Der Urknall

Im Jahr 1929 stellte Edwin Hubble am Mount-Wilson-Observatorium, mit dem größten Teleskop der Welt, einen verblüffenden Datensatz zusammen. Er hatte Entfernungen zu Galaxien gemessen — mithilfe der Kalibrierung, die Henrietta Leavitt 1908 für Cepheiden geschaffen hatte, veränderliche Sterne, die in einem regelmäßigen Takt heller und dunkler pulsieren und damit ihre wahre Leuchtkraft verraten — und dazu die Rotverschiebung ihres Lichts: die Dehnung des Lichts eines sich entfernenden Objekts hin zu längeren, röteren Wellenlängen, die mit der Entfernung zunimmt. Das Muster war unverkennbar und ging als Hubbles Gesetz in die Wissenschaft ein: je weiter eine Galaxie entfernt war, desto schneller entfernte sie sich. Es gab nur eine Erklärung — das Universum expandiert. Spult man die Expansion in der Zeit zurück, so lag in einem endlichen Augenblick der Vergangenheit alles in einem einzigen Punkt. Das Universum hatte einen Anfang. Diesen Augenblick hat man den Urknall genannt — ein spöttisches Wort, das Fred Hoyle 1949 in einer BBC-Sendung prägte. Hoyle verlor die Debatte; der Begriff blieb.

Das Universum expandiert — nicht in irgendetwas hinein, sondern aus sich selbst heraus: Der Abstand zwischen den Galaxien wächst überall zugleich. Daher rührt die Rotverschiebung der Galaxien. Die Hubble-Konstante H₀ ≈ 67–73 km/s/Mpc gibt die heutige Rate an. Spult man die Expansion zurück, drängt sich alles zusammen, Dichte und Temperatur steigen ohne Grenze, bis man im allerersten Augenblick auf eine Singularität trifft — einen Zustand formal unendlicher Dichte, an dem die Allgemeine Relativitätstheorie selbst versagt. Dieser erste Moment bleibt ohne eine Theorie der Quantengravitation, die uns noch fehlt, unzugänglich. Von dort an verläuft die Standardchronologie so: Den Bruchteil einer Sekunde nach dem Anfang dehnt die kosmische Inflation (Guth, 1980) einen Bereich von Quantengröße auf kosmische Größe; das erklärt, warum das Universum so flach und gleichförmig aussieht, und legt zugleich die Saat der schwachen Dichteschwankungen, aus denen später Galaxien werden. Nach etwa einem Millionstel einer Sekunde binden sich Quarks zu Protonen und Neutronen. Nach drei Minuten schmiedet die primordiale Nukleosynthese die leichtesten Kerne — Helium, Deuterium, Lithium — in Anteilen, die mit hoher Präzision zu unseren Beobachtungen passen. Nach 380 000 Jahren folgt die Rekombination: Das Universum kühlt so weit ab, dass sich Elektronen an Kerne binden, und das Licht kann sich plötzlich frei bewegen. Dieses freigesetzte Licht durchflutet den Himmel noch heute als kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) — das Nachglühen des heißen jungen Universums, inzwischen abgekühlt auf ein schwaches Mikrowellenglühen von 2,7 K, das den ganzen Raum erfüllt und dessen winzige Temperaturschwankungen die Dichtestruktur zur Zeit der Rekombination abbilden. Nach 400 Millionen Jahren leuchten die ersten Sterne und Galaxien auf. Nach 13,8 Milliarden Jahren: jetzt. Das Standardmodell der Kosmologie — ΛCDM, für Dunkle Energie, Kalte Dunkle Materie und gewöhnliche Materie — fügt sich mit nur sechs Parametern in eine gewaltige Fülle von Beobachtungen, obwohl zwei von ihnen (Dunkle Materie, Dunkle Energie) Dinge benennen, deren physikalische Natur im Kern unverstanden bleibt.