu haben.
Haochen Wang vergleicht Galaxien deshalb sinngemäß mit Springbrunnen: Materie strömt hinein, beteiligt sich möglicherweise an der Sternentstehung und wird durch explosive oder aktive Prozesse erneut weit nach außen geschleudert.
Warum ist die große Ausdehnung überraschend?
Kosmologische Computersimulationen versuchen, die Entstehung von Galaxien über Milliarden Jahre nachzubilden. Dabei müssen sie sowohl die Wirkung der Gravitation als auch komplexe Vorgänge wie Sternentstehung, Supernovae und Schwarze-Loch-Aktivität berücksichtigen.
Viele dieser Prozesse laufen auf Skalen ab, die selbst mit leistungsfähigen Supercomputern nicht vollständig aufgelöst werden können. Die Simulationen verwenden daher vereinfachte Modelle, sogenannte Subgrid-Modelle.
Die neue Messung deutet darauf hin, dass einige Simulationen die Reichweite oder Stärke des galaktischen Feedbacks unterschätzen. Das Gas wird offenbar weiter aus den Galaxiengruppen hinausgedrückt, als in vielen Modellen angenommen.
In der begutachteten Studie wird eine charakteristische Skala von ungefähr 0,84 Megaparsec angegeben. Ein Megaparsec entspricht etwa 3,26 Millionen Lichtjahren. Unter Berücksichtigung der Messunsicherheit passt dieses Ergebnis zu einem sehr weiträumig verteilten Plasma rund um Galaxiengruppen.
Die Forschenden betonen jedoch, dass die genaue Interpretation noch von der Modellierung abhängt. Die Methode liefert einen starken statistischen Nachweis, aber noch keine vollständige dreidimensionale Karte jeder einzelnen Gaswolke.
Warum Feedback für die Galaxienentwicklung entscheidend ist
Ohne Rückkopplungsprozesse würden viele theoretische Galaxien zu schnell zu viele Sterne bilden. Gas könnte unter dem Einfluss der Gravitation in die Galaxien fallen, abkühlen und beinahe ungebremst neue Sterne hervorbringen.
Beobachtete Galaxien enthalten jedoch häufig weniger Sterne, als ein solches einfaches Modell erwarten ließe. Supernovae, Sternwinde und aktive Schwarze Löcher regulieren den Gasvorrat.
Wird Gas aufgeheizt oder nach außen geschleudert, kann es nicht sofort an der Sternentstehung teilnehmen. Es verbleibt möglicherweise für Milliarden Jahre im Halo, verteilt sich zwischen mehreren Galaxien oder gelangt später erneut in eine Galaxie zurück.
Die genaue Position der baryonischen Materie verrät deshalb viel über die Geschichte einer Galaxie. Ein kompakter Gashalo würde auf vergleichsweise schwaches Feedback hindeuten. Eine weit ausgedehnte Verteilung spricht dagegen für starke und wiederholte Energieeinträge.
Keine Lösung für das Rätsel der Dunklen Materie
Die Formulierung „fehlende Materie gefunden“ kann leicht missverstanden werden. Die neue Untersuchung hat die Dunkle Materie nicht direkt sichtbar gemacht und erklärt auch nicht, aus welchen Teilchen sie besteht.
Dunkle Materie wechselwirkt nach heutigem Kenntnisstand kaum mit elektromagnetischer Strahlung. Sie erzeugt daher keine gewöhnliche FRB-Dispersion. Der gemessene Effekt entsteht durch freie Elektronen und damit durch ionisierte baryonische Materie.
Die Untersuchung betrifft somit das Problem der fehlenden Baryonen: Die Menge der gewöhnlichen Materie war grundsätzlich bekannt, ihre genaue Verteilung im heutigen Universum jedoch nur unvollständig erfasst.
Was wurde tatsächlich bewiesen?
Die Arbeit liefert einen statistischen Nachweis dafür, dass die Dispersion extragalaktischer Radioblitze mit der Verteilung von Galaxien zusammenhängt. Je mehr kosmische Struktur eine Sichtlinie durchquert, desto mehr freie Elektronen werden im Durchschnitt gemessen.
Darüber hinaus spricht die räumliche Form des Signals dafür, dass das Plasma um Galaxiengruppen stark ausgedehnt ist. Dieses Ergebnis passt zu Modellen, in denen Rückkopplung einen erheblichen Teil des Gases aus den inneren Dunkle-Materie-Halos verdrängt.
Nicht bewiesen wurde dagegen, welcher einzelne Prozess wie viel Gas hinaustransportiert hat. Supernovae, Sternwinde und aktive Schwarze Löcher können alle beitragen. Ihre jeweiligen Anteile müssen durch weitere Beobachtungen und detailliertere Modelle bestimmt werden.
Grenzen der aktuellen Untersuchung
Statistische statt individuelle Zuordnung
Die meisten verwendeten Radioblitze waren nicht mit einer hochpräzisen Entfernung zu ihrer Heimatgalaxie versehen. Die Methode basiert deshalb auf statistischen Mustern vieler Sichtlinien und nicht auf einer vollständigen Rekonstruktion jedes einzelnen FRB-Weges.
Unsicherheiten der Plasmamodelle
Die Aufteilung der gemessenen Dispersion auf die Milchstraße, die Heimatgalaxie, das intergalaktische Medium und dazwischenliegende Galaxienhalos ist komplex. Fehler in diesen Modellen können die abgeleiteten Skalen beeinflussen.
Begrenzte Entfernungsbereiche
Die für die Korrelation verwendeten Galaxien decken bestimmte Rotverschiebungsbereiche ab. Die Ergebnisse beschreiben daher nicht automatisch jede Epoche und jede Umgebung des Universums gleichermaßen.
Noch keine vollständige Materiekarte
Die Messung zeigt die durchschnittliche räumliche Beziehung zwischen Plasma und Galaxien. Für eine detaillierte dreidimensionale Kartierung werden wesentlich mehr genau lokalisierte Radioblitze benötigt.
Warum die Methode trotzdem einen Durchbruch darstellt
Bisherige Verfahren zur Beobachtung heißen Gases sind häufig besonders empfindlich für dichte oder sehr heiße Regionen. Röntgenstrahlung und der thermische Sunyaev-Zel’dovich-Effekt bevorzugen beispielsweise Gas, das einen relativ hohen Druck oder eine hohe Dichte besitzt.
Die FRB-Dispersion reagiert dagegen grundsätzlich auf jedes freie Elektron entlang der Sichtlinie. Sie ist damit weniger davon abhängig, ob das Gas besonders heiß, dicht oder leuchtkräftig ist.
Dadurch können FRBs eine Lücke zwischen verschiedenen astronomischen Beobachtungsmethoden schließen. In Kombination mit Röntgendaten, Gravitationslinsen, Galaxienkarten und Messungen der kosmischen Hintergrundstrahlung könnten sie ein immer vollständigeres Bild des baryonischen Kreislaufs liefern.
Die Zukunft der kosmischen Radioblitze
CHIME registriert kontinuierlich weitere Radioblitze. Zusätzliche Empfangsstationen, sogenannte Outrigger, sollen die Position vieler FRB-Quellen wesentlich genauer bestimmen.
Mit größeren und präziseren Katalogen könnten Forschende künftig untersuchen, wie sich das Gas um unterschiedliche Galaxientypen verteilt:
- um kleine Zwerggalaxien,
- um große Spiralgalaxien,
- um elliptische Galaxien,
- in lockeren Galaxiengruppen,
- in massereichen Galaxienhaufen und
- entlang der Filamente des kosmischen Netzes.
Auch zeitliche Veränderungen könnten untersucht werden. Da weit entfernte Galaxien in einem jüngeren Zustand des Universums beobachtet werden, lässt sich möglicherweise rekonstruieren, wann und wie schnell die Materie aus den Galaxien hinausbefördert wurde.
Langfristig könnten Tausende präzise lokalisierte FRBs zu einer Art kosmischer Computertomografie führen. Jede Sichtlinie würde einen dünnen Ausschnitt durch das intergalaktische Plasma liefern. Zusammengenommen könnten diese Messungen eine dreidimensionale Karte der ansonsten fast unsichtbaren Materie ergeben.
Bedeutung für die Präzisionskosmologie
Die Verteilung baryonischer Materie ist nicht nur für die Erforschung von Galaxien wichtig. Sie beeinflusst auch kosmologische Messungen.
Moderne Himmelsdurchmusterungen wollen anhand schwacher Gravitationslinsen und der Galaxienverteilung bestimmen, wie sich die kosmische Struktur entwickelt hat. Dafür müssen sie sehr genau wissen, wie Materie auf unterschiedlichen Skalen verteilt ist.
Dunkle Materie bildet unter dem Einfluss der Gravitation großräumige Halos. Baryonisches Gas kann jedoch durch Druck, Abkühlung, Sternentstehung und Feedback umverteilt werden. Es folgt der Dunklen Materie daher nicht auf jeder Skala exakt.
Wer die Wirkung dieser Prozesse unterschätzt, kann auch die kosmologischen Parameter falsch interpretieren. FRB-Messungen könnten helfen, diese baryonischen Effekte direkt zu kalibrieren und damit zukünftige Präzisionsmessungen zuverlässiger zu machen.
Fazit
Die fehlende gewöhnliche Materie des Universums befand sich nicht an einem einzigen verborgenen Ort. Sie ist vielmehr über gewaltige Entfernungen verteilt: als extrem dünnes, ionisiertes Gas rund um Galaxien, Galaxiengruppen und wahrscheinlich innerhalb des gesamten kosmischen Netzes.
Schnelle Radioblitze bieten erstmals die Möglichkeit, dieses Gas unabhängig von seiner eigenen Leuchtkraft zu untersuchen. Ihre frequenzabhängige Verzögerung verrät, wie viele freie Elektronen sie auf ihrer Reise zur Erde passiert haben.
Durch den Vergleich von 2.870 FRBs mit knapp sechs Millionen Galaxien konnte das MIT-geführte Team zeigen, dass Regionen mit vielen Galaxien auch systematisch mehr diffuse baryonische Materie enthalten.
Besonders bemerkenswert ist die enorme Ausdehnung dieser Gaswolken. Sie reichen bis zu mehreren Millionen Lichtjahren aus den Galaxiengruppen heraus. Das deutet darauf hin, dass Sternexplosionen, galaktische Winde und aktive Schwarze Löcher Materie kraftvoller und weiter in den Weltraum schleudern, als zahlreiche Simulationen bisher angenommen hatten.
Quellen und weiterführende Literatur
- Haochen Wang und Mitarbeitende: Measurement of the Dispersion–Galaxy Cross-Power Spectrum with the Second CHIME/FRB Catalog. Physical Review Letters 137, 041001, veröffentlicht am 21. Juli 2026. DOI: 10.1103/9th9-qc51.
- Massachusetts Institute of Technology: Diffuse puffs of “missing” matter surround most galaxies. MIT News, 21. Juli 2026.
- CHIME/FRB Collaboration: Zweiter Katalog schneller Radioblitze des Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment.
- Dark Energy Spectroscopic Instrument: DESI Legacy Imaging Survey und Galaxienkataloge.
Hinweis zum Titelbild: Das verwendete Bild von IllustrisTNG/MIT News steht unter der Lizenz CC BY-NC-ND. Es darf nur nichtkommerziell, unverändert und mit korrekter Quellenangabe verwendet werden.
Keine Kommentare:
Kommentar veröffentlichen