Die Entdeckung der Expansion des Universums durch Hubble und Lemaître in den 1920er-Jahren brachte tiefgreifende Konsequenzen mit sich. Eine davon: die Vorhersage einer schwachen Hintergrundstrahlung – einer allgegenwärtigen Strahlung, die aus der Frühzeit des Universums stammt und heute aus allen Richtungen des Kosmos messbar ist. Sie wurde bereits 1933 von Erich Regener, einem deutschen Physiker, vorhergesagt, und er errechnete für diese eine Temperatur von etwa 2,8 K. Ihr Nachweis erfolgte aber eher zufällig im Jahr 1964 durch Arno Penzias und Robert Wilson beim Test einer neuen empfindlichen Antenne, die für Experimente mit künstlichen Erdsatelliten gebaut worden war.

Diese Strahlung, die einen wichtigen Beleg für die Existenz des Urknalls lieferte und später den Namen „kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung“ erhielt, sorgte in der Tat eher für Verwirrung unter den Astrophysikern, da sie einige völlig unerwartete Rätsel barg. Und diese Rätsel fordern bis heute nicht nur unsere Instrumente – sondern auch unser Verständnis von der Geburt des Universums selbst.

Die Entdeckung – vorhergesehen und doch rätselhaft

Die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung beginnt eigentlich mit einer Anekdote. Robert Wilson und Arno Penzias horchten 1964 in Diensten der Bell Labs in Holmdel/New Jersey mit einer hoch­empfind­­lichen Antenne in den Weltraum. Sie fanden im Mikro­wellen­bereich des elektromagnetischen Spektrums ein konstantes Rauschen, das aus allen Raumrich­tungen kam und sie zunächst vor ein Rätsel stellte. Sie hielten das Rauschen für eine Störung und machten sich auf die Suche nach der Quelle. Bei ihrer Suche hatten sie neben anderen Faktoren wie etwa der nahen Metropole New York sogar ein Tauben­paar im Verdacht, das sich in der Antenne eingenistet hatte und sie regelmäßig mit Exkrementen eindeckte. Nachdem sie die Antenne gesäubert haben und einen erneuten Test durchführten, stellten sie immer noch das Rauschen unverändert vor. Die Störungsquelle war einfach nicht aufzufinden.

Was Wilson und Penzias damals entdeckten, war in der Tat keine seltsame Störung, sondern ein von einigen Astrophysikern vorhergesagtes Phänomen: die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung, oft abgekürzt als CMB (Cosmic Microwave Background) – ein Relikt aus einer längst vergangenen kosmischen Epoche.

Penzias berichtete während eines Telefonats mit dem MIT-Astronomen Bernard Burke beiläufig von dem mysteriösen Rauschen. Burke verstand sofort, dass dieses Rauschen mit der Forschungsarbeit der Gruppe um Robert Dicke und Jim Peebles an der Princeton University zusammenhing. Diese Astronomen suchten – bislang vergeblich – nach der Kosmischen Hinter­grundstrahlung, welche bereits zuerst von 1933 von Erich Regener und außerdem 1948 von den Physikern Ralph Alpher, George Gamow und Robert Herman vorausgesagt worden war. Burke machte sich sogleich auf, die Teams zusammenzubringen. Noch im Jahr 1965 veröffentlichten Penzias, Wilson und Dicke gemeinsam in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal die Entdeckung des „Störge­räuschs” sowie die korrekte Deutung.

Ironischerweise erhielten trotz ihrer ursprünglichen Ahnungs­losigkeit die Physiker Penzias und Wilson 1978 den Nobelpreis für Physik, Dicke, Peebles und Burke dagegen gingen leider leer aus.

Als dann klar wurde, welche Bedeutung das von den beiden Physikern nachgewiesene schwache Rauschen für die gesamte Kosmologie hatte, unternahm man viele Anstrengungen, dieses Rauschen genau zu vermessen und seine Natur zu verstehen.

Die Messung selbst stellte – wie es oft in der Physik bei einer „praktischen Umsetzung“ einer Problemlösung der Fall ist – die Physiker vor einige Herausforderungen. Zunächst einmal bewegen wir uns mit einer gewissen Geschwindigkeit gegen das Ruhsystem der kosmischen Hintergrundstrahlung, so dass uns bei einer ersten Messung – grob gesprochen – die eine Hälfte des Universums leicht rotverschoben erscheint (hier bewegen wir uns vom Ruhsystem weg), die andere Hälfte leicht blauverschoben (hier bewegen wir uns auf das Ruhsystem zu). Dies würde in etwa wie in Abb. 1 aussehen.

Nach Subtraktion unserer Bewegung gegen das Ruhsystem der kosmischen Hintergrundstrahlung würden wir in etwa die in Abb. 2 dargestellte Karte erhalten.

Aus dieser muss noch eine weitere wichtige – und auf den ersten Blick ersichtliche – Störquelle herausgerechnet werden: Die Strahlung unserer eigenen Milchstraße, welche wir hier im Querschnitt sehen. Nachdem auch dies akkurat vollzogen wurde (und eigentlich auch die Strahlungen vieler anderer Galaxien ebenso herausgerechnet wurden), ergibt sich eine Karte wie in Abb. 3.

Dies ist die tatsächliche Karte mit der kosmischen Hintergrundstrahlung, in der die etwas wärmeren Regionen rötlicher und etwas kältere Regionen bläulicher dargestellt werden. Vor allem die Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, auf die man ein besonderes Augenmerk richtete, gaben der Gemeinschaft der Astronomen überraschende Rätsel auf.

Bevor wir diese Rätsel jedoch angehen und verstehen wollen, müssen wir erst einmal klären, was denn genau diese mysteriöse Hintergrundstrahlung denn überhaupt ist – und wieso sie uns so viel über unsere kosmische Kindheit verrät.

Was genau ist die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung?

Um zu verstehen, was das CMB ist und wieso sie für unsere Grundlagenforschung so enorm wichtig ist, müssen wir uns in eine kosmische Epoche weit in der Vergangenheit begeben – fast bis zu unserer kosmischen Geburt.

Zu Beginn, also nur eine kurze Zeitspanne nach dem Urknall, war das Universum eine brodelnde Ursuppe aus Photonen, Elektronen und Protonen. Die Temperaturen waren so enorm hoch, dass sich keine neutralen Atome bilden konnten. Jeder Versuch eines Elektrons, sich mit einem Proton zu verbinden, wurde sofort von einem energiereichen Photon zunichtegemacht. Die Photonen waren letztendlich in diesem riesigen heißen Plasma gefangen – gestreut, absorbiert, wieder ausgesandt. In dieser Phase war das Universum in gewissem Sinne undurchsichtig – wie ein äußerst dichter Nebel in der Morgendämmerung.

Mit fortschreitender Expansion aber sank die Temperatur und das Universum erreichte schließlich einen Punkt, an dem die Teilchen sich abkühlten und „zur Ruhe kamen“ – die Elektronen wurden dauerhaft eingefangen, und es bildeten sich die ersten neutralen Wasserstoffatome. Die Photonen hatten nun freie Bahn und konnten sich ungehindert durch das All bewegen. Diese Phase wird als Rekombinationsepoche oder auch als Zeit der Entkopplung bezeichnet und fand Berechnungen zufolge etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall statt. Und genau diese frei gewordenen Photonen erreichen uns heute, 13,8 Milliarden Jahre später, als Mikrowellenhintergrundstrahlung.

Diese Strahlung und ihre Muster genau zu verstehen ist also gleichbedeutend damit, diese frühe Epoche – also die Zeit etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall – zu verstehen und die damals gebildete Materieverteilung zu kartografieren. Denn genau diese führte schließlich in der darauffolgenden Zeit, die wir visuell mit modernen Teleskopen überwachen können, zu der heutigen Materieverteilung im Universum, die uns immer noch viele Rätsel aufgibt. Wenn wir also lernen, das CMB zu verstehen, werden wir vermutlich in der Lage sein, viele der modernen Rätsel in der Kosmologie zu entschlüsseln.

Das Rätsel um die viel zu kleinen Abweichungen

Seit der Entdeckung des CMB wurden viele detaillierte Surveys durchgeführt, um eine kosmische Karte von der Hintergrundstrahlung zu erstellen. Mit der Zeit wurden die Messungen immer genauer, und Meilensteine in diesem Bereich wurden beispielsweise von den Raumsonden COBE (Cosmic Background Explorer), WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2001 – 2010) und Planck (2009 – 2013) gelegt.

Jedes dieser Surveys konnte die Genauigkeit der kosmischen Karte immer weiter verbessern, aber ein Problem blieb permanent bestehen: Der CMB war sehr gleichmäßig – viel zu gleichmäßig für natürliche zufällige Störungen.

Warum stellt die nahezu perfekte Gleichmäßigkeit des CMB ein Problem dar? Das lässt sich durch ein einfaches stochastisches Gedankenexperiment erklären: Stellen wir uns vor, wir werfen eine faire Münze mit gleichen Wahrscheinlichkeiten für „Kopf“ und „Zahl“. Bei einer Million Würfen erwarten wir zwar im Mittel etwa 500.000 Ergebnisse pro Seite – aber fast nie genau diese Zahl. Stattdessen sind Abweichungen zu erwarten, die sich statistisch abschätzen lassen. Die sogenannte Standardabweichung in diesem Fall beträgt etwa 500, sodass Ergebnisse wie 500.574 zu 499.426 oder 499.481 zu 500.519 völlig normal wären. Ein Resultat wie 500.004 zu 499.996 hingegen wäre bereits außergewöhnlich genau – und bei vielen Wiederholungen statistisch höchst unwahrscheinlich.

Genauso ist es mit der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung. Die gemessenen Temperaturschwankungen um den Mittelwert von 2,725 K sind viel zu klein, um mit natürlichen stochastischen Abweichungen erklärbar zu sein. Mit anderen Worten: Das Universum ist an dieser Stelle viel gleichmäßiger, als es die klassische Theorie ohne zusätzliche Annahmen erlaubt. Um im Bild unseres Münzversuchs zu bleiben: Die Natur scheint ständig „zu perfekte“ Ergebnisse zu liefern – und das ist statistisch höchst verdächtig.

Dieses Phänomen ist einer der Hauptgründe, warum sich die Kosmologie gezwungen sah, eine zusätzliche Phase – die Inflation – einzuführen, um die Homogenität und Isotropie des frühen Universums physikalisch zu erklären, die sich in dem CMB widerspiegelt.

Die Inflation – Rettung oder Problem?

Als einen möglichen Ausweg aus dem Dilemma um die viel zu geringen Abweichungen wurde die Inflationstheorie in den 1980er-Jahren entwickelt, unter anderen von Alan Guth. Gemäß dieser Theorie durchlief das Universum kurz nach dem Urknall – innerhalb eines winzigen Sekundenbruchteils – eine Phase extrem schneller, exponentieller Expansion. Diese Phase dehnte einen ursprünglich winzigen, kausal verbundenen Bereich des Universums auf kosmische Größe aus – und sorgte so für die Homogenität, die wir heute beobachten. Diese Phase glättete mit anderen Worten die Unebenheiten in der Materie- und Strahlungsverteilung und sorgte dafür, dass die Verteilung deutlich homogener wurde – was sich eben heute in der riesigen kosmischen Karte des CMB widerspiegelt.

Gleichzeitig erklärt die Inflation auch die winzigen Temperaturschwankungen in dem CMB: Sie entstanden als Quantenfluktuationen im Inflationsfeld und wurden durch die rasante Ausdehnung auf makroskopische Skalen „aufgeblasen“. Diese Fluktuationen sind es, aus denen sich später die Materieverklumpungen, also die Sterne, Galaxien und Galaxienhaufen, bildeten – sie sind der Ursprung aller großräumigen Strukturen im Kosmos.

Theoretische Berechnungen ergeben das folgende Bild. Die Ära der Inflation begann bei etwa 10⁻³⁵ Sekunden nach dem Urknall und dauerte bis zu einem Zeitpunkt zwischen 10⁻³³ und 10⁻³⁰ Sekunden nach dem Urknall. Das Universum hat sich in dieser Phase mindestens um den Faktor 10²⁶ ausgedehnt. Das bedeutet mit anderen Worten, dass in dieser Zeit das Universum von einem Durchmesser, der den eines Photons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm hätte expandieren müssen. Danach setzte die „normale“ Expansion gemäß dem Standard-Urknall-Modells ein (Abb. 4).

Im Übrigen widerspricht die Inflationsphase der Relativitätstheorie keineswegs, wie man womöglich zunächst denken mag. Aufgrund der rasanten Ausdehnung des Raumes während der Inflationsphase gab es Punkte, die sich mit deutlicher Überlichtgeschwindigkeit voneinander entfernt haben. Doch die Relativitätstheorie legt nur der Verbreitung von Signalen innerhalb eines Inertialsystems die Lichtgeschwindigkeit als obere Geschwindigkeitsgrenze fest – über die Raumausdehnung an sich macht sie keinerlei Aussagen.

Obwohl die Inflationstheorie einen sehr spekulativen Charakter trägt, und bisher keine eindeutigen schlüssigen Belege für ihre Existenz gibt, ist sie heute ein weitgehend anerkannter Ansatz, weil sie gleichzeitig mehrere Probleme löst, wie wir sogleich sehen werden. Beobachtet werden derzeit nur gewisse Phänomene, die mit der Inflationstheorie kompatibel sind, aber noch keine eindeutige Beurteilung zulassen.

Das Horizont- und das Flachheitsproblem – Das Universum weiß, was es nicht wissen darf

Der große Vorteil – und der Hauptgrund für die allgemeine Akzeptanz – der Inflationstheorie liegt darin, dass sie mindestens zwei wichtige Probleme der Kosmologie sehr elegant löst: das Horizontproblem (Horizon problem) und das Flachheitsproblem (Flatness problem).

Das Horizontproblem – ein Grundproblem der Kosmologie – ist ein Problem, das mit dem Standardmodell des Urknalls nicht verträglich ist und in den 1970er Jahren aufgeworfen wurde. Es erhebt die Frage, wie es sein kann, dass verschiedene Regionen des Universums, die nicht miteinander in Kontakt stehen und somit aufgrund ihrer zu großen Distanz keinen kausalen Zusammenhang aufweisen, dennoch gleiche physikalische Eigenschaften wie etwa ein vergleichbares Temperaturniveau besitzen können.

Das gesamte beobachtbare Universum besitzt nahezu die gleiche Temperatur, obgleich er heutigen Berechnungen zufolge eine Ausdehnung von mindestens 93 Milliarden Lichtjahren erreicht hat, ihm aber nur 13,8 Milliarden Jahre dafür zur Verfügung standen. Somit besitzt er Regionen, die nichts voneinander „wissen“ können und dennoch nahezu dieselben Eigenschaften ausgeprägt haben. Da jeglicher Eigenschaftsaustausch wie etwa der Austausch von Energie und Temperatur sich höchstens mit Lichtgeschwindigkeit vollziehen kann, kann dieser Eigenschaftsaustausch nicht im Rahmen der gewöhnlichen Urknalltheorie und der Allgemeinen Relativitätstheorie erklärt werden.

Eine Erklärung für das Horizontproblem bietet nun die Inflationstheorie, die nicht zuletzt aufgrund dieses Problems entwickelt wurde. Eine der Konsequenzen der kosmischen Inflation ist, dass sich die Anisotropie – also die Richtungsabhängigkeit einer Eigenschaft eines Stoffes oder eines Vorgangs – während des Urknalls reduziert, jedoch nicht völlig verschwindet. Die Temperaturunterschiede im CMB wurden durch die kosmische Inflation „geglättet“, verschwanden jedoch nicht völlig. Hier stehen die theoretischen Ergebnisse tatsächlich überwiegend im Einklang mit den von den Raumsonden WMAP und COBE gelieferten Daten.

Einen anderen möglichen Erklärungsansatz bietet die alternative Theorie, nach der sich der Geschwindigkeitswert des Lichts mit der Zeit verändert haben könnte. Sie stößt jedoch auf eine breite Ablehnung in der Physikergemeinschaft, da gerade die Konstanz der Lichtgeschwindigkeit ein wichtiger Pfeiler der Relativitätstheorie ist.

Ein weiteres und sehr prominentes Problem der modernen Kosmologie ist das Flachheitsproblem. Es ist ein Problem des sogenannten Lambda-CDM-Modells (Lambda–Cold-Dark-Matter-Modell, das Lambda symbolisiert dabei Einsteins kosmologische Konstante), welches die Entwicklung des Universums beschreibt und erstmals von Robert Dicke im Jahr 1969 erwähnt wurde. Eine wesentliche Aussage der Kosmologietheorie ist, dass unser Universum entweder eine elliptische Gestalt (im Falle einer positiven Krümmung), eine hyperbolische Gestalt (im Falle einer negativen Krümmung) oder eben eine flache Gestalt (im Falle einer Nullkrümmung) besitzt. Tatsächlich deuten alle modernen Untersuchungen darauf hin, dass die Krümmung zumindest sehr nah an dem Wert 0 ist und unser Universum somit flach oder zumindest fast flach sein muss. Ein hierfür verantwortlicher Parameter jedoch unterliegt über die Zeit einem bestimmten Wachstumsverhalten, der bei kleinsten Schwankungen in der Frühphase des Universums weitab vom heutigen Wert liegen und damit eine Krümmung liefern würde, die wesentlich weiter weg von der Null liegt. Mit anderen Worten: dieser – nicht näher genannte – Parameter müsste einer sehr feinen Abstimmung unterliegen, die alles andere als natürlich wäre.

Auch hier zeigen theoretische Berechnungen, dass die Inflation das Universum in seiner Frühphase soweit „glätten“ würde, dass der beobachtete Wert der Krümmung mit der Theorie im Einklang steht.

Die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung ist nicht nur ein Relikt der Frühzeit – sie ist ein kosmischer Zeitzeuge, der uns ein Fenster in die ersten 380.000 Jahre unseres Universums öffnet – und uns gleichzeitig vor ernste theoretische Probleme stellt. Einen Ausweg aus den Problemen bietet die derzeit noch nicht belegte Inflationstheorie, die aber ihre eigenen ungeahnten Konsequenzen mit sich bringt, wie wir später sehen werden. Eine dieser Konsequenzen ist so bizarr, dass ihr bis heute mit großer Skepsis begegnet wird: die Inflation mündet direkt in die Multiversum-Theorie, gemäß der unser Universum nicht alleine ist, und der Urknall kein einzigartiges Ereignis war …