Das hier ist die Rezension eines
Kapitels von „Der Stoff aus dem der Kosmos
ist“ von Brian Greene. Links zu den Rezensionen der anderen Kapitel kann man hier finden.
Im letzten Kapitel hat Greene von der Zeit kurz nach dem Urknall erzählt, als die hohen Temperaturen das Higgs-Feld so stark fluktuieren ließen dass all die unterschiedlichen Kräfte und Teilchen, die wir heute sehen, identisch und vereinheitlicht waren. Aber der Urknall selbst ist immer noch ungeklärt. Wir wissen zwar, dass das Universum sich ausdehnt – aber nicht warum. Immerhin ist die Gravitationskraft doch eine anziehende Kraft und sie hat damals das ganz frühe Universum dominiert. Wenn also die Gravitation dafür sorgt, dass alles sich gegenseitig anzieht – woher kommt dann die Expansion? Was hat „geknallt“ beim Urknall?
Die kosmologische Konstante
Wieder mal müssen wir mit der Erklärung bei Albert Einstein anfangen. Er hat in seiner allgemeinen Relativitätstheorie erklärt, wie sich Raumzeit und Masse gegenseitig beeinflussen. Seine Theorie lieferte wunderbare und bestätigte Vorhersagen zur Bewegung des Merkur und zur Lichtablenkung durch die Sonne. Aber als Einstein sein Gleichungen auf das Universum in seiner Gesamtheit anwendete, geriet er in Schwierigkeiten. Denn die Gleichungen zeigten, dass das Universum entweder kontrahieren oder expandieren muss. Ein statisches Universum, dass immer die gleiche Größe hat, war nicht möglich.
Damit war Einstein nicht zufrieden. Denn damals, Anfang des zwanzigsten Jahrhunderts zeigten die Beobachtungsdaten ein statisches Universum und auch Einstein war davon überzeugt, dass es sich nicht ändert. Also hat er seine Gleichungen abgeändert. Er hat einen neuen Term eingefügt – eine „kosmologische Konstante“, die im Prinzip wie eine abstoßende Gravitationskraft wirkt. Wenn der Wert für diese Konstante richtig gewählt wird, dann kann diese neue Kraft der Gravitationskraft der Materie im Kosmos entgegenwirken und so die Expansion, die sich eigentlich aus den Gleichungen ergeben würde, aufhalten.
Hätte Einstein doch nur seinen ursprünglichen Gleichungen vertraut! Nur ein paar Jahre später konnte Edwin Hubble messen, dass sich das Universum tatsächlich ausdehnt! Hätte Einstein sich an seine Gleichungen gehalten und vorhergesagt, dass das Universum expandiert, dann wäre er vermutlich endgültig als das größte Genie der Menscheit in die Geschichte eingegangen…
Aber auch mit der Einführung der kosmologischen Konstante hat Einstein die Physiker späterer Generationen beeinflusst – und heute wissen wir, dass seine „Eselei“ (wie er die Konstante später genannt hat) gar nicht so dumm war.
Um zu verstehen, wie das gemeint ist, müssen wir aber erstmal ein paar Eigenheiten der allgemeinen Gravitationstheorie genauer betrachten. Denn die sagt, dass nicht nur die Masse selbst einen Beitrag zum Gravitationsfeld beiträgt – sondern auch alle anderen Formen von Energie. Wenn wir zum Beispiel zwei absolute identische Würfel aus Gold hätten, dann würden die auch genau gleich viel wiegen. Erhitzt man aber einen der beiden Würfel, dann führt man ihm Energie zu – und die leistet einen Beitrag zur Gravitation. Der heiße Würfel wäre tatsächlich schwerer! Gleiches gilt auch für Druck. Hat man zwei Sprungfedern die genau gleich viel wiegen und drückt man eine davon zusammen, dann führt man ihr Energie zu. Und diese Energie macht die Feder schwerer. Das gilt bei „positiven Druck“ – doch es gibt auch „negativen Druck“, der nicht nach außen drückt sondern nach innen „saugt“ – und der würde sich als abstoßende Gravitationskraft bemerkbar machen. Und das ist genau das, was die kosmologische Konstante von Einstein tut. Sie beschreibt quasi eine Energie, die den ganzen Raum erfüllt und einen gleichförmigen negativen Druck ausübt – also eine gravitative Abstoßungskraft darstellt.
Aber wie gesagt – erstmal war die kosmologische Konstante sowieso passé. Hubble hatte gezeigt, dass sich das Universum ausdehnt und Einsteins Gleichungen konnten das wunderbar beschreiben. Was sie allerdings nicht beschreiben konnten, war der Grund für die Expansion. Dieses Rätsel konnte man erst dann einigermaßen verstehen, als sich Ende der 1970er Alan Guth Gedanken über „unterkühlte Higgs-Felder“ machte.
Endlich: der Knall!
Die Higgs-Felder und den Higgs-Mechanismus hat Greene ja schon im letzten Kapitel erklärt. Dort hat er das nichtverschwindende Higgsfeld ja mit einem Frosch erklärt, der in einer Napfkuchenform herumspringt. In einer normalen Schüssel würde der Frosch irgendwann genau in der Mitte zur Ruhe kommen – das würde einem Feld entsprechen, dass einen Wert von Null hat. Aber in der Napfkuchenform ist in der Mitte eine Aufwölbung und der Frosch landet mit hoher Wahrscheinlichkeit abseits davon – genauso nimmt das Higgs-Feld einen nichtverschwindenden Wert an, wenn es sich abkühlt. Was wäre aber nun, überlegte Guth, wenn der Frosch doch genau in der Mitte landet? Was wäre, wenn das Higgs-Feld genau auf dem Mittelplateau der Potenzialschüssel landet und dort bleibt, während sich das Universum abkühlt?
Guth fand heraus, dass so ein „unterkühltes Higgs-Feld“ zu einem einheitlichen negativen Druck beiträgt. Es verhält sich genauso wie eine kosmologische Konstante und übt eine abstoßende Kraft aus! Aber so ein unterkühltes Higgs-Feld bleibt nicht ewig unterkühlt. Genauso wie sich unterkühltes Wasser (hochreines Wasser, dass flüssig bleibt, obwohl es unter Null Grad gekühlt wird, weil es keine Kristallisationskeime gibt die die Eisbildung auslösen können) durch äußere Störungen sofort zum frieren bewegen lässt, kann auch ein unterkühltes Higgs-Feld spontan vom Mittelplateau „abrutschen“ – und das sehr schnell. In der Hinsicht verhält sich das Higgs-Feld also nicht wie eine kosmologische Konstante, die ja tatsächlich immer konstant bleibt. Außerdem zeigt sich, dass der nach außen gerichtete Druck der abstoßenden Gravitation des Higgs-Feldes ungeheuer viel größer ist als der Wert, den Einstein gewählt hat.
Greene schreibt:
„Wenn wir jetzt diese beiden Ideen miteinander verbinden – dass das Higgs-Feld nur einen winzig kleinen Augenblick in dem Zustand hoher Energie und negativen Druck auf dem Plateau verharrt und dass es, während es sich dort befindet, eine enorme nach außen gerichtete Abstoßungskraft erzeugt – was haben wir dann? Wie Guth erkannte, haben wir dann einen ungeheuren, kurzlebigen, nach außen gerichteten Ausbruch. Mit anderen Worten, wir haben, was der Urknalltheorie bislang fehlte: einen Knall, und einen großen dazu.“
Mit Guths Entdeckung kann man nun die Entwicklung des Universums so verstehen: Vor langer Zeit war das Universum extrem klein und extrem dicht. Die Energie des Higgs-Felds lag bei einem Wert, der nicht dem niedrigsten Punkt in der Potentialschüssel entsprochen hat (dieses besondere Higgs-Feld nennt man übrigens „Inflaton-Feld“). Dieses Inflaton-Feld hat eine enorme gravitative Abstoßung verursacht und das Universum began sich auszudehnen. Diese Ausdehnungsphase dauerte nicht lange. Nach nur 10-35 Sekunden hatte das Higgs-Feld seinen Punkt niedrigster Energie erreicht und die Ausdehnung war vorbei. Aber in dieser kurzen Zeit hatte sich das Universum dramatisch ausgedehnt! Je nach spezieller Theorie kommt man auf Expansionsfaktoren von 1030 bis 10100! Nach dieser Expansion hat das Inflaton-Feld seine aufgestaute Energie in die Erzeugung von Materie und Strahlung umgesetzt und von da an folgt die Entwicklung des Universums im Wesentlichen dem Standardmodell, dass Greene im letzten Kapitel vorgestellt hat.
Wir wissen zwar immer noch nicht, wo das Inflaton-Feld herkommt – aber die inflationäre Kosmologie löste ein paar der großen Probleme, die die Standardkosmologie bis dahin hatte. Eines davon ist das „Horizontproblem“. Ich habe früher schon vom der enormen Gleichförmigkeit der kosmischen Hintergrundstrahlung geschrieben.
Diese Messungen des Satelliten WMAP zeigen, dass Temperaturunterschiede minimal sind, Egal wohin man im Universum blickt, die Temperatur der Hintergrundstrahlung unterscheidet sich höchstens um 0.0002 Grad. Das ist erstaundlich – und es schafft Probleme. Denn wenn die Hintergrundstrahlung so gleichförmig ist, dann heisst das, dass auch das frühe Universum (von dem die Strahlung ja stammt) extrem gleichförmig ist. Aber das kann nur dann der Fall sein, wenn genügend Zeit war, damit sich das Universum entsprechend „vermischen“ konnte. Nimmt man aber das Standardmodell der Expansion des Universums, dann zeigt sich, dass diese Zeit nicht da war. Die entfernten Regionen des Alls waren immer zu weit außeinander um den Licht genügend Zeit zu geben, von einem Ende zum anderen zu gelangen. Wenn aber diese Regionen so voneinander getrennt waren, dann gibt es auch keine Möglichkeit, wie sich so ein exaktes Temperaturgleichgewicht eingestellt haben könnte. Die Inflation löst dieses Problem. Denn früher war das Universum sehr klein und alles konnte sich vermischen. Dann kam die inflationäre Phase und hat das All extrem schnell aufgeblasen (die Expansion des Raumes kann durchaus auch überlichtschnell erfolgen). Heute also können die entferntesten Regionen des Raums nicht miteinander kommunizieren – vor der Inflation war das aber der Fall!
Das zweite große Problem war das „Flachheitsproblem“. In einem früheren Kapitel hat Greene schon von den prinzipiellen Möglichkeiten für die Form gesprochen, die der Raum haben kann. Er kann positiv gekrümmt, negativ gekrümmt oder flach sein. Das hängt ganz von der mittleren Materie/Energiedichte des Universums ab. Die Gleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie zeigen, dass, wenn das Universum heute genau die kritische Dichte hätte, die für ein flaches Universum nötig wäre, es dieses Dichte auch schon ganz zu Beginn haben hätte müssen. Wenn die mittlere Dichte kurz nach dem Urknall auch nur um eine Winzigkeit anders gewesen wäre – wenn sie zum Beispiel nur 99.99 % des nötigen Werts gehabt hätte, dann wäre dieser Wert heute auf 0,00000000001 % der kritischen Dichte reduziert worden.
Dunkle Dinge
Wenn wir also die mittlere Dichte messen, dann müssten wir entweder einen Wert finden, der genau der kritischen Dichte entspricht – oder aber einen Wert, der sich sehr stark davon unterscheidet. Das ist aber nicht der Fall. Die ersten Messungen, die dazu durchgeführt worden sind, haben gezeigt, dass die mittlere Dichte zwar nicht der kritischen Dichte entspricht – aber nicht stark von diesem Wert abweicht. Wesentlich weniger stark, als zu erwarten gewesen wäre. Die inflationäre Kosmologie löst auch dieses Problem. Denn es ist klar: je größer etwas ist, desto weniger stark krümmt es sich. Ein Fußball ist gekrümmt, genauso wie die Erde. Die Erde ist aber wesentlich größer und deswegen kommt es uns so vor, als wäre sie flach – ganz im Gegensatz zum Fußball. Wenn also das Universum sich durch die Inflation extrem stark ausgedehnt hat, dann wäre auch das beobachtbare Universum sehr flach – egal, wie groß die mittlere Massendichte war. Das Universum als Ganzes kann durchaus gekrümmt sein – aber der Teil, den wir sehen können (also der Teil, von dem das Licht genug Zeit hat, um bis zu uns zu gelangen) ist nur ein kleiner Teil davon und erscheint uns genauso flach wie uns z.B. Holland (ein kleiner Teil der gekrümmten Erdoberfläche) flach erscheint.
Die inflationäre Kosmologie sagt also vorher, dass wir, wenn wir probieren die Form des Universums zu bestimmen, ein flaches Universum finden werden. Und sie sagt vorher, dass die mittlere Materie/Energie-Dichte genau der kritischen Dichte für ein flaches Universum entsprechen muß. Vorhersagen sind dazu da, um sie zu überprüfen! Und was kommt raus, bei der Überprüfung?
Zuerst mal nicht viel… Nimm man all die Masse im Universum, die wir sehen können – also all die Galaxien, Sterne usw – dann machen diese Objekte nur etwa 5% der Masse aus, die eigentlich da sein sollte, wenn die Materie/Energie-Dichte wirklich der kritischen Dichte entspricht. Das ist zwar schon mal ein erster Hinweis, dass die Inflation tatsächlich stattgefunden hat (ohne Inflation müsste die Abweichung ja, wie oben erklärt, sehr, sehr viel größer sein) – aber 5% sind keine 100%. Aber in den letzten Jahrzehnten hat man herausgefunden, dass es neben der „normalen“ Materie auch noch anderes gibt..
Über die dunkle Materie hab ich hier in meinem Blog schon öfter geschrieben – deswegen werde ich hier nicht mehr viel dazu schreiben. Aber seit den 1930er Jahren haben Astronomen immer wieder gemerkt, dass sich Sterne, Galaxien und Galaxienhaufen nicht so bewegen, wie sie es sollten, wenn die sichtbare Materie wirklich alles ist, was da ist. Irgendwas schien da zu sein, dass zwar Gravitationskraft ausübt, aber nicht mit der elektromagnetischen Kraft wechselwirkt; also unsichtbar ist. Unsere bisherigen Messungen zeigen, dass sichtbare und dunkle Materie gemeinsam etwa 25% der kritischen Dichte ausmachen. Das ist zwar schon besser als 5% – aber immer noch nicht ganz das, was man erwartet hat. Erst seit Ende der 1990er wissen wir, wo sich die restlichen ~75% verstecken. Damals hatten Forscher untersucht, wie schnell sich das Universum ausdehnt und wie sich diese Geschwindigkeit im Laufe der Zeit verändert hatte. Die Ergebnisse waren überraschend!
Normale Materie (rot) und dunkle Materie (blau) im Galacienhaufen MACS J0025 (Credit:
X-ray(NASA/CXC/Stanford/S.Allen); Optical/Lensing(NASA/STScI/UC Santa
Barbara/M.Bradac)
Eigentlich sollte man ja davon ausgehen, dass das Universum sich immer langsamer ausdehnt. Zuerst war da die inflationäre Phase, die die Expansion angestoßen hat – und dann sollte die Masse im Universum mit ihrer Gravitationskraft dafür sorgen, dass die Expansion immer weiter gebremst wird. Das hat man auch gemessen – aber nur für die ersten 7 Milliarden Jahre! Danach begann die Expansion des Universums sich zu beschleunigen! Und hier kommt wieder Einsteins kosmologische Konstante ins Spiel. Anscheinend ist das Universum wirklich von einer noch unbekannten, konstanten Energie durchdrungen (die man momentan erstmal „dunkle Energie“ nennt), die der Gravitationskraft entgegenwirkt! Die ersten 7 Milliarden Jahre lang war die Gravitation stärker und bremste die Expansion ab. Dann aber war die Materie so weit über den Raum verteilt, dass sie der kosmologischen Konstante nichts mehr entgegenzusetzen hatte und das Universum begann wieder schneller zu expandieren. Und noch besser: die verschiedenen Messungen zeigen, dass die dunkle Energie genau die bei der Materie/Energiedichte fehlenden 70 bis 75 % ausmacht!
Wir sind also schon ein ganzes Stück weit gekommen! Die inflationäre Kosmologie ist eine mächtige Theorie, die enorm viel erklären kann. Aber natürlich gibt es immer noch jede Menge offene Fragen. Wo kommt das Inflaton-Feld her? Warum ist das Universum mit einem Mix von so unterschiedlichen Dingen (dunkle Materie, dunkle Enerie, normale Materie) angefüllt und das in so unterschiedlichen Verhältnissen? Kann das nicht einfach sein? In den nächsten Kapiteln stellt Greene daher neue Ideen und Theorien vor, die vielleicht helfen können, diese Fragen zu beantworten.
Noch mehr Buchrezensionen auf ScienceBlogs:
Vielen Dank für die Buchrezension, es ist echt spannend mehr über das Thema zu erfahren ohne vorher Physik studiert zu haben 😉
Ich denke es lohnt sich das Buch mal selbst zu lesen. Wird denn dort auch später auf die Schleifenquantengravitation eingegangen oder kommt nur die String-Theorie zur Sprache?
Frage nebenbei, auch wenn das mit dem eigentlichen Thema nicht viel zu tun hat: Was passiert eigentlich genau bei diesem Experiment mit dem unterkühlten Wasser?
@Stargazer:
Kommt zwar etwas spät (ich hinke mit dem Lesen hinterher), aber vielleicht liest du oder jemand anders es doch noch.
Wenn Stoffe abgekühlt werden, haben sie irgendwann so viel Energie verloren, dass es für sie energetisch günstiger ist, eine andere Formation einzunehmen — in diesem Fall also sich zum Kristall zu ordnen (Stichworte Freie Enthalpie bzw. Freie Energie). Dies geschieht aber nur, wenn es Unregelmäßigkeiten gibt, also Stellen, an denen der Zwang der Umordnung groß genug ist: die Kondensationskeime.
Vermutlich wurde das Wasser in der Plastikflasche, deren innere Oberfläche sehr glatt sein muss, vorsichtig abgekühlt, ohne dass es Kondensationskeime gab. Sobald es aber in die Schüssel gegossen wird, kann die Kondensation starten und von da an dient das entstandene Eis selbst als Keim — am günstigsten ist es natürlich an schon vorhandene Strukturen anzubauen, statt selbst neue zu bilden. Daher scheint das Eis zu wachsen. Anstelle von Kratzer oder so etwas im Gefäß kann das Erstarren auch durch Erschütterung oder eingebrachte Fremdstoffe herbeigeführt werden.
Ähnliches funktioniert auch beim Verdampfen und nennt sich dort Siedeverzug.
kurze Frage zum Absatz-
„die Expansion des Raumes kann durchaus auch überlichtschnell erfolgen“.
Wie verträgt sich das mit Einstein: Nichts ist schneller als die Lichtgeschwindigkeit?
kurze Frage zum Absatz-
„die Expansion des Raumes kann durchaus auch überlichtschnell erfolgen“.
Wie verträgt sich das mit Einstein: Nichts ist schneller als die Lichtgeschwindigkeit?
@Walter26: „Wie verträgt sich das mit Einstein: Nichts ist schneller als die Lichtgeschwindigkeit? „
Sehr gut. Weil sich Einstein auf die Bewegung DURCH den Raum bezieht. Die Ausdehnung des Raumes selbst ist was ganz anderes. Da bewegt sich ja nichts im Raum.
sehr interessant!
Aufgrund der aktuellen Entdeckung (BICEP2) versuche ich gerade, mein Wissen bezüglich der Inflation aufzufrischen. Jetzt habe ich aber ein Denkfehler bei dem Horizontproblem (wenn dem nicht so wäre, bin ich ein Kandidat für Stockholm): Du schreibst: „Die entfernten Regionen des Alls waren immer zu weit außeinander um den Licht genügend Zeit zu geben, von einem Ende zum anderen zu gelangen.“
Es ist doch aber so, dass sich das Universum von einem unendlich kleinen Punkt an ausgedehnt hat. Wenn wir jetzt mal die Inflation weglassen, dann hatte das Universum doch am Anfang auch die Größe einer Erbse, einer Nuß, eines Balls usw. Mit anderen Worten: in der Zeit, als das Universum so klein war, konnte sich doch alles gut vermischen und die Gleichförmigkeit herstellen. Somit benötigen wie die Theorie der Inflation doch nicht.
Wo ist bei mir der Denkfehler? Oder hat dich das Universum schon immer mit Lichtgeschwindigkeit ausgehnt? Aber auch dann kann man doch von einem gleichförmigen Ausgangszustand ausgehen, warum also einen Zeitraum zum Herstellen einer Gleichförmigkeit postulieren?
*grübel* 🙂
@Christian
In der kosmischen Hintergrundstrahlung macht ein Winkel von 1° ungefähr einen Abstand von 380000 Lichtjahren aus (wenn ich mich recht entsinne), das ist der Abstand, den ein Lichtstrahl während des Weltalters bis zur Hintergrundstrahlung überwunden haben könnte (und somit für einen Temperaturausgleich gesorgt haben könnte). Aber nicht mehr.
Die Frage lautet also eigentlich, warum war das (beobachtbare) Weltall nach 380000 Jahren schon so groß, dass ein Winkelgrad schon einem so großen Abstand am Himmel entspricht, und nicht etwa der ganze Himmelskreis diesen Abstand einnimmt. Und dafür bietet die Inflation die Erklärung: das All wuchs halt zu Beginn sehr viel schneller.
@Alderamin
Danke für die schnelle Antwort. Jedoch habe ich kein Physik studiert, kann also mit Winkelabständen und deren Zusammenhang mit dem Weltenalter nichts anfangen.
Wenn ich dich so einigermaßen verstanden habe, meinst du, dass sich das Universum von vornherein vielleicht sogar mit Überlichtgeschwindigkeit ausgedehnt hat (eben die Inflation). Aber hat es nicht auch eine gewisse Zeit gedauert, bis diese Inflation begann? Konnte sich das Universum nicht bis dahin (wo es eben noch recht klein war) gleichförmig machen?
@Christian
Ein Winkel von 1° sind zwei Vollmonddurchmesser (90° sind bekanntlich ein rechter Winkel, etwa vom Horizont zum Zenit; da könntest Du entsprechend rund 180 Monde in einer Linie stapeln). Ein Objekt einer bestimmten Größe (Beispiel: Mond oder 380000 Lichtjahre) nimmt am Himmel einen bestimmten Sehwinkel ein. Und für die 380000 Lichtjahre in der Entfernung der Hintergrundstrahlung ist das eben 1°.
Die Hintergrundstrahlung stammt aber gerade aus einer Zeit, als das Weltall erst 380000 Lichtjahre alt war. Eigentlich müssten 380000 Lichtjahre dann wie 180° am Himmel erscheinen, da die damals am weitest-möglichen voneinander entfernten Punkte heute an gegenüber liegenden Seiten des Himmels liegen müssten. Das tun sie aber nicht, weil das Weltall eben zur Zeit 380000 Jahre schon sehr viel größer als 380000 Lichtjahre war. Also hat es sich in den 380000 Jahren mindestens zu einer gewissen Zeit schneller vergrößert als mit Lichtgeschwindigkeit.
Ja, hat es gedauert (10^-37 s bis 10^-35 s) und hat es getan: das ist gerade die Idee der Inflation. Das All kann ja nur dann heute noch homogen sein, wenn es vor der Inflation schon homogen war und die Inflation diesen homogenen Bereich aufgeblasen hat.
Hätte die Inflation den Raum nicht aufgeblasen, wäre er zwar homogen, aber kleiner geblieben.
Nun weiß man aber, dass er zur Zeit der Hintergrtundstrahlung schon so groß war. Dann müsste er entweder älter als 380000 Jahre sein (ist er nicht, sonst wäre er kühler), nicht homogen (ist er aber) oder eben schneller gewachsen (bingo).
Vielen Dank für deine Mühe. Aber sorry, ich verstehe es immer noch nicht so richtig.
„Und für die 380000 Lichtjahre in der Entfernung der Hintergrundstrahlung ist das eben 1°.“
Also von der Erde aus gesehen sind 380000 Lichtjahre in einer Entfernung von knapp 14 Milliarden Lichtjahre 1°, richtig?
„Die Hintergrundstrahlung stammt aber gerade aus einer Zeit, als das Weltall erst 380000 Lichtjahre alt war. Eigentlich müssten 380000 Lichtjahre dann wie 180° am Himmel erscheinen, da die damals am weitest-möglichen voneinander entfernten Punkte heute an gegenüber liegenden Seiten des Himmels liegen müssten.“
Auch nach nunmehr knapp 14 Milliarden Jahren nach dem Urknall bzw. Entstehung der Hintergrundstrahlung und sich das Universum mit konstanter Geschwindigkeit ausgedehnt hätte? Oder wäre obiges Szenario nur dann der Fall, wenn das Weltall heute 380000 Lichtjahre groß wäre?
„ Das tun sie aber nicht, weil das Weltall eben zur Zeit 380000 Jahre schon sehr viel größer als 380000 Lichtjahre war. Also hat es sich in den 380000 Jahren mindestens zu einer gewissen Zeit schneller vergrößert als mit Lichtgeschwindigkeit.“
Und dadurch, dass das Universum HEUTE größer ist, sehen wir die 380000 Lichtjahre nur als Größe von 1°, richtig?
„Nun weiß man aber, dass er zur Zeit der Hintergrundstrahlung schon so groß war.“
Woher weiß man das?
Entschuldige bitte, wenn ich vielleicht nerve. Aber es ärgert mich maßlos, wenn ich auf meine Fragen keine Antworten bekomme. Und leider hat es sich nicht ergeben, dass sich mein Leben in die Richtung des beruflichen Wissenschaftlers bewegt hat.
@Christian
Ja. Klingt komisch, ist aber so. Objekte werden mit zunehmender Entfernung bekanntlich immer kleiner (winkeldurchmessertechnisch). Wenn’s dann aber in Entfernungen geht, die so groß sind, dass das Weltall noch deutlich kleiner war, als das Licht zu uns losgeschickt wurde, dann werden sie wieder größer, wie durch eine Lupe. Nimmt man beispielsweise den Sehwinkel eines Standardlineals als Maß für die (scheinbare) Entfernung, dann gibt es zwei Rotverschiebungen (tatsächliche Entfernungen), für die das Lineal den gleichen Winkeldurchmesser hat. Eine Entfernungsskala rein auf der Basis des Winkeldurchmessers hat deshalb über der Rotverschiebung den seltsamen Verlauf der untersten Kurve in diesem Bild.
Ja, wegen der komischen Kurve aus dem Bild. Könnten wir durch die Hintergrundstrahlung hindurch sehen, würden wir Punkte, die am Ende der Inflation nur einen Meter auseinander lagen, am Himmel in gegenüber liegenden Richtungen finden. Krass, oder?
Nein, weil’s schon 380000 Jahre nach dem Urknall viel größer als 380000 Lichtjahre war, sehen wir die 380000 Lichtjahre nur 1° klein (und nicht viel größer). Wir sehen sie 1° groß (und nicht viel kleiner), weil das Weltall seitdem noch weiter gewachsen ist (der Effekt mit der Kurve oben).
Na ja, man sieht ja, dass um die 1°, die 380000 Lichtjahre in der Hintergrundstrahlung ausmachen, noch viel mehr herum ist. Die 1°, als Kreisscheibe, sind halt wie vier Vollmonde gegen den Rest des Himmels.
Jetzt wirst Du Dich fragen, woher wir wissen, das 380000 Lichtjahre 1° sind. Nun, das wissen wir z.B. daraus, dass eben über solche Entfernungen hinaus keine statistischen Verbindungen mehr zwischen (minimal unterschiedlich) warmen und kühlen Orten der Hintergrundstrahlung nachzuweisen sind, wie sie in dem nach der Inflation entstanden homogenen Gas noch entstehen konnten (danach hat man mit WMAP und PLANCK gesucht).
Hier das passende Bild dazu. Der große Peak über 1° sagt uns, dass es bei höheren Winkeln (nach links) keine Abhängigkeiten mehr zwischen verschiedenen Stellen am Himmel gibt. Und da sich diese Inhomogenitäten nach 380000 Jahren höchstens 380000 Lichtjahre weit ausgebreitet haben können, entspricht 1° eben 380000 Lichtjahren.
So, woher die 380000 Jahre? Rückrechnung der heutigen Dichte auf das Volumen, das die entsprechende Temperatur liefert, bei der die beobachtete Temperatur der Hintergrundstrahlung herauskommt.
Oder: das muss die Temperatur sein, bei der Plasma in neutrales Gas über geht, diese Temperatur (3000 K) mit der beobachteten (2,7 K) vergleichen, folglich wurde die Wellenlänge um den Faktor a=3000/2,7=1100 gestreckt. Aus a kann man mit der passenden Gleichung (Friedmann-Lemaitre) das Weltalter für diesen Skalenfaktor a berechnen.
Sorry, Du hast gefragt…
@Christian
Alderamin hat völlig recht, ich probier es auch mal, vielleicht helfen ja ein paar Grafiken.
Man kann ausrechnen, wie sich der Radius des beobachtbaren Universum mit der Zeit entwickelt hat.
https://www.ngawhetu.com/Resources/Cosmology/images/inflation.jpg
Die rote Linie ist die Rechnung nur für das Urknallmodell, die blaue Linie ist das Modell mit Inflation, dass nach der Inflationszeit in die rote Linie übergeht.
Wichtig ist es auch, dass es hier immer nur um das für uns sichtbare Universum geht (der Fachbegriff dafür ist „beobachtbares Universum“), nicht um das Gesamt-Universum.
Wäre unser Universum jenes der roten Linie (würde es also richtig durch das Standard-Urknall-Modell beschrieben), würde man Folgendes erwarten:
In der Zeit 10^(-45) Sekunden nach dem Urknall bis heute wuchs das Universum nur um einen Faktor von 10^40.
Unser beobachtbares Universum umfasst einen recht großen Ausschnitt des Universums zur Zeit t = 10^(-45) Sekunden. Der Ausschnitt ist dabei so groß, dass wir in unserem beobachtbaren Universum Regionen beobachten können müssten, die zum Zeitpunkt 10^(-45) Sekunden nach dem Urknall nicht miteinander in Kontakt waren. Das Universum hat sich seitdem so schnell ausgedehnt, dass sie auch anschließend niemals in Kontakt kommen konnten.
Diese Regionen müssten also unterschiedlich aussehen. Tatsächlich beobachten wir aber ein homogenes beobachtbares Universum, obwohl es dafür eigentlich keinen Grund gibt.
Wenn es aber eine Inflationsphase gab, die das Universum nochmal zusätzlich vergrößerte, können wir heute in unserem beobachtbaren Universum nur einen sehr viel kleineren Ausschnitt des Universums zur Zeit t = 10^(-45) Sekunden sehen. Ein winziger Teil, der damals miteinander wechselwirken konnte, wurde durch die Inflation in unglaublich kurzer Zeit um einen Faktor 10^50 aufgebläht. Alle inhomogenen Bereiche wurden weit über unser beobachtbares Universum „hinausgeschleudert“. Erst danach fand dann die normale Expansion um den Faktor 10^40 statt, die es auch im reinen Urknall-Modell gibt.
Noch mal als Bildchen:
https://www.astronomynotes.com/cosmolgy/inflation-horizon.png
Übrigens gibt es auch einen ziemlich ausführlichen deutschen Wikipediaeintrag namens „Horizontproblem“.
Ich hoffe, das hilft dir ein bisschen weiter.
Ihr seid echt klasse, das muss hier mal gesagt werden! 🙂
Die ganzen letzten Tage durchforste ich schon das Internet, habe unzählige Seiten gelesen und komme, so glaube und hoffe ich, dem Ganzen nun langsam näher. Aber um ganz ehrlich zu sein, erschließt sich mir das Problem noch nicht so richtig. Wenn vor der Inflation, als das Universum noch seeehr klein war, ein thermischer Ausgleich herrschte, warum benötigen wir dann eine Inflation?
Klar, wenn das Universum schon immer die heutige Größe hatte, dann kann keine Information und somit auch kein thermischer Ausgleich von einem Ende zum anderen gelangen. Doch kurz nach dem Urknall? Das Universum gleicht sich thermisch aus, wird isotrop und dehnt sich dann „langsam“ aus.
Und dann habe ich gelesen, dass das Universum nach der Inflation gerade mal 5-10 cm groß war. Nicht gerade sehr beeindruckend. Und hätte es nicht in der Größe auch ausgereicht, sich thermisch auszugleichen? Okay, hier ist sicherlich das beobachtbare Universum gemeint. Der ganze Rest (um es mal so auszudrücken) ist schon „unendlich“ größer geworden.
Alderamin schrieb:
„Das All kann ja nur dann heute noch homogen sein, wenn es vor der Inflation schon homogen war und die Inflation diesen homogenen Bereich aufgeblasen hat.
Hätte die Inflation den Raum nicht aufgeblasen, wäre er zwar homogen, aber kleiner geblieben.
Nun weiß man aber, dass er zur Zeit der Hintergrtundstrahlung schon so groß war. Dann müsste er entweder älter als 380000 Jahre sein (ist er nicht, sonst wäre er kühler), nicht homogen (ist er aber) oder eben schneller gewachsen (bingo).“
Hier könnte ich fast meinen, die Inflationstheorie wurde nicht entwickelt, um das Horizontproblem zu erklären, sondern, warum das Universum größer ist, als es die Standard-Urknalltheorie postuliert.
Wartet, ich habe Kopfschmerzen und muss mir mal eine Tablette einwerfen…
So, weiter geht’s…
@Niels: Du hast geschrieben:
„Unser beobachtbares Universum umfasst einen recht großen Ausschnitt des Universums zur Zeit t = 10^(-45) Sekunden. Der Ausschnitt ist dabei so groß, dass wir in unserem beobachtbaren Universum Regionen beobachten können müssten, die zum Zeitpunkt 10^(-45) Sekunden nach dem Urknall nicht miteinander in Kontakt waren. Das Universum hat sich seitdem so schnell ausgedehnt, dass sie auch anschließend niemals in Kontakt kommen konnten.“
Wie kann ich mir das denn vorstellen? Ich ging immer davon aus, dass sich das Universum von einem kleinen Punkt, einer Singularität aus ausdehnte. Das hier hört sich aber nach einer… wie soll ich sagen… Fläche an, von dem wir einen gewissen Ausschnitt betrachten.
Mensch, ist das kompliziert…
@Christian
Korrekt, das ist nämlich das Flachheitsproblem, für das die Inflation ebenfalls die Lösung ist. Weil das Universum größer ist, als es ohne Inflation wäre, hat es sich selbst glatt gezogen. Wenn wir auf einer kleinen Kugel säßen, dann würden wir bemerken, dass der Boden unter uns gekrümmt ist. Auf einer so großen Kugel wie der Erde bemerkt man die Krümmung nicht.
Analog: in einem Universum ohne Inflation wäre es äußerst unwahrscheinlich, dass wir keine Krümmung des Raums nachweisen können (denn diese würde sich über die letzten Milliarden Jahre vergrößert haben: eine positive Krümmung (> 1) wäre gewachsen, eine negative (< 1) geschrumpft). Nur wenn die Krümmung auf zig Nachkommastellen nahe der exakten 1 wäre, hätte sie sich bis heute erhalten. Durch die Inflation wurde der Raum so aufgebläht, dass er so eine geringe Krümmung nahe 1 aufweist.
Man geht davon aus, dass es unterhalb der Planck-Länge nichts kleineres gibt. Punkte gibt’s in der wahren Welt nicht.
Eine Frage; Im Artikel steht, dass das Universum in dieser Phase sehr klein gewesen ist. Gibt es belastbare Abgaben dazu, wie groß es am Anfang und am Ende der Inflationsphase gewesen ist und beziehen sich diese Größen auf das gesamte Universum oder nur auf den beobachtbaren Teil. Vielen Dank für eine Antwort.