Kosmische Inflation – Der Moment, der alles vergrößerte

0:00 Herzlich Willkommen zu einer neuen Folge von Schlafreise durch das Universum, deinem Podcast zum Entspannen, Loslassen und lernen. Wenn dir unser Podcast gefällt, bewährt ihn bitte, denn das hilft uns, weitere Folgen dieser Art zu produzieren. Stell dir vor, du lehnst dich zurück und richtest den Blick auf etwas, das so klein war, dass jede Vorstellung daran scheitert und dennoch in einem winzigen Augenblick zu allem wurde, was wir heute kennen.

0:28 Die kosmische Inflation ist genau das. Ein Moment am Anfang der Zeit, in dem das Universum sich auf eine Weise ausdehnte, die jede Anschauung springt. In weniger als einem Wimpernschlag, in einer Spanne, die kürzer ist als alles, was unsere Sprache fassen kann, wuchs der Raum um einen Faktor, der sich kaum noch in Worten ausdrücken lässt. Wir sprechen von einer Zeitspanne zwischen etwa 10, hoch 36 und 10, hoch 32 Sekunden. Nach jenem Beginn, den wir gemeinhin als Urknall bezeichnen, in dieser Phase, so die heute am breitesten getragene Theorie, wuchs jede Strecke im Raum mindestens um den Faktor 10 hoch 26.

1:12 Manche Modelle sprechen von noch weit größeren Vervielfachungen. Also eine Region, die kleiner war als ein Atomkern, wurde so groß wie ein Apfel, ein Haus, eine Stadt, ein Sonnensystem. Und das alles im Bruchteil eines einer Sekunde, bevor wir uns dieser Vorstellung weiter nähern, lohnt es sich, einen Schritt zurückzutreten und zu klären, woher die Idee überhaupt kam. Der amerikanische Physiker Ellen Good schlug das Modell der Inflation im Jahr 1980 vor, in einem Aufsatz ist den er im Jahr darauf in der Fachzeitschrift Physical Review D veröffentlichte.

1:53 Er war damals noch ein junger theoretischer Physiker und beschäftigte sich eigentlich mit der Frage, warum bestimmte Teilchen, die in den Großen vereinheitlichten Theorien der Teilchenphysik vorhergesagt wurden, im Universum nicht gefunden werden, aus dieser zunächst eher technischen Frage entwickelte sich eine Idee, die das ganze Bild des frühen Universums verändern sollte. Er erkannte, dass eine kurze Phase exponentieller Ausdehnung mehrere Probleme der bis dahin gängigen Urknalltheorie auf einen Schlag lösen könnte.

2:24 Etwa zur gleichen Zeit, etwas später aber unabhängig, formulierte andré Linde in der Sowjetunion sowie Andreas Albrecht und Paul Steinhart in den Vereinigten Staaten verfeinerte. Versionen, die einige technischen Schwierigkeiten der ursprünglichen Fassung beseitigen und die Theorie in jene Form brachte, die heute in den meisten Lehrbüchern steht. Um zu verstehen, welche Probleme die Inflation lösen sollte, müssen wir kurz auf die Lage der Kosmologie um das Jahr 1980 blicken.

2:56 Damals war die sogenannte heiße Urknalltheorie bereits gut etabliert. Man wusste seit den späten 1900 20er Jahren durch die Arbeiten von Edwin Hubble, dass sich das Universum ausdehnt. Man hatte 1965 durch Arno Pentias und Robert Wilson zufällig die kosmische Hintergrundstrahlung entdeckt, jene schwache Mikrowellenleuchten, das aus allen Richtungen des Himmels kommt und als Echo eines frühen, sehr heißen Zustands gilt.

3:26 Hierzu haben wir übrigens eine Folge ebenfalls gemacht, die ich verlinke. Für diese Entdeckung erhielten beide 1978 den Nobelpreis für Physik. Man konnte rechnerisch nachvollziehen, wie in den ersten Minuten nach dem Urknall die leichten Atomkerne entstanden sind, also Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium und die gemessenen Häufigkeiten dieser Elemente passten erstaunlich gut zu den theoretischen Vorhersagen, trotzdem blieben 3 große Rätsel, die das einfache Urknall Modell nicht überzeugend erklären konnte.

4:00 Das erste dieser Probleme war das sogenannte Horizontproblem. Wenn man heute die kosmische Hintergrundstrahlung misst, stellt man fest, dass ihre Temperatur an verschiedenen Punkten des Himmels mit einer Genauigkeit von einem hunderttausendstel Grad übereinstimmt. Sie liegt überall, etwa 2,7 Kelvin, also rund 270 Grad Celsius unter 0. Diese Gleichmäßigkeit ist auf den ersten Blick selbstverständlich, denn schließlich erwarten wir, dass das Universum in groben Zügen überall gleich aussieht. Auf den zweiten Blick hingegen ist sie ein Wunder, denn nach dem klassischen Urknall Modell konnten Punkte am gegenüberliegenden Rand des heute beobachtbaren Universums nie miteinander in Verbindung

4:43 gestanden haben. Licht das schnellste was es gibt, hatte seit dem Urknall schlicht nicht genug Zeit, von der einen Seite zur anderen zu gelangen. Wie also können diese Regionen so genau dieselbe Temperatur haben? Es ist, als würden 2 Menschen, die sich nie gesprochen haben und nichts voneinander wissen, am selben Tag dieselbe Geschichte erzählen, Wort für Wort, Komma für Komma, das zweite Rätsel nennt man Flachheitsproblem, die allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein erlaubt verschiedene Geometrien für das Universum als Ganzes, es könnte positiv gekrümmt sein, wie die Oberfläche einer Kugel. Negativ gekrümmt sein wie ein Sattel oder eben flach. Messungen, die heute durch

5:26 Satellitenmissionen wie VM, AP und Planck mit hoher Präzision durchgeführt haben, ergeben, dass das Universum bis zu einer Genauigkeit von etwa einem halben Prozent geometrisch flach ist. Das klingt nach einer ganz natürlichen Eigenschaft, ist aber im Rahmen des klassischen Urklang Modells höchst unwahrscheinlich.

5:48 Denn jede noch so geringe Abweichung von der Flachheit wäre im Lauf der kosmischen Geschichte enorm verstärkt worden. Damit, dass das Universum heute fast exakt flach erscheint, hätte die Flachheit zu einem sehr frühen Zeitpunkt mit einer Präzision von vielen, vielen Nachkommastellen festgelegt sein müssen.

6:08 Eine solch extreme Feinabstimmung ohne erklärenden Mechanismus ist für viele Physiker und Physikerinnen unbefriedigend. Das dritte Rätsel ist eher technischer Natur und betrifft hypothetische Teilchen aus den Großen vereinheitlichten Theorien, etwa die berühmten magnetischen Monopole. Solche Teilchen sollten in großen Mengen im frühen Universum entstanden sein, und doch hat man trotz langer Suche nie auch nur ein einziges nachgewiesen, wo sind die alle hin?

6:37 Auch hier sucht man nach einem Mechanismus, der ihre Spuren so weit verdünnt, dass sie heute praktisch nicht mehr zu finden sind hier. Genau an diesen 3 Punkten setzt die kosmische Inflation an. Eine kurze Phase extrem schneller Ausdehnung sorgt dafür, dass das gesamte heute beobachtbare Universum aus einem winzigen Bereich stammt, der vorher in engem Kontakt stand und sich daher thermisch ausgleichen konnte. Die starke Dehnung glättet zudem jede ursprüngliche Krümmung, ähnlich wie die Oberfläche eines Luftballons fast eben erscheint, sobald man ihn nur weit genug aufbläst. Und die schnelle Ausdehnung verdünnt etwaige Monopole oder andere exotische Relikte so stark, dass sie heute höchstens ein einziges Mal pro

7:23 beobachtbarem Volumen vorkommen. Wenn du dir diesen Vorgang vorstellen willst, denke an einen Apfel, der nicht etwa wächst, in dem in seinem inneren neue Materie entsteht, sondern in dem sich der Raum selbst, der ihn enthält, ausdehnt. Stell dir vor, du markierst 2 Punkte auf der Oberfläche eines Luftballons. Wenn du den Ballon aufbläst, entfernen sich diese Punkte voneinander, ohne sich auf der Oberfläche zu bewegen. Es ist die Fläche selbst, die größer wird, ähnlich, wenn auch in einem höherdimensionalen Sinn, verhält sich dies beim Universum während der Inflation dehnt sich der Raum so rasend schnell aus, dass selbst 2 nah beieinander liegende Punkte plötzlich kosmisch weit voneinander entfernt sind dabei. Bewegen sich die Punkte nicht

8:09 durch den Raum, sondern werden vom Raum selbst auseinandergetragen. Aber was treibt diese Ausdehnung an? An dieser Stelle kommt ein Begriff ins Spiel, der zentral für die gesamte Theorie ist. Das Inflatonfeld damit bezeichnet die Physik ein hypothetisches Energiefeld, das den frühen Kosmos durchdrang, man stellt sich dieses Feld als eine Art Landschaft vor, in der die potentielle Energie an verschiedenen Stellen unterschiedlich hoch war. Solange das Feld auf einem hohen, fast flachen Plateau dieser Landschaft verweilt, wirkt seine Energie wie eine Art kosmische Spannung, die den Raum zur Ausdehnung zwingt. Diese Energie verhält sich nicht wie gewöhnliche Materie, die mit der Ausdehnung verdünnt wird,

8:54 sondern füllt den sich vergrößernden Raum mit nahezu konstanter Dichte. Das Ergebnis ist eine exponentielle Ausdehnung, ähnlich wie ein Guthaben, das mit einer enorm hohen Zinsrate verzinst wird. Erst wenn das Inflatonfeld vom Plantot ins Tal seiner Energielandschaft rollt, endet die Inflation.

9:15 Die im Feld gespeicherte Energie wird dabei in Strahlung und Teilchen umgesetzt, also in eine heiße Suppe aus Photonen, Quarks, Elektronen und vielen weiteren Bestandteilen. Diesen Vorgang nennt man das Wiederaufheizen im Fachgebrauch, oft mit dem englischen Begriff Reheating bezeichnet. Was nach der Inflation übrig bleibt, ist also kein leeres, kaltes Universum, sondern ein extrem dicht gepacktes, sehr heißes Plasma, das sich nun gemäß den Gesetzen des klassischen urschknall Modells weiterentwickelt.

9:50 Aus dieser heißen Phase entstehen in den ersten Sekundenbruchteilen die heutigen Bausteine der Materie. In den ersten 3 Minuten die leichten Atomkerne nach etwa 380000 Jahren die ersten neutralen Atome mit dem berühmten Augenblick, in dem das Universum für Licht durchsichtig wird und jene Hintergrundstrahlung freigibt, die wir bis heute messen können. Die Inflation ist damit also kein Ersatz für den Urknall, sondern eine Phase davor oder ganz am Beginn, eine Art Verstärker, der den späteren Urknall mit den richtigen Anfangsbedingungen versorgt, die. Eine besonders elegante Eigenschaft der Inflationstheorie ist, dass sie nicht nur die großräumige Glätte des Universums erklärt, sondern

10:35 auch die Entstehung der winzigen Strukturen, aus denen später Galaxien, Galaxienhaufen und schließlich auch Sterne und Planeten entstehen sollten. Auf den ersten Blick scheint das Paradox, wenn die Inflation alles glatt sieht, woher kommen denn dann die kleinen Unregelmäßigkeiten, die wir in der Hintergrundstrahlung beobachten und.

10:54 Und die als Saat für alle späteren Strukturen dienen. Die Antwort liegt in der Quantenphysik auf den allerkleinsten Skalen kann der Raum nie vollkommen ruhig sein, er wimmelt von winzigen Schwankungen, kurzen Fluktuationen, in denen Energie für Bruchteile von Sekunden auftauchen und wieder verschwinden können.

11:14 Solche Quantenfluktuationen sind nach dem heisenbergischen Prinzip unausweichlich. Während der Inflation werden diese mikroskopischen Schwankungen durch die rasante Ausdehnung des Raums gedehnt und so auf makroskopische Skalen verstärkt. Aus winzigen Quantenwellen werden so Kosmisch große, leicht unregelmäßige Bereiche, die nach dem Ende der Inflation als kleine Dichteschwankungen in der heißen Materie zurückblieben. Diese Dichteschwankungen sind extrem klein, etwa 1 zu 100000, das heißt?

11:49 In einem Bereich, der etwas Dichter ist, finden sich nur 100 tausendstel Prozent mehr Materie als in der Umgebung. Doch unter dem Einfluss der Schwerkraft wachsen diese Unterschiede über Jahrmilliarden. Dichtere Bereiche ziehen mehr Materie an, werden noch Dichter, ziehen noch mehr Materie an. Aus diesen Anhäufungen entstehen schließlich die ersten Sterne, die ersten Galaxien und.

12:13 Und die großräumigen Filamente, an denen Galaxienhaufen wie Perlen auf Schnüren aufgereiht sind, wenn man so will, sind die heutigen Galaxien Nachfahren von Quantenflüstern aus einer Zeit, als das Universum jünger war als jeder Bruchteil einer Sekunde benennen kann. Die Vorhersage der Inflation, dass die kleinen Schwankungen der Dichte ein bestimmtes statistisches Muster aufweisen sollten, ist mittlerweile durch Beobachtungen sehr gut bestätigt.

12:43 Insbesondere sagt die einfachste Form der Inflation voraus, dass die Schwankungen näherungsweise Skaleninvariant sein sollten. Das bedeutet, dass die Schwankungen auf großen und kleinen Skalen sich in ihrer Stärke nur wenig unterscheiden. Diese Eigenschaft hatte sich schon vor der eigentlichen inflationstheorie sowjetische Physiker Jakob Zeldovic und unabhängig der Brite Edward Harrison auf phänomenologischer Grundlage vermutet. Heute spricht man vom Harrison Zeldovich Spectrum. Die Inflation lieferte erstmals eine theoretische Begründung für dieses Spektrum aus einem zugrunde liegenden Mechanismus. Die Messung der Hintergrundstrahlung durch die Satelliten Cope in den 1990er Jahren und Vmap zwischen 2001 und 2010 sowie durch Planck

13:35 zwischen 2009 und 2013. Haben das Bild eines fast skaleninvarianten Schwankungsspektrum mit immer höherer Genauigkeit bestätigt. Die Daten von Planck sprechen sogar für eine kleine Abweichung von der vollständigen Skaleninvarianz, gerade so, wie es einfache Inflationsmodelle vorhersagen. Der sogenannte Skalenindex liegt nach blanker Daten etwa bei 0,956 mit einer Unsicherheit von wenigen Tausendstel. Also dicht unter 1, was im Sinne der Theorie ein sehr gutes Ergebnis ist.

14:11 Der Satellit Planck, benannt nach dem deutschen Physiker Max Planck, wurde 2009 von der Europäischen Weltraumorganisation ESA gestartet und hat über 4 Jahre lang den gesamten Himmel in den Mikrowellen vermessen, mit einer Empfindlichkeit, die zuvor nie erreicht wurde, kartierte er kleinste Temperaturunterschiede, die Karten, die daraus entstanden, wirken wie das älteste Foto des Universums.

14:36 Aufgenommen, als der Kosmos gerade erst für Licht durchsichtig geworden war. Aus diesen Karten lassen sich nicht nur alter, Zusammensetzung und Geometrie des heutigen Universums sehr genau bestimmen, sondern auch indirekt Aussagen über die Inflation treffen, denn ihre Spuren sind in den Mustern der Hintergrundstrahlung eingeprägt, aus den planker Daten ergibt sich unter anderem, dass das Universum heute zu rund 69% aus dunkler Energie besteht. Zu rund 26% aus dunkler Materie und nur zu etwa 5% aus gewöhnlicher sichtbarer Materie.

15:10 Sein Alter wird auf rund 13,8 Milliarden Jahre geschätzt, mit einer Unsicherheit von wenigen 10000000 Jahren, doch die Inflation macht noch weitere sehr eindrucksvolle Vorhersagen, die bis heute nicht abschließend bestätigt sind und an deren Nachweis viele Forschungsteams arbeiten. Das Vorhandensein von sogenannten Primordialen Gravitationswellen während der Inflation, so die Theorie, sollten nicht nur dichteschwankungen, sondern auch Wellen in der Krümmung der Raumzeit selbst entstanden sein, also Gravitationswellen, die das gesamte Universum durchdringen.

15:52 Diese Wellen wären ein einzigartiges Echo aus jener frühesten Phase, da sie kaum mit Materie wechselwirken und nahezu ungestört durch die Geschichte des Kosmos reisen würden. Beobachten ließen sie sich am ehesten indirekt durch ein bestimmtes Polarisationsmuster der Hintergrundstrahlung, die sogenannten B Moden, in denen sich die Wellen wie ein leichtes Drehen der Polarisation am Himmel ausdrücken sollten.

16:20 Im März 2014 sorgte die Forschungsgruppe Bizep 2 in der Antarktis für Schlagzeilen, als sie behauptete, ein solches Signal nachgewiesen zu haben. Erschien, als sei der direkte Beweis der Inflation gelungen. Doch wenig später zeigte sich, dass das gemessene Signal überwiegend nicht aus der früheren Kosmologie stammte, sondern vom Staub in unserer eigenen Milchstraße verursacht wurde, dessen Polarisation die Daten überlagert hatte. Eine sorgfältige gemeinsame Auswertung der Daten von Bizep 2 und Planck im Jahr 2015 ergab, dass das Signal mit galaktischem Staub verträglich ist und kein klarer Hinweis auf primodiale Gravitationswellen vorliegt.

17:03 Inzwischen verbessern Nachfolgeexperimente wie Bizep 3 die Teleskope am Südpol und Projekte wie Das Simpsons Observatory in der chilenischen Atacama Wüste die Empfindlichkeit weiter. Ziel ist es, das Verhältnis von Tensor zu Skalarschwankungen, eine zentrale Kennzahl der Inflation mit immer höherer Genauigkeit, einzugrenzen.

17:26 Bisherige Obergrenzen liegen bei etwa 0,03 oder darunter, was viele Inflationsmodelle bereits ausschließt, andere aber weiterhin offen lässt. So bleibt die Inflationstheorie eine Mischung aus großem Erklärungserfolg und weiterhin offenen Fragen. Das Modell ist überaus elegant, weil es mit einem winzigen Mechanismus mehrere unabhängige Rätsel auf einmal löst und zugleich Vorhersagen macht, die sich an Beobachtungen prüfen lassen.

17:56 Gleichzeitig handelt es sich nicht um die einzige fest umrissene Theorie, sondern um eine ganze Familie von Modellen, die sich in Details unterscheiden. Mal ist das Inflatonfeld besonders einfach gewählt, mal kompliziert, mal ist die Energieglandschaft glatt, mal voller Hügel und senken. Mal endet die Inflation überall im Universum gleichzeitig, mal in unterschiedlichen Bereichen zu sehr unterschiedlichen Zeiten.

18:23 Verschiedene dieser Varianten führen zu leicht unterschiedlichen statistischen Eigenschaften der Dichteschwankung und damit zu unterschiedlichen Vorhersagen für die Hintergrundstrahlung, eine besonders folgenreiche Variante stammt von Anreihe Linde und trägt den Namen Ewige oder chaotische Inflation. In dieser Vorstellung endet die Inflation zwar in vielen Bereichen, geht aber in anderen unaufhörlich weiter, weil das Inflatonfeld dort nicht aus seinem Plateau herausrollt, sondern durch Quantenfluktuation immer wieder zurückgetrieben wird.

18:57 Aus jeder Region, in der die Inflation endet, wird ein eigenes Universum, ein Bereich mit eigener Geschichte, eigener Materieverteilung, eigenen Eigenschaften. Auf diese Weise entsteht das Bild eines Multiversums in. In dem unser beobachtbares Universum nur eine winzige Blase in einem viel größeren, immer weiter wachsenden Raum ist.

19:19 Diese Idee ist allerdings ausgesprochen spekulativ, da andere Universen per Definition nicht direkt beobachtbar wären. Sie wird daher von einigen Physikerinnen und Physikern als naturgemäßer Bestandteil moderner Kosmologie gesehen, von anderen mit Skepsis betrachtet, weil sie Grenzen dessen berührt, was als überprüfbare Wissenschaft gelten kann, das.

19:41 Auch jenseits dieser kosmischen Großspekulationen gibt es kritische Stimmen. Einige Forscherinnen und Forscher, darunter der Mitbegründer der Theorie, Paul Steinhart, haben sie in späteren Jahren von der einfachen Variante der Inflation distanziert. Steinhart arbeitet inzwischen an Alternativmodellen, etwa an einer zyklischen Kosmologie, der das Universum eine Folge sich abwechselnder Phasen aus Ausdehnung und Zusammenziehung durchläuft. Getrieben von einer Wechselwirkung zwischen sogenannten Brannen in höheren Dimensionen. Andere Ansätze knüpfen an Ideen aus der Stringtheorie oder der Schleifen Quantengravitation an und versuchen, den Beginn des Universums ohne eine eigene Inflationsphase zu erklären, etwa durch einen Übergang aus

20:32 einer früheren gegenphasigen Ära. Solche Alternativen sind theoretisch reizvoll, haben aber bislang. Weniger detaillierte Vorhersagen geliefert, die sich mit der Hintergrundstrahlung so umfassend abgleichen ließen wie die einfache Inflation. Wenn du jetzt den Eindruck hast, dass diese Theorie sich an Bereichen abarbeiten, in denen Vorstellungen kaum noch greift, dann hast du recht die typischen Skalen der Inflation liegen weit jenseits dessen, was sich in irdischen Beschleunigern direkt erforschen lässt. Selbst der größte Teilchenbeschleuniger in der Nähe von Genf.

21:07 Erreicht Energien, die etwa um einen Faktor von 10 hoch 12 unter den vermuteten Energien der Inflation liegen. Aus diesem Grund ist die Hintergrundstrahlung das wichtigste Fenster in jener Epoche, sie wirkt wie ein leises Licht, das durch alle Räume des Kosmos schimmert und doch nur dann zu lesen ist, wenn man sehr leise hinhört.

21:27 Jede neue Generation von Messinstrumenten verfeinert dieses Lauschen, jede neue Auswertung schält das Bild ein wenig deutlicher heraus. Es lohnt sich, an dieser Stelle zu fragen, was die Inflation für unser Bild des Anfangs eigentlich bedeutet. Zum einen verschiebt sie das Rätsel des Beginns, wenn die Inflation den Zustand kurz nach dem Urknall erklärt, Woher kommt sie selbst?

21:51 Die Theorie sagt nichts darüber, warum überhaupt ein Inflationsfeld auf einem hohen Plateau seiner Energielandschaft existiert haben soll, die heißesten Diskussionen drehen sich daher um die Vorgeschichte der Inflation, um die Rolle. Der Quantengravitation um die Frage, ob es überhaupt einen Wohlbestimmten Anfang gibt oder ob Begriffe wie Zeit und Ursprung in jenen Bereichen ihre Bedeutung verlieren.

22:17 Stephen Hawking und James Hartle entwarfen in den 1980er Jahren ein Modell, das ohne klar bestimmten Anfang auskommt und stattdessen eine glatte, geschlossene Grenze für die Raumzeit am frühesten Punkt vorschlägt. Roger Penrose, ein anderer großer Theoretiker, hat eigene Vorstellungen entwickelt, die der konventionellen Inflation widersprechen und in denen die Geschichte des Kosmos auf eine Folge unendlich vieler Äonen hinausläuft, in denen jeweils das Ende des einen Universums den Beginn des nächsten markiert. Zum anderen verändert die Inflation, wie wir über das Verhältnis von Groß und klein denken. Die größten Strukturen, die wir kennen, also die Filamente und Wände aus Galaxienhaufen, haben

23:04 in dieser Sicht denselben Ursprung wie die kleinsten Schwankungen, die uns bekannt sind, nämlich Quantenfluktuation im frühen Universum, was wir als gigantisch erleben, war einmal mikroskopisch und ist im Kern noch immer mikroskopisch. Diese Verbindung zwischen Quantenwelt und kosmischer Großstruktur ist eine der erstaunlichsten Folgerungen der modernen Physik. Sie bedeutet, dass der Sternenhimmel über uns auf eine Weise mit den feinsten Details der Materie verwoben ist, die kein direkter Blick und kein einzelnes Experiment vollständig sichtbar machen kann.

23:40 In der Astronomie Geschichte gab es immer wieder Momente, in denen sich solche tiefen Einsichten andeuteten und doch jahrzehntelang auf Bestätigung warteten, die Inflation gehört zu den jüngeren, größeren Ideen dieser Art. Sie ist mittlerweile gut 40 Jahre alt, hat eine Generation von Forschenden geprägt, viele technische Verfeinerungen erfahren und steht heute in den Lehrbüchern der Kosmologie als zentraler Bestandteil des sogenannten Standardsmodell.

24:08 Dieses Standardmodell, oft mit dem Kürzel Lambna CDM bezeichnet, beschreibt das heutige Universum als flach gefüllt mit einer dunklen Energie, die durch eine kosmologische Konstante dargestellt wird. Mit kalter dunkler Materie und mit gewöhnlicher Materie, deren Verteilung wiederum auf die in der Inflation erzeugten Schwankungen zurückgeht. Mit diesem Modell lassen sich die Hintergrundstrahlung, die Verteilung der Galaxien und die Häufigkeit der leichtesten Elemente auf einem hohen Niveau erklären, es bleiben Spannungen zwischen verschiedenen Messmethoden, etwa beim heutigen Wert der Ausdehnungsrate, die.

24:47 Dem Hubble Parameter, dessen Bestimmung aus der Hintergrundstrahlung und aus nahen Galaxien sich um einige Prozent unterscheidet. Diese Spannung wird als möglicher Hinweis auf neue Physik diskutiert, ihre genaue Bedeutung ist jedoch offen, wenn man nun versucht, sich die Inflation anschaulich vorzustellen, hilft es vielleicht in Bildern zu denken, die ruhig wirken, stell dir eine sehr glatte See vor, deren Tiefe jedoch leichte Schwingungen unterwegs sind, die das Auge nicht sieht.

25:16 Solange das Wasser ruht, bleiben diese Schwingungen klein. Plötzlich aber wird das Becken in Bruchteilen von Sekunden ungeheuer groß, jeder Punkt entfernt sich von jedem anderen, was vorher kaum sichtbar war, wird nun in einer riesigen Fläche sichtbar, jede einzelne winzige Welle wird zu einem weiten, langgezogenen Muster gestreckt, wenn die See dann zur Ruhe kommt, bleiben diese ausgedehnten Muster zurück.

25:43 Und in den höher und tiefer gelegenen Regionen sammelt sich später Wasser und dort werden Strömungen entstehen. Dort werden Inseln und Strände wachsen, so lassen sich die heutigen Galaxien als Inseln in der Landschaft verstehen, deren Höhenunterschiede. Von Wellen herrühren, die einst auf einem extrem kleinen Becken zittern.

26:04 Bei Allergröße der Bilder, die wir hier entworfen haben, lohnt es sich zugleich, daran zu denken, dass derselbe Kosmos, der sich in den ersten Sekundenbruchteilen so ungeheuerlich vergrößerte, heute auf einem winzigen blauen Planeten Wesen hervorgebracht hat, die ihn beobachten. Dieser Planet, eingebettet in eine dünne Atmosphäre, geschützt durch ein Magnetfeld, getragen von einer biologischen Vielfalt, die ohne Beispiel im sichtbaren Teil des Kosmos ist, ist die einzige Bühne, auf der wir bisher von der Inflation hörten und davon auch erzählen können, wenn der Raum sich einst.

26:41 Um 40 oder 50 Größenordnungen ausgedehnt hat, um diese Bühne überhaupt erst möglich zu machen, dann liegt in dem Gedanken gerade auf ihr nichts unwiederbringlich zu zerstören. Sterne sind in den Augen der Kosmologie zwar ständige Weltbegleiter, doch kein einziger Stern wird ein zweites Mal gleich brennen und kein einziger Planet wird in dieser Art noch einmal entstehen. Wenn du dich also nun langsam in den Schlaf gleiten lassen möchtest, dann nimmt vielleicht dieses Bild mit. Aus einer Region kleiner als das Atom, aus dem dein Körper gebaut ist, ist alles geworden, was du je sehen wirst. Die Inflation hat dieses kleinste in eine Weite gezogen, in der heute Galaxien wie leise lichtnetze hängen. Dazwischen bewegen sich Sterne,

27:28 Planeten, Lebewesen, Erinnerungen und das atmen schlafender Menschen. Du musst all das nicht festhalten, all das nicht greifen wollen, all das nicht überblicken müssen. Es genügt, dass du heute Abend ein Teil dieser ausgedehnten Geschichte bist und dass diese Geschichte, soweit wir sie kennen, zu einem nicht geringeren Teil davon abhängt, wie sorgsam und wie wir gemeinsam mit dir umgehen. Schlaf gut, atme ruhig und lass den Kosmos in dem Mars weit sein, in dem dein Herz heute Abend ruhig wird.