Quelltext der Seite Inflation (Kosmologie)

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{{Weiterleitungshinweis|Inflationstheorie|Zur Teuerung siehe [[Inflation]].}}
[[Datei:History of the Universe.svg|mini|upright=1.6|Zeitlicher und räumlicher Ablauf der Ausdehnung des [[Universum]]s, nicht maßstabsgetreu.
Man beachte die Inflationsphase am linken Rand des gelben Bereichs.]]
Als [[Kosmologie|kosmologische]] '''Inflation''' wird eine Phase extrem rascher [[Expansion des Universums]] bezeichnet, von der man annimmt, dass sie unmittelbar nach dem [[Urknall]] stattgefunden hat. Dieser sehr kurze Zeitabschnitt wird auch [[Große vereinheitlichte Theorie|GUT]]&shy;-Ära genannt.

== Beschreibung ==
In der [[Kosmologie]] wird für die allererste Zeit nach der [[Planck-Zeit]] ab 10<sup>−43</sup>&nbsp;s der Begriff GUT-Ära<ref name="lesch2010" /> verwendet.
Innerhalb dieser Ära begann die Inflation etwa bei 10<sup>−35</sup>&nbsp;s und dauerte bis zu einem Zeitpunkt zwischen 10<sup>−33</sup>&nbsp;s und 10<sup>−30</sup>&nbsp;s nach dem Urknall. Dabei steht GUT für ‚Grand Unified Theory‘, auf Deutsch [[große vereinheitlichte Theorie]]. Diese würde die [[starke Kernkraft]], die [[schwache Kernkraft]] und die [[elektromagnetische Kraft]] vereinigen. Hochenergie-Experimente an [[Teilchenbeschleuniger]]n deuten darauf hin, dass bei einer Energie von etwa 2×10<sup>16</sup>&nbsp;GeV die drei genannten Kräfte nicht mehr voneinander unterscheidbar sind. Oberhalb dieser Energie gäbe es daher nur eine Kraft, die als GUT-Kraft bezeichnet wird. Dies wäre ein Zustand höherer Symmetrie. Bei Energien unter diesem Wert bricht diese Symmetrie auf und die drei genannten Kräfte würden sichtbar.<ref name="lex_gut" />
Es wird davon ausgegangen, dass sich das [[Universum (Astronomie)|Universum]] in dieser Zeit um mindestens den Faktor 10<sup>26</sup> ausgedehnt hat. Anschließend setzte das Universum seine Expansion im Rahmen des Standard-Urknall-Modells fort, wie von den [[Friedmann-Gleichungen]] beschrieben.

Die [[Hypothese]] dieser inflationären Expansion wurde 1981 von [[Alan H. Guth]] vorgeschlagen und ist kein Element des ursprünglichen Urknallmodells. Anlass war die Feststellung, dass die relativistische Kosmologie zur Erklärung einiger fundamentaler Beobachtungen (siehe unten) eine Feinabstimmung („fine tuning“) von kosmologischen Parametern erfordert, die ihrerseits wiederum einer Erklärung bedurfte. Die Inflationshypothese bietet dafür einen physikalischen Mechanismus, aus dem sich einige grundlegende Eigenschaften des Universums direkt ergeben.

Danach ist die Ursache dieser Expansion die Zustandsänderung eines skalaren [[Feld (Physik)|Feldes]] mit einem extrem flachen Potential. Dieses '''Inflatonfeld''' genannte skalare Feld hat eine [[Zustandsgleichung]] mit negativem Druck. Nach der [[Allgemeine Relativitätstheorie|allgemeinen Relativitätstheorie]] führt dies zu einer abstoßenden Kraft und damit zu einer Ausdehnung des Universums. Die Zustandsänderung des Feldes während der inflationären Phase ist mit einem [[Phasenübergang]] 1.&nbsp;Ordnung vergleichbar. Im Rahmen der [[Große vereinheitlichte Theorie|großen vereinheitlichten Theorie]] werden die Bedingungen, unter denen der Phasenübergang auftritt, durch [[Higgs-Feld]]er bestimmt.

Die Annahme einer derartigen inflationären Expansion erscheint einerseits willkürlich, andererseits löst sie elegant mehrere größere [[Kosmologie|kosmologische]] Probleme:

* Das heute sichtbare Universum enthält überall im Wesentlichen ähnliche Strukturen. Andererseits besteht es aus Gebieten, die bei einer Standard-Expansion erst sehr spät kausal miteinander in Wechselwirkung treten konnten, da sie sich unmittelbar nach dem Urknall zunächst zu schnell voneinander entfernt haben. Die Tatsache, dass man dennoch eine hochgradige [[Homogenität]] des Universums und [[Isotropie]] der [[Kosmischer Mikrowellenhintergrund|kosmischen Hintergrundstrahlung]] beobachtet, wird als [[Horizontproblem]] bezeichnet und ist im Rahmen einer Standard-Expansion nicht erklärbar. Bei Existenz einer inflationären Expansion dagegen hätten alle Bereiche des heute sichtbaren Universums vor dieser Inflation bereits vorübergehend in Wechselwirkung gestanden.

* Der Bereich des heute sichtbaren Universums weist keine messbare [[Raumkrümmung]] auf. Im Rahmen einer Standard-Expansion wäre dazu unmittelbar nach dem Urknall eine extrem exakte Abstimmung von Materiedichte und kinetischer Energie erforderlich gewesen, für die es keine Erklärung gibt. Für den Fall einer inflationären Expansion dagegen wäre die beobachtete Flachheit des Raumes lediglich eine Folge seiner ungeheuren Ausdehnung, da das heute sichtbare Universum nur einen winzigen Ausschnitt repräsentieren würde.

* Die Inflations-Hypothese erklärt darüber hinaus die Dichtefluktuationen, aus denen die [[Galaxie]]n und [[Galaxienhaufen]] hervorgegangen sind, als Folge von [[Quantenfluktuation]]en des Inflatonfeldes. Die extreme Expansion vergrößerte diese Fluktuationen auf entsprechend makroskopische Größe, was eine Standard-Expansion nicht in ausreichendem Maße hätte leisten können.

* Nach gewissen Theorien sollten beim Urknall auch [[Magnetischer Monopol|magnetische Monopole]] entstanden sein, die sich jedoch bis heute einem experimentellen Nachweis entzogen haben. Während einer inflationären Expansion hätte die [[Teilchenzahldichte]] dieser Monopole jedoch dermaßen abgenommen, dass die Wahrscheinlichkeit, im Bereich des heute sichtbaren Universums einzelne zu finden, äußerst gering wäre&nbsp;– in Übereinstimmung mit der experimentellen Datenlage.

== Felddynamik ==
Zur Erklärung der Dynamik der Inflation wird ein skalares Quantenfeld benötigt, das räumlich homogen ist und eine endliche Energiedichte aufweist. Wenn sich das Feld zeitlich genügend langsam ändert (nämlich in Richtung einer Verringerung der Energiedichte), so hat es negativen Druck und verhält sich effektiv wie eine [[kosmologische Konstante]], führt also zu einer beschleunigten Expansion des Universums. Die Expansion ist exponentiell, wenn die Energiedichte des Quantenfeldes die dominante Komponente im Universum darstellt. Derzeit ist kein konkreter Kandidat für dieses Quantenfeld bekannt. Die Bezeichnung für ein Quantenfeld, das inflationäre Expansion bewirkt, ist ''Inflatonfeld'' mit dem ''Inflaton'' als [[Eichboson|Vermittlerteilchen]].

Der niedrigste [[Energiezustand]] des Inflatonfeldes muss nicht, kann aber von Null verschieden sein. Das hängt von der als Parameter vorgegebenen Dichte der [[potentielle Energie|potentiellen Energie]] des Feldes ab. Vor der Expansionsperiode war das Inflatonfeld in einem höheren Energiezustand. Zufällige Quantenfluktuationen lösten einen [[Phasenübergang]] aus, wobei das Inflaton seine potentielle Energie in Form von Materie und Strahlung abgab, als es in den niedrigeren Energiezustand wechselte. Dieser Vorgang erzeugte eine abstoßende Kraft, die die Ausdehnung des Universums beschleunigte.

Ein einfaches Modell für ein Inflatonfeld <math>\Phi</math> ist durch das [[Potential (Physik)|Potential]]

:<math>V_{\rm eff}(\Phi, T) = \lambda |\Phi|^4 - b |\Phi|^3 + a T^2 |\Phi|^2</math>

gegeben, wobei die Temperaturabhängigkeit durch die Wechselwirkung mit den thermischen Fluktuationen der übrigen Teilchen und Felder im Universum zustande kommt. Bei hoher Temperatur hat dieses Potential ein einziges Minimum bei <math>|\Phi|=0</math>. Sinkt die Temperatur durch die Expansion des Universums unter eine erste kritische Temperatur <math>T_1</math>, so erscheint ein zweites lokales Minimum der Potentialfunktion bei <math>|\Phi|\neq 0</math>. Zunächst hat das Potential bei diesem sekundären Minimum einen höheren Wert als in dem globalen Minimum <math>\Phi=0</math>, in dem sich das Feld befindet. Wenn die Temperatur aber einen zweiten kritischen Wert <math>T_2</math> unterschreitet, so hat das Potential im sekundären Minimum einen niedrigeren Wert als im primären Minimum. Man bezeichnet das globale Minimum der Potentialfunktion als das ''wahre Vakuum'' und das lokale Minimum als das ''falsche Vakuum.''

Um vom falschen in das energetisch bevorzugte wahre Vakuum überzugehen, muss das Feld eine Energiebarriere überwinden oder sie durchtunneln (dies ist durch den quantenmechanischen [[Tunneleffekt]] möglich). Da sich auch bei einer Expansion des Weltraums die Energiedichte des falschen Vakuums nicht ändert, vorausgesetzt der quantenmechanische [[Tunneleffekt|Tunnelprozess]] läuft genügend langsam ab, muss der Druck des falschen Vakuums negativ sein und führt gemäß den [[Friedmann-Gleichungen]] zu einer exponentiellen Expansion.

== Ausblick ==
Die Hypothese von einer inflationären Expansion ist ein Forschungsgebiet, auf dem noch zahlreiche Varianten diskutiert werden. Insbesondere ist die Natur der Teilchen bzw. Felder, die den erforderlichen Vakuumzustand verursacht haben könnten, noch völlig ungeklärt.

Ob es in der Frühzeit unseres Universums tatsächlich eine inflationäre Phase gab, muss durch Beobachtungen entschieden werden; dies ist Gegenstand aktueller Forschung. Derzeitige Beobachtungen etwa der Temperaturschwankungen in der [[Kosmische Hintergrundstrahlung|kosmischen Hintergrundstrahlung]] durch die US-amerikanische Raumsonde [[WMAP]] sind mit der Inflationshypothese kompatibel, erlauben aber noch kein abschließendes Urteil.

Die derzeitige beschleunigte Expansion des Universums, auf die insbesondere aus Beobachtungen von weit entfernten [[Supernova]]e geschlossen wird, wird auf das Vorhandensein von [[Dunkle Energie|Dunkler Energie]] mit negativem Druck zurückgeführt und damit auf einen physikalischen Mechanismus, der dem der eigentlichen Inflation in der Frühzeit des Universums verwandt ist.

Trotz der Komplexität dieser Theorie ist sie unter den meisten Wissenschaftlern weitgehend anerkannt, da sie eine erste logisch nachvollziehbare Hypothese bietet.

Gemäß dem aktuellen Modell entstanden kurz nach dem [[Urknall]] in der Inflationsphase [[Gravitationswellen]], die der kosmischen [[Hintergrundstrahlung]] ein charakteristisches [[Polarisationsmuster]] aufprägten. Das würde prinzipiell eine experimentelle Überprüfbarkeit von Inflationstheorien ermöglichen, eine 2014 gemeldete Beobachtung bei [[Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization|BICEP2]] erwies sich jedoch als voreilig.

== Kritik und Alternativen ==
Das Inflationsmodell benötigt ein eigenes Skalarfeld, das Inflaton. Dennoch kann es die Entwicklung des Universums zunächst nur unzureichend beschreiben. Es werden je nach Variante entweder weitere Felder oder zusätzliche Parameter benötigt. Das Problem der kleinen [[kosmologische Konstante|Kosmologischen Konstante]] <math>\Lambda</math> ist auch im Inflationsmodell unerklärt. Der heutige Wert weicht um 120 Größenordnungen von dem der Inflationphase ab.<ref name="lex_infl" />

Big Bang und Inflation ermöglichen ein Multiversum mit über die Universen zufallsverteilten Eigenschaften. [[Steven Weinberg]] moniert, dass außer mit dem [[Anthropisches Prinzip|anthropischen Prinzip]] die Größe physikalischer Konstanten oder der Dunklen Energie in unserem Universum prinzipiell nicht mehr vernünftig erklärbar wäre.<ref name="weinberg2013" /> Aus ähnlichen Gründen lehnt auch der Mitbegründer Paul Steinhardt die Inflationstheorie ab und hält sie aufgrund ihrer prognostischen Beliebigkeit für nicht falsifizierbar.<ref name="steinhardt2014" />

Zur Inflationstheorie konkurrierende Modelle sind u.&nbsp;a.:

* [[Ekpyrotisches Universum]]: [[Paul Steinhardt]] und [[Neil Turok]] postulieren alternativ eine [[Brane]]nkollision im extradimensionalen Raum der [[Stringtheorie]]. Das Ekpyrotische Modell produziert kein Multiversum. Nachweisbar wäre es über hochfrequente Gravitationswellen und die Polarisation der Hintergrundstrahlung.

* [[Schleifenquantengravitation]]: Diese benötigt keine zusätzlichen Felder. Die Inflationsphase ergibt sich in diesem Modell nach David Sloan und [[Abhay Ashtekar]] zwanglos aus der Annahme einer quantisierten Raumzeit.<ref>[https://www.newscientist.com/article/mg20827825.200-big-bounce-cosmos-makes-inflation-a-sure-thing/#.UoOwOdcu-XU Anil Ananthaswamy, Big bounce cosmos makes inflation a sure thing], New Scientist, 13. Oktober 2010</ref> Sloan und Ashtekar führen aus, dass Inflation in den Standardkosmologien basierend auf der Allgemeinen Relativitätstheorie sehr spezielle Anfangsbedingungen verlangt und unwahrscheinlich ist (nach [[Neil Turok]], [[Gary Gibbons]])<ref>Gibbons, Turok, Measure problem in cosmology, Phys. Rev. D, Band 77, 2008, S. 063516, [http://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.77.063516 Abstract]</ref>, nach der Schleifen-Quantenkosmologie aber sehr wahrscheinlich ist.<ref>Ashtekar, Sloan, Loop quantum cosmology and slow roll inflation, Phys. Lett. B, Band 694, 2010, S. 108–110, [http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0370269310011585 Abstract]</ref>

* [[Überlichtgeschwindigkeit#Kosmologische Theorien mit variabler Lichtgeschwindigkeit|Variable Speed of Light]]: [[John Moffat]] (1992) und später [[João Magueijo]] (1998) postulieren eine im frühen Universum sehr viel höhere Lichtgeschwindigkeit als heute. Nachweisbar wäre dies über einen in der Vergangenheit abweichenden Wert der [[Feinstrukturkonstante]] <math>\alpha</math>.

== Literatur ==
* [[Alan H. Guth]]: ''Die Geburt des Kosmos aus dem Nichts – Die Theorie des inflationären Universums.'' Knaur Verlag, München 1999.
* Alan H. Guth, [[Paul Steinhardt|Paul J. Steinhardt]]: ''Das inflationäre Universum.'' Spektrum der Wissenschaft, 7/1984.
* [[Jonathan J. Halliwell]]: ''Quantenkosmologie und die Entstehung des Universums.'' Spektrum der Wissenschaft, 2/1992, S. 50.
* [[Rüdiger Vaas]]: ''[[Stephen Hawking|Hawkings]] neues Universum.'' Franckh-Kosmos-Vlg., Stuttgart 2008, ISBN 978-3-440-11378-3.

== Weblinks ==
* [[Ulf von Rauchhaupt]]: [http://www.faz.net/aktuell/wissen/weltraum/fruehphase-der-letzte-horizont-11571561.html ''Der letzte Horizont.''] Frankfurter Allgemeine Sonntagszeitung, 5. September 2010, S. 62, 65.
==Einzelnachweise==
<references>

<ref name="lesch2010">
Harald Lesch: ''[http://books.google.de/books?id=im_SYWy5pjMC&pg=PA1110&lpg=PA1110&dq=GUT+%C3%84ra&source=bl&ots=A6CSdgArys&sig=Zj6aP7fL3NjPcTS1Ppn8d4SUog4&hl=de&sa=X&ei=yeMbVIyrAsjaOrmCgLgB&redir_esc=y#v=onepage&q=GUT%20%C3%84ra&f=false Astronomie: die kosmische Perspektive.]'' 2010, abgerufen im September 2014.
</ref>

<ref name="lex_gut">
{{Internetquelle |url= http://www.spektrum.de/astrowissen/lexdt_g05.html#gut |titel= GUT-Ära |autor= Andreas Müller |werk= Astro-Lexikon |hrsg= spektrum.de |zugriff= 2014-09}}
</ref>

<ref name="lex_infl">
{{Internetquelle |url= http://www.spektrum.de/astrowissen/lexdt_i.html#infl |titel= Inflation |autor= Andreas Müller |werk= Astro-Lexikon |hrsg= spektrum.de |zugriff= 2016-12-08}}
</ref>

<ref name="weinberg2013">
{{Internetquelle |url= http://www.nybooks.com/articles/2013/11/07/physics-what-we-do-and-dont-know/ |titel= Physics: What We Do and Don’t Know |autor= Steven Weinberg |werk= The New York Review of Books |datum= 2013-11-07 |zugriff= 2016-12-08 |sprache= en}}
</ref>

<ref name="steinhardt2014">
{{Internetquelle |url= https://blogs.scientificamerican.com/cross-check/physicist-slams-cosmic-theory-he-helped-conceive/ |titel= Physicist Slams Cosmic Theory He Helped Conceive |autor= [[John Horgan]] |werk= Scientific American |datum= 2014-12-01 |zugriff= 2016-12-08 |sprache= en |kommentar= ''„inflation is very flexible (parameters can be adjusted to give any result) and generically leads to a multiverse […] in which any outcome is possible. […] It rules out nothing and can never be put to a real test.“''}}
</ref>

</references>

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