Seite 3: Durch die Mangel gezogen

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Im vorigen Artikel habe ich bereits angesprochen, dass das Universum laut Messung geometrisch flach ist. Dies ist es nur bei der exakt kritischen Dichte, das ist für eine gegebene Expansionsrate diejenige Dichte, bei der das Universum gerade nicht zum Stillstand kommt und wieder kollabiert. Eine geringe Abweichung nach oben, und das Universum würde kollabieren, das heißt die Dichte würde über die kritische Dichte wachsen (das gilt für den Fall ohne Dunkle Energie; durch das Hinzufügen der Dunklen Energie würde der Kollaps zwar unter Umständen verhindert, die Abweichung der Dichte vom kritischen Wert würde aber dennoch wachsen). Eine geringe Abweichung nach unten, und die Dichte würde genauso rasch unter die kritische Dichte fallen. Da wir heute noch ein im Rahmen der Messgenauigkeit flaches Universum beobachten, muss die ursprüngliche Dichte eine Sekunde nach dem Urknall auf 17 Nachkommastellen (!) genau der kritischen Dichte entsprochen haben – ein Feinabstimmungsproblem, für das die Kosmologie vor der Inflationstheorie keine Erklärung hatte.

Die Erklärung der Inflationstheorie ist, dass die inflationäre Expansion genau gegenteilig wirkt, sie füllt das Universum mit genau demjenigen Anteil an Energie, der es exakt flach macht, und zwar aus dem vorgenannten Grund der Energieerhaltung (ein Nullenergie-Universum ist immer flach). Etwas anschaulicher ist das Bild einer zunächst kleinen Kugel, deren lokal stark gekrümmte Oberfläche durch inflationäres Wachstum immens vergrößert wird und danach lokal flach erscheint, so wie uns die Erdkugel flach erscheint. Dies erweckt allerdings den möglicherweise falschen Eindruck, dass das Universum eine Art Kugeloberfläche in einem höheren Raum ist – die Inflation liefert kein Argument für diese Betrachtung. Aber sie hat das Universum gewissermaßen durch die Mangel gezogen.

Das zweite Problem, das die Urknall-Kosmologie plagte, war das Horizontproblem. Es war nicht plausibel, warum die kosmische Hintergrundstrahlung in entgegengesetzten Himmelsrichtungen bis auf die nur im Bereich von hunderttausendstel Kelvin liegenden Temperaturschwankungen ihrer Feinstruktur exakt die gleiche Temperatur haben sollte, denn bei gewöhnlicher Expansion nach dem Urknallmodell waren solche Orte sich nie nahe genug gewesen, um ihre Temperatur über den Austausch von Strahlung anzugleichen. Heute liegen die Orte, von denen die kosmische Hintergrundstrahlung ausging, 45 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt – als die Hintergrundstrahlung sich auf den Weg machte, war die Entfernung 1000 Mal kleiner, 45 Millionen Lichtjahre, und der Abstand am Himmel gegenüber liegender Punkte folglich 90 Millionen Lichtjahre. Das Universum war damals jedoch erst 380.000 Jahre alt und das Licht konnte, den Anschub durch die kosmische Expansion mit eingerechnet, bis zu diesem Alter höchstens eine knappe Million Lichtjahre zurückgelegt haben – es gab folglich keine Chance, dass Strahlung von einem Ort am Himmel den aus unserer Sicht gegenüber liegenden hätte erreichen können.

Die Inflationstheorie löst das Horizontproblem, da das beobachtbare Universum vor dem Einsetzen der Inflation submikroskopisch klein war – in der Größenordnung von 10^‑52 m und damit klein genug, um einen Temperaturausgleich mit Lichtgeschwindigkeit über Strahlung binnen 10^‑60 s zu ermöglichen. Zeit genug vor dem Einsetzen der Inflation bei 10^‑37 s. Erst während der rasanten Inflationsphase wurden Orte in gegenüberliegenden Richtungen des Himmels kausal voneinander isoliert, aber da sie mit der gleichen Temperatur und Dichte starteten, entwickelten sie sich in der Folge in gleicher Weise weiter. Nur die unvermeidlichen Schwankungen der Dichte aufgrund von Quantenfluktuationen des Higgs-Felds verblieben und sorgten für kleine Dichteschwankungen, aus denen die Struktur der Hintergrundstrahlung und schließlich auch diejenige der Verteilung der Galaxien hervorging.

Nebenbei sorgte die Inflation nicht nur dafür, dass sich weniger Monopole bildeten, sondern trieb diese auch weit auseinander, so dass sie weder eine Rolle für die Raumexpansion spielten, noch heutzutage ihr Auftauchen in irgendwelchen Experimenten zu erwarten wäre. Der britische Kosmologe Martin Rees meinte allerdings zum Monopolproblem, dass es Skeptiker exotischer Physik wohl kaum beeindrucken würde, dass ein theoretisches Argument die Abwesenheit von Teilchen erklären soll, deren Existenz selbst nur hypothetisch sei. Das Monopolproblem und die konkret betrachtete GUT von Georgi und Glashow spielten aber am Ende keine entscheidende Rolle mehr für die Inflation, denn die Berechnungen galten ganz unabhängig von der zugrunde gelegten GUT – die wesentlichen Zutaten der kosmischen Inflation waren der Zustand des falschen Vakuums zu Beginn, die Allgemeine Relativitätstheorie für die inflationäre Expansion und die Quantenfeldtheorie für deren Ende. Es ist nicht einmal ausgemacht, dass die zugrunde liegenden Felder das oder die Higgs-Felder sind. Allgemeiner spricht man heute vom Inflaton-Feld mit einem zugehörigen Teilchen namens Inflaton, dessen Existenz noch zu belegen wäre.

Kein würdevoller Abgang

Die Veröffentlichungen über die Inflationstheorie machten Guth schnell bekannt und verschafften ihm bald schon einen Job als Assistenzprofessor am Massachusetts Institute of Technology. Seine Theorie hatte allerdings einen Schönheitsfehler, dessen Lösung ihm selbst nicht gelang: Die Inflation sanft ausklingen zu lassen (engl. "graceful exit problem" = "Problem des würdevollen Abgangs"). Zur Entstehung von Materieteilchen war es in seiner Theorie erforderlich, dass benachbarte Blasen gewöhnlichen Vakuums miteinander kollidierten, denn fast die gesamte frei werdenden Vakuumenergie steckte in den Blasenwänden, wo das Higgs-Potenzial steil abstürzte und nur bei Kollisionen von Blasen würde sie in Materie umgewandelt werden. Um den Raum so gleichmäßig mit Materie anzufüllen, wie es für die Entstehung des Plasmas der Hintergrundstrahlung notwendig war, mussten viele vergleichbar große Blasen miteinander kollidieren und sich gegenseitig mit Materie anfüllen.

Zwar ergab der Tunneleffekt, dass das falsche Vakuum an jedem Ort mit einer gewissen Halbwertszeit zerfallen sollte und die Wahrscheinlichkeit, dass es an einem bestimmten Ort noch nicht zerfallen war, exponentiell schnell abnahm – aber sein Volumen wuchs ja ebenso exponentiell und es kam auf die Wahl der Parameter an, die den "Sombrero" beschrieben, wie sich die Entstehung der Blasen zum inflationären Wachstum des umgebenden Raums verhielt. Je nach Wahl der Modellparameter wurden die entstehenden Blasen normalen Vakuums entweder rasch auseinander gerissen und konnten sich nie zu einem gemeinsamen Raum vereinigen, oder aber die zuerst entstehenden Blasen wurden im Vergleich zu den nachfolgenden extrem groß und überrollten die kleinen Blasen mit ihrer Größe entsprechend geringer Energie in ihren Hüllen einfach. So konnte der Raum nicht gleichmäßig mit Materie angefüllt werden. Nach den Berechnungen von Guth sollte eine Vakuumblase ohne Kollisionen nach 10 Milliarden Jahren eine Temperatur von nur 10^-29 K haben – nicht 2,7 K, wie wir sie in der Hintergrundstrahlung messen. Die Materiedichte in der Blase läge in der Größenordnung von 10^-86 der kritischen Dichte – nicht 0,3, wie in unserem Universum.

Im Dezember 1981 erreichte Guth ein Brief aus der Sowjetunion: der Physiker Andrei Linde, der damals am Lebedew-Institut für Physik in Moskau arbeitete, war fast zeitgleich ganz unabhängig auf die Inflationstheorie gekommen, hatte jedoch die darin implizierte Lösung des Horizont- und Flachheitsproblems übersehen und seine Arbeit zunächst als nicht veröffentlichungswürdig betrachtet. Linde war Guth namentlich bereits aus früheren Veröffentlichungen über die mutmaßliche Masse des Higgs-Teilchens bekannt und Guth hatte ihm im September seine Arbeit über die Inflation zugesendet, die Linde schon aus anderer Quelle kannte. Seine eigenen Berechnungen und die Ergebnisse von Guth überzeugten ihn dann, dass die Inflation für die Entstehung unseres Universums verantwortlich sein musste.

Nachdem er Guths Aufsätze gelesen und von dessen Unvermögen erfahren hatte, die Inflation komplett ausklingen zu lassen, schickte er Guth einen von ihm entwickelten Lösungsvorschlag. Lindes Lösung sah einen Sombrero ohne Delle und ohne Tunneleffekt vor, aber mit flacherem, breiterem Verlauf des "Kopfteils" – denn die genaue Form des Inflaton-Potenzials war ohnehin unbekannt. Die "Roulettekugel", die den Zustand des Inflatonfelds an einem Ort beschrieb, sollte bei Linde von der Mitte allmählich nach außen rollen und dann um die tiefste Stelle der Krempe herum auspendeln. Während des langsamen Rollens lief die inflationäre Expansion, die auf dem Weg zur Krempe ausklang, und während des Auspendelns um den finalen Zustand des echten Vakuums wurden die Teilchen gebildet. Durch diesen Verlauf konnte die freigesetzte Vakuumenergie in einer einzigen Blase ohne Kollisionen den Raum gleichmäßig mit Teilchen anfüllen, was die Homogenität (Gleichförmigkeit) und Isotropie (Richtungsunabhängigkeit) der Materieverteilung im Universum erklärte. Kurz nach Linde veröffentlichten auch die Amerikaner Andreas Albrecht und Paul Steinhardt diese Lösung, auf die sie unabhängig von ihm gekommen waren. Diese Variante der Inflationstheorie ist unter dem Namen "Slow Roll Inflation" oder auch "Neue Inflation", wie Linde sie selbst nannte, bekannt.

Steinhardt war auch der erste, der in einer Arbeit darauf hinwies, dass die Inflation nicht notwendig überall zum Ende kommen muss. Wie oben bereits angedeutet wächst der inflationäre Raum möglicherweise schneller, als er lokal in Blasen gewöhnlichen Vakuums zerfallen kann. In diesem Fall, "Ewige Inflation" genannt, würde er fortwährend eine wachsende Zahl von Vakuumblasen hervorbringen, ein "Multiversum", in welchem Universen wie das unsere entstehen könnten – oder auch ganz andere, je nachdem bei welchem Wert des Higgs-Felds die "Roulettekugel" in der betreffenden Blase zu liegen käme. Da das Higgs-Feld die Teilchenmassen beeinflusst, könnten sehr unterschiedliche Universen entstehen, deren Naturgesetze sich vom unsrigen deutlich unterscheiden – die Masse der W- und Z-Bosonen bestimmt beispielsweise entscheidend die Reichweite der Schwachen Wechselwirkung, die sich wiederum auf die Fusionsrate in den Sternen auswirkt.

Stabile Sterne könnten bei anderen Massen der Austauschteilchen der Schwachen Wechselwirkung womöglich gar nicht entstehen und es gäbe kein Leben in solchen Universen, das sich Gedanken über deren Entstehung machen könnte. Die bisher völlig rätselhaften, scheinbar willkürlichen Massen der Elementarteilchen könnten genau das sein: eine zufällig von der "Roulettekugel" unseres Universums erwürfelte Kombination der Higgs-Feld-Werte. Aufgrund unserer Existenz müssen wir uns notwendigerweise in einem Universum wiederfinden, in welchem die Kombination der Teilchenmassen unsere Entstehung ermöglichte, selbst wenn sie nur eine außergewöhnlich seltene Konstellation unter sehr vielen wäre. In einem Multiversum eines ewig inflationär expandierenden Raums wäre es jedoch unvermeidlich, dass jede noch so seltene, aber mögliche Konstellation der Higgs-Felder irgendwann, irgendwo entstehen müsste.

Nicht wenigen Kosmologen gehen diese Gedankengänge allerdings zu weit – das sei keine Physik mehr, da ein Multiversum weder falsifizierbar sei, noch irgendeine Erklärung der Teilchenmassen liefere (außer "Zufall"). Ihre Werte sollten vielmehr aus einer grundlegenderen Theorie heraus berechenbar sein. Die Multiversumstheorie habe keinen höheren Erklärungswert als "Gott hat das Universum erschaffen". Der Stringtheoretiker Brian Greene sieht das anders: "Wenn die experimentellen und beobachteten Belege, die eine Theorie stützen, einen dazu zwingen, diese anzunehmen, und wenn die Theorie auf einer so strikten mathematischen Struktur beruht, dass sie keinen Spielraum für Rosinenpickerei unter ihren Eigenschaften erlaubt, dann muss man sie in ihrer Gesamtheit akzeptieren. Und wenn die Theorie die Existenz anderer Universen impliziert, dann ist das die Realität, die man gemäß der Theorie zu akzeptieren hat." (Brian Greene, "The Hidden Reality", Penguin Books Ltd.)

Inflation – Realität oder Hypothese?

Aber wie sieht es denn überhaupt aus mit der Evidenz für die kosmische Inflation? Wir erinnern uns, dass Guth von der Gültigkeit einer Großen Vereinheitlichten Theorie ausging und zur Lösung des mit ihr verbundenen Monopolproblems die Inflation postulierte. Ohne GUT kein Monopolproblem und keine Notwendigkeit für die Inflation. Bisher ist noch keine GU-Theorie belegt – welche Relevanz soll dann also die Inflation haben? Abgesehen davon, dass sie die Existenz der Materie erklärt, das Flachheitsproblem und das Horizontproblem löst und die Homogenität und Isotropie des Universums erklärt, könnte man sich fragen: Was hat die Inflationstheorie je für uns geleistet? Von einer Theorie wird verlangt, dass sie überprüfbare Vorhersagen macht. Welche überprüfbaren Vorhersagen macht die Inflation?

Guth macht in seinem Buch "The Inflationary Universe" aus dem Jahr 1997 folgende Vorhersage: Laut seiner Parameterwahl wuchs das Universum während der Inflation um den Faktor 10⁵². Wenn das Universum von einem Punkt als Ursprung ausging und die Inflation bei einem Weltalter vom 10^‑37 s einsetzte, dann hätte es bis dahin bei Wachstum mit Lichtgeschwindigkeit schon 10^‑29 m groß geworden sein können. Das ist 10²³ Mal größer als das beobachtbare Universum bei einem Durchmesser von 10^‑52 m. Da das Größenverhältnis seitdem gleich geblieben wäre, wäre bei Gültigkeit der kosmischen Inflation der Radius des gesamten Universums 10²³ Mal größer als derjenige des beobachtbaren Universums - und der Rauminhalt dementsprechend (10²³)³ = 10⁶⁹ Mal größer!

Das Problem an dieser Vorhersage ist, wenig überraschend, die Überprüfbarkeit. Wir können trivialerweise nicht über das beobachtbare Universum hinausschauen. Wir können bestenfalls auf der Basis der Genauigkeit, mit der wir die Flachheit des Universums gemessen haben, eine Untergrenze für die Größe des gesamten Universums abgeben, und die liegt für die Messungen des Weltraumteleskops PLANCK (flach mit einer Genauigkeit von 0,2 Prozent) beim 17-fachen des beobachtbaren Universums. Es darf bezweifelt werden, dass wir jemals eine Messgenauigkeit erreichen, die auch nur annähernd den Faktor 10²³ (100 Trillionen) bestätigen oder widerlegen könnte.

Eine andere mögliche Konsequenz der Inflation wäre, dass die Vakuumblase, aus der unser Universum entstand, mit einer eng benachbart entstandenen kollidiert sein könnte. In diesem Fall sollte eine kreisrunde Struktur an der Kollisionsstelle entstanden sein, die eine verbleibende Spur in der kosmischen Hintergrundstrahlung hinterlassen haben sollte. Die Suche nach solchen Strukturen ist im Gange, es gibt den einen oder anderen Kandidaten, aber bisher nichts Definitives.

Wie geschildert, sollte die Inflation wie eine Art Supermikroskop Dimensionen der Quantenwelt auf kosmische Ausmaße vergrößert haben. Dies gilt auch für die sogenannten Quantenfluktuationen, zufälligen Dichteschwankungen der Higgs-Felder in der Größenordnung der Planck-Skala (10^-35 m). Solche Dichteunterschiede sollten sich in der Hintergrundstrahlung bemerkbar machen – sie wären die Ursache für die Dichteunterschiede, die die Baryonischen Akustischen Oszillationen angetrieben haben, und die man im Leistungsspektrum der Hintergrundstrahlung wiederfindet (siehe Teil 1 dieser Reihe). Aber wie kann man sicher sein, dass die Dichteunterschiede nicht völlig andere Ursachen haben? Indem man nach charakteristischen Eigenschaften Ausschau hält, die für Quantenfluktuationen zu erwarten sind. Diese sind vor allem

• Gaußverteilte Amplitude: kurz umrissen heißt dies, dass kleine Abweichungen vom Mittelwert häufiger auftreten als größere. Die aus der Statistik und Wahrscheinlichkeitsrechnung wohlbekannte Gauß- oder Normalverteilung gibt hierbei genau an, wie die Häufigkeit der Abweichungen von ihrer Größe abhängt.
• Skaleninvarianz: die Abweichungen sollten auf allen Größenskalen gleich stark sein, das heißt über kleinen Distanzen genauso groß wie über große. Diese Eigenschaft wird durch den "Spektralindex" n_s angegeben, der das Verhältnis aus der Amplitude bei geringen Distanzen zu denen bei großen Distanzen angibt (gewissermaßen die Neigung des Graphen im Winkelspektrum, wenn man die Baryonischen Akustischen Oszillationen herausrechnet). Skaleninvarianz ist gegeben, wenn beide gleich groß sind, also n_s=1 ist. Für die Inflation erwartet man einen Wert dicht unter 1, nicht exakt 1.
• Adiabatische Verteilung der Energiedichte: damit ist gemeint, dass die Fluktuationen im thermischen Gleichgewicht sind, das heißt symmetrisch um einen überall gleichen mittleren Wert schwanken. Abweichungen nach unten (geringere Dichten) haben die gleiche mittlere Amplitude und sind von gleicher Ausdehnung wie Abweichungen nach oben (höhere Dichte).

Das Weltraumteleskop PLANCK konnte mit seinem Datensatz aus dem Jahr 2015 verifizieren, dass die Strukturen in der Hintergrundstrahlung adiabatisch mit Gaußscher Amplitudenverteilung und einem Spektralindex n_s = 0.968±0.006 sind – also genau so, wie man es für aus Quantenfluktuationen hervorgegangene Strukturen erwartet. Dies wird als starker Beleg für die Inflation gewertet.