Was war am Anfang unseres Universums? Diese Frage schien lange jenseits empirischer Wissenschaft zu liegen. Dank bemerkenswerter Fortschritte der modernen Kosmologie können wir heute bis weit in die Frühzeit des Kosmos blicken. Ausgangspunkt ist hierbei die Gegenwart, von der wir ein recht genaues Bild haben. Doch je weiter wir in die Vergangenheit zurückgehen, desto schwieriger wird es, das Geschehene zu rekonstruieren.

Beginnen wir also mit dem heutigen Universum. Unsere Galaxie, die Milchstraße, enthält neben der Sonne mehr als 100 Milliarden weitere Sterne. Außerhalb der Milchstraße ist erst einmal lange nichts, ein riesiger leerer Raum, bevor man auf weitere Galaxien trifft. Hiervon gibt es im beobachtbaren Universum mindestens 100 Milliarden, in aller Regel jeweils mit einer Vielzahl an Sternen.

Im Kleinen, also auf der Längenskala von Galaxien, Sternen und darunter, besitzt der Kosmos vielfältige Strukturen. Wenn man das Universum aber im Großen betrachtet, scheint es erstaunlich gleichförmig. Überall gibt es annähernd die gleiche Anzahl an Galaxien mit ähnlichen Eigenschaften. Und es fällt eine weitere Besonderheit auf: Fast alle Galaxien entfernen sich von unserer, was nur einen Schluss zulässt: Das Universum dehnt sich aus.

Um etwas über die Vergangenheit zu erfahren, müssen wir nur in den Himmel blicken. Da sich Licht mit endlicher Geschwindigkeit ausbreitet, liefert jeder Stern Informationen aus vergangener Zeit. Je weiter das Licht reisen musste, desto älter ist es. Tatsächlich ist das gesamte Universum mit einer Strahlung erfüllt, die vom ältesten Licht stammt: der kosmischen Mikrowellenstrahlung (kurz: CMB, vom Englischen: cosmic microwave background).

Der Ursprung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds

Diese Strahlung entstand vor mehr als 13 Milliarden Jahren – und markiert das früheste Ereignis, von dem wir ein detailliertes Bild besitzen. Vor diesem Zeitpunkt herrschten Temperaturen von mehreren Tausend Grad Celsius; Materie, wie wir sie kennen, gab es nicht. Der Raum war gefüllt mit freien Elektronen und Atomkernen. In diesem Plasma aus negativ und positiv geladenen Teilchen war es Photonen nicht möglich, sich frei zu bewegen. Damit war das junge Universum völlig intransparent. Deswegen müssen wir uns auf andere Daten stützen, um etwas über diese ferne Zeit zu erfahren.

Mit der Ausdehnung des Universums kühlte das Plasma jedoch ab. Dadurch begannen sich Elektronen an die Atomkerne zu binden. Dabei formten sich Elemente wie Wasserstoff und Helium. Diese konnten die elektromagnetische Strahlung nicht mehr so gut absorbieren, das Universum wurde transparent. Seitdem breitet sich das Licht weitgehend frei im Universum aus und ist als kosmischer Mikrowellenhintergrund noch heute beobachtbar.

Das lässt sich mit einem Foto des jungen Universums vergleichen. Das Licht wechselwirkt mit den damaligen Objekten im All und breitet sich aus, bis unsere Detektoren es empfangen. Somit ist die CMB-Strahlung rund 13 Milliarden Jahre alt, bis wir sie messen – und ein Bild des Universums zu jener Zeit.

Wegen der Ausdehnung des Raums wird auch die Wellenlänge des Lichts gestreckt. Diese entspricht dann nur noch einer Temperatur von rund 2,7 Kelvin, also etwa –270 Grad Celsius. Das Planck-Weltraumteleskop der ESA, das zwischen 2009 und 2013 betrieben wurde, vermaß die Temperaturverteilung des CMB mit bislang unerreichter Genauigkeit. Auffällig ist dabei die Gleichförmigkeit des Signals: Es hat überall fast die gleiche Temperatur. Die Schwankungen betragen nur circa 0,001 Prozent, was Temperaturunterschieden von ungefähr 0,00003 Grad Celsius entspricht.

Im Gegensatz zum heutigen Universum mit all seinen Galaxien, Sternen und Planeten hatte der frühe Kosmos demnach fast keine Struktur, sondern war nahezu gleichförmig. Seine jetzige, klumpige Form verdanken wir der Gravitation. Dort, wo vor 13 Milliarden Jahren ein klein wenig mehr Masse vorhanden war, wurde umliegende Materie stärker angezogen. Umgekehrt übten die Stellen mit weniger Masse eine schwächere Anziehungskraft aus und verloren immer weiter an Materie. Dieser Prozess ist selbstverstärkend: Über kosmische Zeiträume konnten so aus den winzigen Dichteunterschieden all die vielfältigen Strukturen entstehen, die wir heute beobachten.

Primordiale Nukleosynthese

Auch wenn das frühe Universum intransparent war, können wir etwas über die Zeit aussagen, als enorme Temperaturen von rund einer Milliarde Grad Celsius herrschten. Das entspricht einem Zeitpunkt ungefähr 380 000 Jahre vor der Entstehung des CMB.

Bei solchen Temperaturen können sich Protonen und Neutronen noch nicht dauerhaft zu Atomkernen verbinden – neu gebildete Kerne werden durch energiereiche Photonen sofort wieder zerlegt. Erst wenn die Temperatur unter rund eine Milliarde Grad Celsius fällt, beginnt die Bildung der ersten stabilen Atomkerne. Das ist der Zeitpunkt der »primordialen Nukleosynthese«.

Wenn man davon ausgeht, dass es ein nahezu gleichförmiges Plasma aus Protonen und Neutronen gab, kann postuliert werden, welche Atomkerne durch die Ausdehnung und Abkühlung des Universums entstanden sind. Demnach sollten rund 75 Prozent der sichtbaren Materie in Form von Wasserstoffkernen (einzelnen Protonen) vorgelegen haben; die restlichen 25 Prozent entfielen auf Heliumkerne (bestehend aus je zwei Protonen und Neutronen), darüber hinaus sollte es noch Spuren von leichten Kernen wie Deuterium und Lithium gegeben haben.

Diese Vorhersagen lassen sich durch verschiedene Messmethoden überprüfen: Sie stimmen gut mit der primordialen Nukleosynthese überein. Das deutet darauf hin, dass im jungen Universum tatsächlich einmal Temperaturen von mehr als einer Milliarde Grad Celsius geherrscht haben und dass es damals nahezu gleichförmig war. Interessanterweise dauerte die primordiale Nukleosynthese wohl nur etwa 20 Minuten an – also ungefähr so lange wie die Lektüre dieses Artikels.

Was geschah davor?

Doch was war vor der primordialen Nukleosynthese, als es noch nicht einmal Atomkerne gab? Für diese Zeit gibt es keine direkten Beobachtungsdaten, wir müssen uns daher auf subtilere Hinweise stützen. Damit wächst auch die Anzahl der möglichen Theorien.

Jede Theorie über diese frühe Phase des Universums muss mindestens zwei zentrale Fragen beantworten:

Auf den ersten Blick scheint es naheliegend, dass das Universum zu früheren Zeiten noch heißer und kleiner war. Im Prinzip ist so eine Extrapolation bis zu einer Temperatur von 10³² Grad Celsius (eine 1 mit 32 Nullen) möglich. Spätestens mit Überschreiten dieser Temperatur stößt man aber auf Probleme, da dort die allgemeine Relativitätstheorie nicht mehr anwendbar ist und stattdessen eine Theorie der Quantengravitation nötig wird.

Eine Interpretation lautet folglich, dass das Universum von einem extrem heißen Anfangszustand ausgehend begann, schnell zu expandieren. Die Temperatur würde dann kontinuierlich abnehmen, und die Ausdehnung würde durch Gravitation graduell gebremst. Historisch entspricht das der ursprünglichen Idee des Urknalls. Doch diese führt zu weiteren Schwierigkeiten.

Eine ist als das Horizontproblem bekannt. Falls das Universum in einem extrem heißen Zustand begann und sich dann durchgehend gebremst ausdehnte, erreichte es innerhalb kürzester Zeit die Temperaturen der primordialen Nukleosynthese und der CMB-Entstehung. Da sich Signale jedoch höchstens mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, können weit voneinander entfernte Regionen im jungen Universum während dieser Zeit keine Informationen ausgetauscht haben. Der kosmologische Horizont wäre demnach sehr klein, weshalb sich Ungleichheiten in verschiedenen Regionen nicht ausgleichen könnten. Sprich: Die erste Frage bleibt unbeantwortet.

Neben dem Horizontproblem gibt es weitere Beobachtungen, die nicht zu einem extrem heißen Anfangszustand passen: etwa, dass der dreidimensionale Raum auch auf großen Skalen flach wirkt. Das bedeutet, dass zum Beispiel Dreiecke in unserem Universum stets eine Winkelsumme von 180 Grad haben (unabhängig von der Tatsache, dass die vierdimensionale Raumzeit durch Gravitation gekrümmt ist). Was auf den ersten Blick offensichtlich klingt, ist bei Weitem nicht selbstverständlich. Bildet man etwa auf der Erdoberfläche ein großes Dreieck, zum Beispiel zwischen dem Nordpol, Manaus in Brasilien und dem Victoriasee, ergeben sich drei rechte Winkel und somit eine Winkelsumme von 270 Grad. Das verdeutlicht, dass die zweidimensionale Erdoberfläche gekrümmt ist. Das gleiche Konzept gilt für den dreidimensionalen Raum. Laut der allgemeinen Relativitätstheorie sollte eine gebremste Ausdehnung die dreidimensionale Krümmung verstärken. Falls das frühe Universum auch nur ganz leicht gekrümmt war, müsste sich der Raum später stark verformt haben.

Wenn wir also an der ursprünglichen Urknalltheorie festhalten, dann müssen wir annehmen, dass das Universum von Anfang an extrem gleichförmig und flach war. Doch warum sollte das der Fall gewesen sein?

Kosmische Inflation

Um die erstaunliche Gleichförmigkeit, Flachheit und weitere Eigenschaften des Universums zu erklären, wurde die Theorie der kosmischen Inflation entwickelt. Diese beschreibt eine Phase im sehr frühen Universum, in der sich das All extrem schnell ausdehnte.

Ohne Inflation expandiert der Kosmos ebenfalls, aber recht langsam: Die Abstände wachsen höchstens proportional mit der Zeit. Während der kosmischen Inflation verlief die Ausdehnung hingegen beschleunigt – und zwar sogar exponentiell: Wenn sich innerhalb einer Zeit Δt die Abstände verdoppelten, vervierfachten sich die Distanzen mit der Zeit 2Δt, und nach 3Δt betrugen die Abstände schon das Achtfache.

Die inflationäre Ausdehnung löst einige der zuvor beschriebenen Probleme. Angenommen, das Universum war zu einer sehr frühen Zeit ungleichförmig. Durch die enorme Expansion entspräche das heute beobachtbare Universum nur einem winzigen Teil dieses ursprünglichen Zustands. Wenn man also nur einen winzigen Bereich des frühen Kosmos betrachtet, ergibt sich für das beobachtbare Universum eine nahezu gleichförmige Teilregion.

Ebenso lässt sich aus der allgemeinen Relativitätstheorie ableiten, dass der Raum während einer beschleunigten Ausdehnung flacher wird. Denn auch in diesem Fall betrachtet man bloß einen verschwindend kleinen Teil eines potenziell riesigen gekrümmten Raums. Dadurch erscheint der kleine Teil flach, genauso wie die Erdkrümmung keinen beobachtbaren Effekt im eigenen Garten hat.

Die Inflation kann also sowohl die Gleichmäßigkeit als auch die Flachheit des beobachtbaren Universums erklären. Dafür müssen sich Abstände während der Inflation allerdings mindestens um einen Faktor von 10²¹ ausgedehnt haben, eine Eins gefolgt von 21 Nullen. Das entspricht etwa 70 Verdopplungen (da 2⁷⁰ ≈ 10²¹), was innerhalb sehr kurzer Zeit geschehen sein könnte, möglicherweise in nur 10^-36 Sekunden.

Entstehung der primordialen Fluktuationen

Aber wie sind durch die Inflation die kleinen Fluktuationen entstanden, die wir im CMB sehen und aus denen schließlich die Struktur unseres Universums hervorgegangen ist? Eine entscheidende Rolle spielt hierbei die Quantenmechanik. Sie besagt, dass es auf kleinsten Skalen keine perfekte Gleichförmigkeit gibt: Es treten unvermeidlich winzige, zufällige Schwankungen auf, sogenannte Quantenfluktuationen.

Wenn sich während der Inflation der Raum rasant ausdehnt, werden diese mikroskopischen Quantenfluktuationen gestreckt und können makroskopische – sogar galaktische – Skalen erreichen. Auf diese Weise könnten die im CMB beobachteten Schwankungen von 0,001 Prozent aus kleinsten Quantenfluktuationen hervorgegangen sein. Die Inflationstheorie macht also eine erstaunliche Vorhersage: Alle Strukturen im Universum – von Galaxien über Sterne bis hin zur Erde – haben ihren Ursprung in winzigen Quantenfluktuationen.

Das lässt sich quantitativ überprüfen. Theoretisch hängt die Stärke der erzeugten Fluktuationen von der inflationären Energie ab – dem rätselhaften Treibstoff, der die Ausdehnung ausgelöst hat. Damit die Phase der Inflation enden kann, muss diese Energie langsam abnehmen. Während all dieser Zeit entstehen Quantenfluktuationen, die gegen Ende der Phase weniger ausgedehnt werden. Insgesamt bedeutet das, dass inflationär erzeugte Fluktuationen auf unterschiedlichen Skalen nahezu die gleiche Stärke haben sollten, aber bei kleinen Abständen etwas schwächer ausfallen sollten.

Das lässt sich mit dem CMB überprüfen, indem man für viele Punktpaare, die einen gleichen Winkelabstand haben, den mittleren Temperaturunterschied bestimmt. Dieses Verfahren wiederholt man für verschiedene Abstände, sodass man die Stärke der Fluktuationen abhängig von der Längenskala erhält. Wie sich herausstellt, hängen die Schwankungen im CMB kaum vom Abstand ab – nur auf kleineren Skalen erscheint eine leicht schwächere Amplitude, so wie es das Inflationsmodell vorhersagt.

Wie ist die Inflation abgelaufen?

Laut den gängigsten Modellen enthielt das Universum während der inflationären Ausdehnung kaum Teilchen. Erst am Ende des Prozesses wandelte sich die inflationäre Energie in ein heißes Plasma um, das aus den uns bekannten Elementarteilchen besteht. Dieser Vorgang wird als »Wiederaufheizung« (englisch: reheating) bezeichnet. Im Anschluss folgte dann die bekannte gebremste Ausdehnung. Dabei kühlte das Universum immer weiter ab, und spätestens nach wenigen Minuten begann die primordiale Nukleosynthese.

Wie hoch die Temperatur bei der Wiederaufheizung war, wissen wir nicht. Sie muss aber über einer Milliarde Grad Celsius gelegen haben, um die primordiale Nukleosynthese ermöglicht zu haben. Es gibt auch eine maximal mögliche Temperatur: Während der Inflation werden Gravitationswellen produziert, die später im CMB ein charakteristisches Muster hinterlassen. Je größer die inflationäre Energie – und damit auch die Temperatur bei der Wiederaufheizung –, umso mehr Gravitationswellen wurden produziert. Bisher hat man im CMB jedoch keine Hinweise darauf gefunden, daher kann die Temperatur nicht mehr als 10²⁹ Grad Celsius betragen haben.

Damit es überhaupt zu einer exponentiellen Ausdehnung kommen konnte, muss das Universum mit einer inflationären Energie gefüllt gewesen sein. Diese bewirkt, dass die Schwerkraft abstoßend wirkt. Das mag exotisch klingen, aber schon Einstein erkannte, dass die allgemeine Relativitätstheorie einen solchen Mechanismus zulässt. Hierfür muss man in seinen Gleichungen lediglich eine »kosmologische Konstante« einführen.

Offene Fragen

Allerdings ist unklar, woraus die inflationäre Energie bestand. Es gibt eine Vielzahl von unterschiedlichen Inflationsmodellen, die verschiedene Erklärungen dafür vorschlagen. In der Regel stützen sich diese auf bisher unbekannte Teilchen. Doch es ist auch denkbar, dass das 2012 entdeckte Higgs-Boson die Inflation losgetreten hat. Ebenso existieren Szenarien, in denen das Universum schon während der Inflation aus einem Plasma von Elementarteilchen bestand, und es gibt auch Alternativen zur Inflation selbst.

Die verschiedenen Inflationsmodelle unterscheiden sich in ihren Vorhersagen, etwa der Wiederaufheizungstemperatur und der Längenabhängigkeit der Fluktuationen im CMB. So konnten die Daten der kosmischen Hintergrundstrahlung bereits einige Modelle ausschließen – wenn auch bei Weitem nicht alle. Bis heute sind noch viele Kandidaten im Rennen. Zukünftige Beobachtungen wie durch das Simons Observatory in der chilenischen Atacama-Wüste und durch den japanischen Satelliten LiteBIRD werden uns dabei helfen, weiter zu selektieren.

Auch auf theoretischer Seite bleiben zentrale Fragen offen. Zum Beispiel können die frühen Quantenfluktuationen die Inflation destabilisieren und vorzeitig beenden. Daher erforschen wir, wie man dies verhindern kann und welche Inflationsmodelle hierfür gut geeignet sind.

Ferner ist die Gesamtdauer der Inflation unbekannt. Sie muss mindestens so lange angehalten haben, bis eine Ausdehnung von 10²¹ erreicht wurde – aber sie könnte sich auch viel länger fortgesetzt haben. Deshalb versuchen wir herauszufinden, ob und wie sich die Inflationsdauer bestimmen lässt. Und schließlich möchten wir verstehen, wie die Inflation überhaupt begonnen hat und was davor geschehen sein könnte.

Wie weit wir in die Vergangenheit blicken können

Wir haben also eine recht klare Vorstellung von der Entwicklung des Universums. Zunächst fand eine Phase exponentieller Ausdehnung statt, die kosmische Inflation. Während dieser wurden mikroskopische Quantenfluktuationen auf makroskopische Skalen gestreckt, was zu den kleinen Dichteschwankungen führte, die wir nun beobachten. Am Ende der Inflation wandelte sich die inflationäre Energie in ein heißes Plasma aus den uns bekannten Elementarteilchen um, während sich das Universum langsam weiter ausdehnte und dabei abkühlte. So kam es zur primordialen Nukleosynthese, bei der erste Atomkerne entstanden. Als auch aus diesen später Atome hervorgingen, wurde das Universum transparent, was wir in der damals entstandenen kosmischen Hintergrundstrahlung beobachten können.

In den nachfolgenden 13 Milliarden Jahren wurden aus den winzigen Dichteschwankungen die kosmischen Strukturen, die wir heute beobachten: von den Galaxien und Sonnensystemen bis hin zur Erde; alles ist ursprünglich aus kleinsten Quantenfluktuationen hervorgegangen.

Und tatsächlich beginnt sich unser heutiges Universum erneut exponentiell auszudehnen. Die Ursache hierfür wird als Dunkle Energie bezeichnet, von der bisher völlig unklar ist, woraus sie besteht. Sie scheint aber einen ähnlichen Effekt zu haben wie inflationäre Energie – mit dem Unterschied, dass die Verdopplung der Abstände viel langsamer verläuft. Während bei der Inflation vielleicht schon 10^-38 Sekunden für eine Verdopplung ausgereicht haben, erfordert derselbe Vorgang heute rund 10 Milliarden Jahre. Wie es scheint, gleichen sich das frühe und das zukünftige Universum also in zumindest einem Punkt: Sie dehnen sich exponentiell aus.

Es sind noch viele dringende Fragen offen, etwa woraus die inflationäre Energie bestanden hat oder was davor geschah. Diese Fragen zu beantworten, ist zweifelsohne äußerst schwierig. Dennoch bin ich davon überzeugt, dass wir irgendwann noch weiter in die Vergangenheit blicken können.