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Das selbstreproduzierende inflationäre Universum

Moderne Erweiterungen des Urknallmodells beschreiben das All nicht als einzelnes expandierendes Raumzeit-Gebilde, sondern als selbst-generierendes Fraktal, aus dem unablässig andere inflationäre Universen sprießen.

Möglicherweise werden wir bald die Vorstellung korrigieren müssen, daß die Welt einst als Feuerball in einem singulären Ereignis, dem Urknall, entstanden sei. Meine Kollegen und ich erforschen eine neue Theorie, beruhend auf einer bereits fünfzehn Jahre alten Idee, der zufolge sich das Universum im frühesten Stadium seiner Entwicklung in einem winzigen Bruchteil einer Sekunde exponentiell aufgebläht hat. Nach Ende dieser sogenannten inflationären Phase entwickelte es sich dann gemäß dem bisherigen Urknallmodell weiter. Aus diesem Szenario folgen nun einige überraschende Erkenntnisse, die unser Verständnis des Kosmos grundlegend ändern. Die neueren Versionen der inflationären Theorie besagen nämlich, daß das Universum kein expandierender Feuerball sei, sondern ein gigantisches, wachsendes Fraktal. Es besteht demnach aus einem Geflecht vieler sich aufblähender Blasen, aus denen unablässig weitere Blasen sprießen, die ihrerseits wieder Blasen-Universen erzeugen – ad infinitum (siehe Titelbild). Diese seltsam anmutende Auffassung haben die Kosmologen keineswegs frei erfunden. Mehrere Forscher, zuerst in Rußland und später in den Vereinigten Staaten, schlugen die zugrundeliegende Hypothese einer zeitweilig inflationären Expansion vor, um einige Mängel der ansonsten weitgehend akzeptierten Urknalltheorie zu beheben. Ihrer Standardformulierung nach entstand das Universum vor ungefähr 15 Milliarden Jahren in einer kosmologischen Singularität – einem Zustand, in dem Temperatur und Dichte unendlich hoch gewesen sein müssen. Es macht freilich keinen Sinn, physikalische Größen als unendlich groß aufzufassen; vielmehr nimmt man üblicherweise an, daß die heutigen Gesetze der Physik damals nicht galten und erst in Kraft traten, als die Dichte des Universums unter die sogenannte Planck-Dichte fiel, die etwa 1094 Gramm pro Kubikzentimeter entspricht. Während das Universum expandierte, kühlte es entsprechend ab. Ein Überrest des Urfeuerballs umgibt uns noch immer in Form der Mikrowellen-Hintergundstrahlung; sie verrät uns, daß die Temperatur des Universums auf 2,7 Kelvin gefallen ist. Die Entdeckung der Hintergrundstrahlung durch Arno A. Penzias und Robert W. Wilson von den AT&T-Bell-Laboratorien in Murray Hill (New Jersey) im Jahre 1965 erwies sich als entscheidende Bestätigung, die das Urknallmodell zur bevorzugten kosmologischen Theorie machte. Ein weiterer Beleg für seine Gültigkeit ist, daß es die Häufigkeiten von Wasserstoff, Helium und anderen Elementen im Weltall erklärt. Freilich stießen die Forscher auch auf gravierende Widersprüche zwischen Theorie und Beobachtung. Zum Beispiel sagt das Standard-Urknallmodell zusammen mit der modernen Theorie der Elementarteilchen die Existenz vieler superschwerer Partikel voraus, die magnetisch geladen sind, also nur einen Magnetpol aufweisen. Die typische Masse eines solchen magnetischen Monopols wäre 1016mal größer als die des Protons, entsprechend etwa 0,00001 Milligramm. Dem Standard-Urknallmodell zufolge sollten diese Partikel in einem sehr frühen Entwicklungsstadium des Universums entstanden und nun so zahlreich wie Protonen sein. Dann aber müßte die mittlere Massendichte im Universum um 15 Größenordnungen höher sein als der gegenwärtig festgestellte Wert von etwa 10-29 Gramm pro Kubikzentimeter. Diese und andere Ungereimtheiten erforderten, die Grundannahmen der kosmologischen Standardtheorie in Frage zu stellen. Viele lassen sich in der Tat anzweifeln. Sechs der schwierigsten werde ich kurz vorstellen.

Mängel des Standard-Urknallmodells

Das erste – und wichtigste – Problem ist der Urknall selbst. Wenn mit ihm Raum und Zeit ihren Anfang nahmen, wie konnte alles aus dem Nichts entstehen? Gab es vielleicht doch etwas davor? Was war zuerst da: das Universum oder die Naturgesetze, die seine Entwicklung bestimmen? Eine solche anfängliche Singularität zu erklären, wie der Urknall sie darstellt, ist noch immer das widerspenstigste Problem der modernen Kosmologie. Eine zweite Schwierigkeit ist die Flachheit des Raumes. Nach der allgemeinen Relativitätstheorie würde man erwarten, daß der Raum gekrümmt ist, und zwar mit einem typischen Radius von der Größe der Planck-Länge (10-33 Zentimeter). Über den gesamten beobachtbaren Bereich (1028 Zentimeter) erscheint das Weltall jedoch als flach. Mithin differieren Beobachtung und Theorie um mehr als 60 Größenordnungen. Eine ähnliche Diskrepanz betrifft die Größe des Universums. Abschätzungen ergeben, daß darin mindestens Elementarteilchen enthalten sind. Aber warum ist das All so groß? Falls zu einem frühen Zeitpunkt seiner Entwicklung seine Ausdehnung etwa der Planck-Länge und seine Dichte der Planck-Dichte entsprochen haben sollten, läßt sich mit dem Standard-Urknallmodell berechnen, wie viele Elementarteilchen darin enthalten gewesen sein konnten. Die Antwort überrascht: Gerade eines oder allenfalls zehn. Da Sie als Leser von "Spektrum der Wissenschaft" schon aus etwa Teilchen bestehen und offensichtlich existieren, weil Sie gerade diese Zeilen lesen, muß wohl an der Theorie etwas falsch sein. Das vierte Problem betrifft den Zeitpunkt der Expansion. Der Standardformulierung des Urknallmodells zufolge begann das Universum überall gleichzeitig zu expandieren. Aber wie konnte die Ausdehnung unterschiedlicher Bereiche derart synchron einsetzen? Was war der Auslöser? Fünftens gibt es die Frage der Materieverteilung: Großräumig betrachtet ist das Universum bemerkenswert homogen; Abweichungen vom Mittelwert betragen selbst über mehr als zehn Milliarden Lichtjahre hinweg nicht mehr als ein Zehntausendstel. Lange Zeit vermochte niemand zu erklären, warum die Materie derart gleichförmig verteilt ist. Hilft vielleicht das sogenannte kosmologische Prinzip weiter, das die Homogenität des Universums einfach postuliert? Nein, denn in kleineren Bereichen sind durchaus bedeutende Abweichungen von der Gleichförmigkeit in Form von Sternen, Galaxien und anderen Materieansammlungen zu erkennen. Um die Bildung von Galaxien und Galaxienhaufen zu ermöglichen, müssen bereits im frühesten Universum Inhomogenitäten vorhanden gewesen sein. Eine Theorie muß darum beides erklären können: die heutige großräumige Homogenität und die Herkunft der für die Galaxienbildung erforderlichen Dichte-Inhomogenitäten im frühen Kosmos. Schließlich gibt es das – wie ich es nenne – Eindeutigkeitsproblem. Albert Einstein formulierte es so: "Was mich wirklich interessiert, ist, ob Gott bei der Erschaffung der Welt irgendeine Wahl hatte." Tatsächlich hätte sich das Universum wohl völlig anders entwickelt, wenn die physikalischen Konstanten einen geringfügig anderen Wert aufgewiesen hätten. Viele gängige Elementarteilchentheorien nehmen zum Beispiel an, daß die Raumzeit ursprünglich mehr als vier Dimensionen aufwies (die drei Raumrichtungen und die Zeit als vierte Dimension sind formal gleichberechtigt, weswegen man sie zu einem Begriff vereinigt). Die höheren Dimensionen sollen spontan zusammengeschnurrt sein und sich gleichsam verborgen halten. Warum aber diese Kompaktierung bei vier Dimensionen endete – und nicht etwa bei zwei oder fünf – ist ungeklärt. Auch die Art und Weise, wie die übrigen Dimensionen verschwanden, ist wichtig, denn dies legte die konkreten Werte der Naturkonstanten und die Massen der Teilchen fest. In manchen Theorien kann die Kompaktierung auf unzählig viele Arten geschehen. Noch vor wenigen Jahren wäre es ziemlich sinnlos gewesen zu fragen, warum die Raumzeit vier Dimensionen hat, warum die Gravitationskonstante so klein ist oder warum die Masse des Protons das fast 2000fache der Elektronenmasse beträgt. Inzwischen jedoch weiß man aufgrund der Fortschritte in der Teilchenphysik, daß das Verständnis vom Aufbau unserer Welt entscheidend von den Antworten auf diese Fragen abhängt. All diese Probleme (und noch einige andere) bringen jeden, der sein Weltbild auf das Standard-Urknallmodell gründet, in arge Verlegenheit. Darum ist es ermutigend, daß die Theorie des selbstreproduzierenden inflationären Universums viele von ihnen lösen kann.

Skalarfelder – Ursache der Inflation

Um die Grundzüge des inflationären Szenarios verständlich zu machen, muß ich kurz auf die moderne Elementarteilchenphysik eingehen, insbesondere auf die elektroschwache Theorie, in der schwache und elektromagnetische Wechselwirkung vereinigt sind. Beide Kräfte werden durch Austauschteilchen vermittelt, zwischen denen es aber einen bedeutenden Unterschied gibt: Die Trägerteilchen der elektromagnetischen Wechselwirkung, die Photonen, sind masselos, während diejenigen der schwachen Kraft, die W- und Z-Bosonen, extrem große Massen haben. Um diesen prinzipiellen Unterschied erklären und beide Wechselwirkungen vereinheitlichen zu können, führten die Physiker Skalarfelder (die sogenannten Higgs-Felder) ein. Das Wesen derartiger Felder läßt sich anhand eines vertrauteren Phänomens verdeutlichen. Zwischen den beiden Polen einer Batterie besteht eine elektrische Spannung, weil sie unterschiedliches elektrostatisches Potential aufweisen. Elektrische Felder treten nur bei einer solchen räumlichen Potentialdifferenz auf oder wenn sich das Potential mit der Zeit ändert. Läge das gesamte Universum auf demselben Potential, würde niemand es bemerken – das Potential erschiene wie ein Vakuumzustand. In gleicher Weise ähnelt ein konstantes Skalarfeld einem Vakuum: Wir erkennen es nicht, selbst wenn wir davon umgeben sind. Solche Skalarfelder füllen der elektroschwachen Theorie zufolge das Universum aus, verraten ihre Anwesenheit jedoch nur durch die Art, wie sie die Eigenschaften der Elementarteilchen beeinflussen. Durch die Wechselwirkung eines Skalarfeldes mit den W- und Z-Teilchen erhalten diese ihre Masse; aber Austauschteilchen wie die Photonen, die mit dem Skalarfeld nicht wechselwirken, bleiben masselos. Um die Physik der Elementarteilchen zu beschreiben, beginnen die Physiker deshalb mit einer einheitlichen Theorie, in der alle Partikel masselos sind und in der es keine grundsätzlichen Unterschiede zwischen schwacher und elektromagnetischer Wechselwirkung gibt. Ein solcher Zustand lag im frühen Universum vor. Erst als das Weltall bei seiner Ausdehnung sich spontan mit verschiedenen Skalarfeldern füllte, spaltete sich die elektroschwache in die schwache und die elektromagnetische Kraft auf – die Symmetrie zwischen den verschiedenen, durch die einheitliche Theorie beschriebenen Wechselwirkungen wurde, wie die Physiker sagen, gebrochen. Der genaue Wert des im Universum auftretenden Skalarfeldes wurde dabei durch das Minimum seiner potentiellen Energie bestimmt. Skalarfelder spielen eine zentrale Rolle sowohl in der Kosmologie als auch in der Teilchenphysik. Sie liefern den Mechanismus, der die inflationäre Phase im frühen Universum hervorruft. Die Expansionsgeschwindigkeit des Weltalls ist der allgemeinen Relativitätstheorie zufolge (ungefähr) der Quadratwurzel seiner Dichte proportional. Betrachtet man nur gewöhnliche Materie, deren Dichte während der Ausdehnung schnell abnimmt, müßte auch die Expansionsgeschwindigkeit rasch geringer werden. Weil jedoch Masse und Energie äquivalent sind, wie Einstein herausgefunden hatte, trägt die potentielle Energie des Skalarfelds ebenfalls zur Dichte und damit zur Ausdehnung des Universums bei. In bestimmten Fällen nimmt diese Energie weit langsamer ab als die Materiedichte. Diese Eigenheit der potentiellen Energie des Skalarfelds könnte nun eine Phase extrem schneller Expansion – eben die Inflation – des Universums hervorgerufen haben. Das folgt bereits aus der einfachsten Version der Theorie von Skalarfeldern, bei der die potentielle Energie ein Minimum erreicht, sobald das Skalarfeld verschwindet. In diesem Falle ist die potentielle Energie um so höher, je stärker das Skalarfeld ist. Nach Einsteins Theorie der Gravitation muß diese Feldenergie eine sehr schnelle Expansion des Universums verursacht haben, die sich verlangsamte, als die potentielle Energie ihr Minimum erreichte. Zur Veranschaulichung dieses Prozesses mag eine Kugel dienen, die auf der Innenseite einer großen Schüssel herunterrollt (Bild 3). Der tiefste Punkt des Topfes repräsentiert das Energieminimum, und die Auslenkung der Kugel kennzeichnet den Wert des Skalarfeldes. Selbstverständlich sind die Gleichungen, welche die Veränderung des Skalarfeldes im expandierenden Universum beschreiben, um einiges komplizierter als diejenigen für die Bewegung einer Kugel in einer leeren Schüssel. Sie enthalten einen zusätzlichen Term, der die Reibung (Viskosität) berücksichtigt. In unserem einfachen Modell entspräche dies einer Füllung des Topfes mit einer zähflüssigen Substanz, deren Viskosität von der Energie des Feldes abhängt: Je höher die Kugel sich in der Schüssel befindet, desto zäher ist die Flüssigkeit. War das Feld also anfänglich sehr stark, nahm die Energie extrem langsam ab. Dieser Effekt hatte – übertragen auf das Universum – entscheidende Bedeutung. Die potentielle Energie des Skalarfeldes blieb nämlich trotz der Expansion des Universums anfänglich nahezu konstant – ganz im Gegensatz zur Materiedichte, die dabei sehr stark abnahm. Aufgrund der großen Energie des Skalarfeldes setzte das Weltall demnach seine Ausdehnung mit einer Geschwindigkeit fort, die weit höher ist als diejenigen, die von nicht-inflationären Theorien vorhergesagt wurden: Die Größe des Universums nahm während der Inflation exponentiell zu. Diese Phase hielt allerdings nicht lange an – vielleicht nur Sekunden. Sobald die Energie des Feldes abgenommen hatte, verschwand die Viskosität fast vollständig, und die Inflation hörte auf. Ähnlich wie die Kugel, die nach dem Herabrollen um den tiefsten Punkt ihrer Bahn mit abnehmender Amplitude schwingt, begann das Skalarfeld um das Minimum seiner potentiellen Energie zu oszillieren; dabei verlor es Energie, die es in Form von Elementarteilchen abgab. Diese Partikel wechselwirkten miteinander und erreichten schließlich ein thermisches Gleichgewicht, in dem alle dieselbe mittlere Energie hatten. Von diesem Zeitpunkt an läßt sich die weitere Entwicklung des Universums mit dem Standard-Urknallmodell beschreiben. Der Hauptunterschied zwischen der inflationären Theorie und der alten Kosmologie wird deutlich, wenn man die Größe des Universums am Ende der Inflationsphase berechnet. Selbst wenn es vor deren Beginn nur Zentimeter groß war, erreichte es nach einer Sekunden währenden Inflation eine unglaubliche Ausdehnung. Einige inflationäre Modelle ergeben eine Größe von Zentimetern – das ist eine Eins mit einer Billion Nullen. (Wollte man diese Zahl ausschreiben, brauchte man eine Million Spektrum-Hefte, die ein Regal von 60 Kilometer Länge füllen würden.) Die Zahlen hängen zwar von den verwendeten Modellen ab, doch liefern die meisten einen Wert, der um viele Größenordnungen höher ist als der Radius des beobachtbaren Weltalls von Zentimetern. Dieser enorme Sprint löst sofort die meisten Probleme des Standard-Urknallmodells. Unser Universum erscheint deshalb als glatt und gleichförmig, weil durch die Inflation alle Inhomogenitäten um den Faktor der Größenänderung (also bis ) gestreckt wurden. Die Dichte der uranfänglich vorhandenen magnetischen Monopole und anderer exotischer Defekte nahm exponentiell ab. (Kürzlich entdeckten wir, daß Monopole womöglich einer eigenen Inflation unterlagen, wodurch sie sich sehr wirksam aus dem beobachtbaren Universum hinauskatapultiert hätten.) Das Universum wurde so riesig, daß wir heute nur einen winzigen Ausschnitt davon wahrnehmen können. Deshalb erscheint uns dieser Teil als flach – es ist, als würden wir einen kleinen Fleck auf der Oberfläche eines gigantisch aufgeblähten Ballons betrachten, dessen Krümmung wir nicht mehr zu bemerken vermögen. Darum muß man nicht mehr verlangen, daß alle Bereiche des Universums gleichzeitig zu expandieren begannen; ein Gebiet oder eine Domäne mit der kleinstmöglichen Ausdehnung von Zentimetern hätte ausgereicht, um all das zu erzeugen, was nun zu beobachten ist.

Das Szenario des inflationären Universums

Die Theorie der Inflation sah nicht immer so grundsätzlich einfach aus. Die Versuche, dieses Stadium der exponentiellen Expansion des Universums zu verstehen, haben eine lange Vorgeschichte. Wegen der damaligen politischen Barrieren ist sie den westlichen Lesern nur teilweise bekannt.

Die erste realistische Version der inflationären Theorie erarbeitete 1979 Alexej A. Starobinsky vom Lew-D.-Landau-Institut für theoretische Physik in Moskau. Das Starobinsky-Modell sorgte für Aufregung unter den russischen Astrophysikern und blieb zwei Jahre lang das Hauptthema auf allen kosmologischen Konferenzen in der Sowjetunion. Es war jedoch recht kompliziert (weil es auf einer Theorie über Anomalien in der Quantengravitation basiert) und sagte nicht viel darüber aus, wie die Inflation tatsächlich beginnen konnte.

Im Jahre 1981 schlug Alan H. Guth vom Massachusetts Institute of Technology in Cambridge vor, daß das heiße Universum sich während eines Zwischenstadiums exponentiell ausgedehnt haben könnte. Sein Modell des inflationären Universums – das er "Szenarium" nannte, um damit die größere Unvollkommenheit gegenüber Theorien und Modellen auszudrücken – entstammte einer Theorie, welche die Entwicklung des frühen Universums als eine Abfolge von Phasenübergängen verstand; vorgeschlagen haben sie David A. Kirshnits und ich 1972 am Pjotr-N.-Lebedew-Institut für Physik in Moskau. Ihr zufolge sollte das Universum, während es sich ausdehnte und abkühlte, in unterschiedlicher Weise kondensieren. Derartige Phasenübergänge kennt man auch aus der täglichen Erfahrung: Wasserdampf beispielsweise kondensiert beim Abkühlen zu flüssigem Wasser, das bei weiterer Temperaturerniedrigung zu Eis gefriert.

Nach der Idee von Guth sollte im frühen Universum Inflation eingesetzt haben, als es sich in einem instabilen, unterkühlten Zustand befand. Eine Unterkühlung ist bei Phasenübergängen nichts Ungewöhnliches. So vermag zum Beispiel Wasser unter bestimmten Bedingungen auch unterhalb von null Grad Celsius noch ein Weile flüssig zu bleiben, bevor es schließlich gefriert. Dieses Ereignis entspräche dem Ende der Inflationsphase.

Mit dem Phänomen der Unterkühlung viele Probleme der Urknalltheorie zu lösen war außergewöhnlich reizvoll. Guth selbst wies aber darauf hin, daß in seinem Szenarium das postinflationäre Universum äußerst inhomogen wird. Nachdem er sein Modell ein Jahr lang untersucht hatte, zog er es schließlich in einer Arbeit zurück, die er zusammen mit Erik J. Weinberg von der Columbia-Universität in New York verfaßt hatte.

Im Jahre 1982 führte ich das sogenannte neue Szenario des inflationären Universums ein, das Andreas Albrecht und Paul J. Steinhardt von der Universität von Pennsylvania in Philadelphia später ebenfalls entdeckten (siehe "Das inflationäre Unversum" von Alan H. Guth und Paul J. Steinhardt, Spektrum der Wissenschaft, Juli 1984, Seite 80). Es überwand die Hauptprobleme von Guths Modell, war aber noch immer ziemlich kompliziert und nicht sehr realistisch.

Erst ein Jahr später erkannte ich, daß das Phänomen der Inflation ganz zwanglos aus vielen Theorien der Teilchenphysik – darunter auch dem einfachsten Modell der eingangs diskutierten Skalarfelder – folgt. Man braucht keine Effekte der Quantengravitation, keine Phasenübergänge, keine Unterkühlung, nicht einmal die Standardannahme, daß das Universum ursprünglich heiß war. Man muß lediglich alle möglichen Arten und Werte der Skalarfelder im frühen Universum betrachten und dann prüfen, ob irgendwelche davon Inflation zur Folge haben. Die Bereiche, in denen keine Inflation auftritt, bleiben klein. Die anderen Domänen jedoch wachsen exponentiell an und bestimmen das Gesamtvolumen des Universums. Weil die Skalarfelder im frühen Universum jeden beliebigen Wert annehmen können, bezeichnete ich dieses Szenario als chaotische Inflation.

In mancher Hinsicht ist die Idee so einfach, daß nur schwer zu verstehen ist, warum niemand schon früher darauf gekommen ist. Ich denke, dies hatte rein psychologische Gründe: Die glorreichen Erfolge der Urknalltheorie hypnotisierten uns Kosmologen. Wir nahmen an, das gesamte Universum sei im gleichen Augenblick erzeugt worden, es sei anfangs heiß gewesen und das Skalarfeld von Anfang an in der Nähe des Minimums seiner potentiellen Energie geblieben. Als wir begannen, diese Annahmen aufzugeben, merkten wir sofort, daß die Inflation kein exotisches Phänomen ist, das die Physiker nur zur Lösung ihrer Probleme eingeführt haben. Sie ist vielmehr ein allgemeines Phänomen, das in einem weiten Bereich teilchenphysikalischer Theorien auftritt.


Aus Quantenfluktuationen werden großräumige Strukturen

Daß eine rasche Ausdehnung des Universums viele schwierige Probleme der Kosmologie mit einem Schlag zu lösen vermag scheint fast zu schön, um wahr zu sein. Wenn aber nun alle Inhomogenitäten quasi ausgebügelt wurden, wie konnten sich dann Galaxien bilden? Die Antwort lautet, daß die Inflation zwar die anfänglichen Inhomogenitäten beseitigte, gleichzeitig aber neue bildete.

Diese Inhomogenitäten stammen aus Quanteneffekten. Das Vakuum ist nämlich nicht wirklich leer, sondern wird von kleinen Quantenfluktuationen erfüllt. Diese Schwankungen kann man sich als wellenförmige Bewegungen der physikalischen Felder vorstellen. Die Wellen haben sehr unterschiedliche Länge und bewegen sich in alle Richtungen. Wir können sie aber nicht bemerken, weil sie nur sehr kurze Zeit existieren und mikroskopisch klein sind.

Im inflationären Universum wird die Struktur des Vakuums noch komplizierter. Die Inflation dehnt die Wellen schnell aus. Sobald ihre Wellenlängen groß genug sind, beginnen sie gleichsam die Krümmung des Universums zu spüren. In diesem Moment hören sie wegen der Viskosität des Skalarfeldes auf, sich zu bewegen (Sie erinnern sich, daß die Feldgleichungen einen Reibungsterm enthalten).

Als erste frieren die langwelligen Fluktuationen ein. Während das Universum sich weiter ausdehnt, werden andere Fluktuationen gestreckt, die dann ebenfalls über den bereits erstarrten Wellen einfrieren. Die meisten haben extrem große Wellenlängen. Weil sie nun nicht mehr fluktuieren und nicht mehr verschwinden, vergrößert sich durch sie in manchen Gebieten der Wert des Skalarfeldes, während er sich in anderen verringert. Diese Störungen des Skalarfeldes verursachen die Dichteschwankungen im Universum, welche für die nachfolgend einsetzende Galaxienbildung entscheidend sind.

Stärken und Schwächen des inflationären Szenarios

Die Inflationstheorie erklärt nicht nur viele Eigenschaften unserer Welt, sondern macht auch einige wichtige und überprüfbare Vorhersagen. Zum einen sollte ihr zufolge das Universum äußerst flach sein. Dies läßt sich durch Beobachtungen verifizieren, weil die Dichte eines flachen Universums auf einfache Weise mit der Expansionsgeschwindigkeit verknüpft ist. Bisher stimmen die Beobachtungsdaten mit der Prognose überein.

Eine andere überprüfbare Vorhersage hängt mit den Dichteschwankungen zusammen, die während der Inflation erzeugt wurden. Sie beeinflussen die Materieverteilung im Universum und können von Gravitationswellen begleitet sein. Beide – Dichteschwankungen wie Gravitationswellen – hinterlassen ihre Spuren in der MikrowellenHintergrundstrahlung. Deren Temperatur sollte demnach in verschiedenen Himmelsregionen geringfügig variieren. Genau diese Ungleichförmigkeit wurde vor zwei Jahren mit dem Satelliten COBE (Cosmic Background Explorer) entdeckt (Spektrum der Wissenschaft, Juni 1992, Seite 18). Andere Experimente haben diesen Befund mittlerweile bestätigt.

Es wäre wohl verfrüht zu behaupten, COBE habe die inflationäre Theorie bestätigt. Andererseits hätte die Genauigkeit seiner Daten durchaus ausgereicht, die meisten inflationären Modelle zu widerlegen, wenn sie falsch gewesen wären. Zur Zeit vermag jedenfalls keine andere Theorie zu erklären, warum das Universum im großen so homogen ist, und zugleich die von COBE entdeckten Raumstrukturen vorherzusagen.

Ein Szenario ist aber kein Dogma. Es wäre durchaus möglich, daß neue Beobachtungsdaten der inflationären Kosmologie widersprechen. Falls sich zum Beispiel erweisen sollte, daß die Dichte des Universums deutlich von der kritischen Dichte eines flachen Universums abweicht, wäre dies eine echte Herausforderung für die neue Theorie. (Gleichwohl wäre dieses Problem nicht unlösbar, auch wenn es einiges Kopfzerbrechen erfordern würde.)

Eine andere Schwierigkeit ist rein theoretischer Art. Inflationäre Modelle beruhen auf der Elementarteilchentheorie, und diese ist selbst noch nicht frei von Unsicherheiten. Aus einigen Versionen (insbesondere der Theorie der Superstrings) folgt die Inflation nicht automatisch; um sie in das Superstring-Modell einzufügen, wären radikal neue Ideen erforderlich. Die Suche nach Alternativen sollte also fortgesetzt werden.

Trotzdem glauben viele Kosmologen, daß Inflation oder etwas sehr Ähnliches für eine widerspruchsfreie kosmologische Theorie unabdingbar ist. Die inflationäre Theorie selbst verändert sich in dem gleichen Maße, wie sich die Elementarteilchenphysik weiterentwickelt. Die Liste neuer Erklärungsversuche umfaßt die Modelle der erweiterten Inflation, der natürlichen Inflation, der hybriden Inflation und noch viele andere. Jedes hat besondere Eigenschaften, die durch Beobachtungen oder Experimente überprüfbar sind. Die meisten bauen aber auf der Vorstellung der chaotischen Inflation auf.


Reproduziert das Universum sich selbst?

Bisher habe ich die Folgerungen aus dem Inflationsszenario weitgehend auf den von uns beobachtbaren Bereich des Universums, also quasi auf unsere lokale Umgebung, beschränkt. Auch habe ich das Problem der Singularität stillschweigend umgangen. Einer der faszinierendsten Aspekte der Theorie ist jedoch, daß man sehr weitreichende Aussagen über den Aufbau des Kosmos und die Entstehung unseres Universums machen kann.

Kommen wir noch einmal auf die Quantenfluktuationen des Skalarfeldes in einem inflationären Universum zurück: Sie bewegten sich anfangs als Wellen in alle Richtungen und froren schließlich übereinander ein. Jede dieser erstarrten Wellen erzeugte Inhomogenitäten im Raum, indem sie den Wert des Skalarfelds in manchen Bereichen des Universums erhöhte und in anderen senkte.

Betrachten wir nun die Raumbereiche, in denen der Wert des Skalarfelds dauerhaft erhöht wurde. Diese Gebiete sind zwar außerordentlich selten, aber es gibt sie, und sie können extrem wichtig werden. Diese Domänen, wie wir sie nennen wollen, beginnen mit zunehmender Geschwindigkeit zu expandieren, und zwar um so schneller, je höher der Wert des Skalarfelds dort ist. Sehr bald nehmen solche Domänen ein viel größeres Volumen ein als andere.

Aus dieser Überlegung folgt, daß das Universum unaufhörlich neue inflationäre Domänen erzeugt, sofern wenigstens ein solches Gebiet von ausreichender Größe vorhanden ist. Die Inflation in einem bestimmten Bereich kann abrupt enden, aber viele andere können sich weiterhin ausdehnen. Das Gesamtvolumen aller dieser Domänen wächst endlos an. Demnach sprießen aus einem inflationären Universum weitere inflationäre Blasen, die wiederum Tochter-Blasen erzeugen (Bild 5).

Dieser Prozeß, den ich ewige Inflation nenne, setzt sich wie eine Kettenreaktion fort, wobei sich eine fraktale Struktur von Universen ausbildet. In diesem Szenario hat das Universum als Ganzes kein Ende. Jeder Teilbereich des Alls mag sich irgendwann in der Vergangenheit aus einer Singularität entwickelt haben und irgendwann in der Zukunft in einer Singularität enden; doch das Universum in seiner Gesamtheit entwickelt sich ewig weiter.

Wie die Situation am Anfang aller Dinge aussah, ist weniger eindeutig. Es ist durchaus möglich, daß alle Teile des Universums gleichzeitig aus einer allerersten Singularität durch einen Urknall entstanden. Doch diese Annahme ist nicht mehr zwingend. Zudem wächst die Gesamtzahl der inflationären Blasen auf dem sich verästelnden kosmischen Baum exponentiell mit der Zeit an. Darum wachsen die meisten Blasen (inklusive unseres eigenen Bereichs des Universums) beliebig weit vom Stamm. Wenngleich dieses Szenario einen Urknall, in dem alles begann, fast überflüssig macht, kann man doch den Zeitpunkt der Bildung einer Blase gewissermaßen als einen erneuten Urknall bezeichnen. So gesehen ist die Inflation nicht Teil der Urknalltheorie, wie wir noch vor 15 Jahren dachten. Ganz im Gegenteil: Der Urknall ist Teil der inflationären Theorie.

Denkt man an diese Selbstreproduktion des Universums, drängt sich unweigerlich eine Analogie auf. Jeder Mensch wurde irgendwann geboren; und wenn er eines Tages stirbt, wird seine persönliche Welt, die aus seinen Gedanken, Gefühlen und Erfahrungen besteht, verschwinden. Aber er hatte Vorfahren, und die meisten von uns werden Nachkommen haben – und die Menschheit als Ganzes wird, wenn sie klug genug ist, noch für lange Zeit existieren.

Das Szenario der Inflation deutet an, daß für das Universum etwas Ähnliches gelten dürfte. Es mag zuversichtlich stimmen, daß nach dem Ende unserer Zivilisation andere Orte im Universum existieren, an denen Leben in all seinen möglichen Formen immer und immer wieder neu entstehen kann.


Fremde Welten

Könnte unser Weltbild noch seltsamer werden? Durchaus. Bislang haben wir lediglich das einfachste inflationäre Szenario betrachtet, in dem nur ein Skalarfeld mit nicht mehr als einem Minimum der potentiellen Energie auftritt. Inzwischen setzen realistische Modelle der Elementarteilchenphysik viele Skalarfelder voraus.

Die vereinheitlichten Theorien der starken, schwachen und elektromagnetischen Wechselwirkungen zum Beispiel erfordern noch mindestens zwei weitere Skalarfelder, deren potentielle Energie mehrere verschiedene Minima haben kann. Daraus folgt, daß ein und dieselbe Theorie mehrere unterschiedliche Vakuumzustände umfassen kann, die verschiedenen Arten der Symmetriebrechung zwischen den grundlegenden Wechselwirkungen und folglich verschiedenen physikalischen Gesetzmäßigkeiten – zumindest in der niederenergetischen Physik – entsprechen (Wechselwirkungen von Teilchen bei extrem hohen Energien unterliegen nicht der Symmetriebrechung).

Diese Komplexität der Skalarfelder bedeutet, daß das Universum nach der Inflation in extrem große Bereiche aufgeteilt sein kann, in denen die Alltagsphysik unterschiedlichen Gesetzen gehorcht. Eine solche Aufteilung findet selbst dann statt, wenn das gesamte Universum ursprünglich demselben Zustand entsprungen war, der einem bestimmtem Minimum der potentiellen Energie entsprach.

Große Quantenfluktuationen können sogar Skalarfelder aus ihren Minima herausdrängen – in unserer Analogie heißt das, sie schaukeln einige der Kugeln aus ihren Schüsseln heraus, so daß sie in andere hineinfallen. Jede Schüssel repräsentiert dabei andere Gesetzmäßigkeiten, nach denen Wechselwirkungen zwischen Teilchen ablaufen. In einigen inflationären Modellen können die Quantenfluktuationen sogar dermaßen stark sein, daß sich selbst die Anzahl der räumlichen und zeitlichen Dimensionen ändert.

Wenn diese Vorstellung zutrifft, kann die Physik allein keine vollständige Erklärung für alle Eigenschaften der kosmischen Nische, in der wir uns befinden, anbieten. Ein und dieselbe physikalische Theorie besagt, daß große Bereiche im Universum verschiedene Eigenschaften haben. Demzufolge befinden wir uns nicht deshalb in einer vierdimensionalen Domäne, in der die uns bekannten physikalischen Gesetze gelten, weil solche anderer Dimensionalität und Eigenschaften unmöglich oder unwahrscheinlich wären, sondern schlicht deswegen, weil unsere Art von Leben in anderen Domänen nicht existieren kann.

Bedeutet dies, daß ein Verständnis aller Eigenschaften unserer Region des Universums außer physikalischen Kenntnissen auch tiefgreifende Einsichten in unser eigenes Wesen, vielleicht sogar in unser Bewußtsein erfordert? Von allen Folgerungen, die man aus den jüngsten Fortschritten in der inflationären Kosmologie ziehen kann, wäre diese sicherlich eine der am wenigsten erwarteten.

Die Entwicklung der inflationären Theorie hat ein völlig neues kosmologisches Paradigma ergeben, das sich erheblich von der bisherigen Urknalltheorie und sogar von den ersten Versionen des inflationären Szenarios unterscheidet. Nach gegenwärtiger Vorstellung ist das Universum sowohl chaotisch wie homogen, expandierend und stationär; es wächst, fluktuiert und vervielfältigt sich unablässig auf alle denkbaren Weisen, als ob es sich selbst an alle möglichen Lebensformen anpassen wollte, denen es eine Heimstatt geben kann.

Wir hoffen, daß einige Teile dieses neuen Weltbildes noch auf Jahre hinaus gültig bleiben. Viele andere werden beträchtlich modifiziert werden müssen, um sie an künftige Beobachtungsdaten und an fortschreitende Erkenntnisse in der Elementarteilchentheorie anzupassen. Dennoch dürfte sich unser Verständnis vom Aufbau und Schicksal des Universums sowie unserer eigenen Stellung darin in den vergangenen 15 Jahren, in denen die kosmologischen Modelle weiterentwickelt wurden, unumkehrbar verändert haben.

Literaturhinweise

- Particle Physics and Inflationary Cosmology. Von Andrei Linde in: Physics Today, Band 40, Heft 9, Seiten 61 bis 68, September 1987.

– The Fractal Dimension of the Inflationary Universe. Von M. Aryal und A. Vilenkin in: Physics Letters B, Band 199, Heft 3, Seiten 351 bis 357, 24. Dezember 1987.

– Inflation and Quantum Cosmology. Von Andrei Linde. Academic Press, 1990.

– Elementarteilchen und inflationärer Kosmos. Von Andrei Linde. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1993.

– From the Big Bang Theory to the Theory of a Stationary Universe. Von A. Linde, D. Linde und A. Mezhlumian in: Physical Review D, Band 49, Heft 4, Seiten 1783 bis 1826, Februar 1994.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 1 / 1995, Seite 32
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
1 / 1995

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 1 / 1995

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