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Stringtheorie

Auf der Suche nach den verborgenen Universen

Von Cliff Burgess und Fernando Quevedo

Kosmologische Theorien werfen oft als Nebenprodukt die Idee der Paralleluniversen ab. Daraus folgt die unbequeme Frage: Ist unser Universum etwa nur eines von vielen? Und: Wie soll man je ein anderes Universum finden? Astronomen glauben, dass die Stringtheorie Antworten liefern kann.

Eigentlich könnten Kosmologen ganz zufrieden mit "ihrem" Universum sein. Es besitzt einen Radius von beachtlichen 46 Milliarden Lichtjahren, und Trilliarden von Sternen bevölkern ihn. Offensichtlich aber genügt ihnen nicht einmal das. Denn in der Kosmologie des 21. Jahrhunderts dürfte folgende Vorstellung eine wichtige Rolle spielen: die nämlich, dass unser bekanntes Universum - die Summe all dessen, was wir beobachten (könnten) - möglicherweise nur eine winzige Region in einem ungleich größeren Raum ist.

Denn als Nebeneffekt bringen kosmologische Theorien häufig verschiedene Arten von Paralleluniversen hervor, die zusammen mit dem unseren ein großes "Multiversum" bilden (siehe "Parallel-Universen " von Max Tegmark, "Spektrum der Wissenschaft" 8/2003, S. 34). Freilich besteht kaum Hoffnung, solche anderen Universen jemals direkt beobachten zu können - sei es, weil sie zu weit entfernt sind oder auf andere Weise von unserem Kosmos isoliert sind. Obwohl sie jenseits unseres Universums existieren, könnten einige der Paralleluniversen aber dennoch mit ihm in Wechselwirkung treten. Dann könnten wir die entsprechenden Effekte direkt nachweisen. Dies folgern Kosmologen aus der Stringtheorie, die als führende Kandidatin einer vereinheitlichten Beschreibung der grundlegenden Kräfte in der Natur gilt. Die fundamentalen "Strings" oder Fäden, die ihr den Namen gaben, sind extrem klein. Doch aus den Gesetzen, denen ihr Verhalten folgt, sagen Stringtheoretiker auch die Existenz membranartiger Objekte voraus, die sehr große Ausdehnungen erreichen können. Solche "Branen" sind in der Lage, vielfältige Formen anzunehmen. Insbesondere könnte unser Universum als Ganzes eine dreidimensionale Bran sein, die in einen neundimensionalen Raum eingebettet ist. Verformungen dieses höherdimensionalen Raums und Zusammenstöße zwischen verschiedenen Universen wiederum könnten einige der von Astronomen beobachteten Eigenschaften unseres Kosmos erklären.

In letzter Zeit jedoch hat die Stringtheorie, so könnte man sagen, eine schlechte Presse. Eine ganze Reihe von konkreten Einwänden wäre zu nennen, auf die wir hier aber nicht eingehen können. Der wichtigste von ihnen und legitimer Grund zur Sorge ist, dass wir sie bislang keinen experimentellen Tests unterziehen können. Mit diesem Problem steht sie indessen nicht allein da. Es ist Ausdruck der nicht nur die Stringtheorie betreffenden Schwierigkeit, physikalische Modelle auf extrem kleinen Größenskalen zu testen. Damit kämpft zum Beispiel auch die Schleifen-Quantengravitation (siehe "Quanten der Raumzeit" von Lee Smolin, "Spektrum der Wissenschaft" 3/2004, S. 54). Stringtheoretiker suchen aber weiter nach Wegen, wie sich ihre Theorie doch noch überprüfen lässt. Viel versprechend ist der Ansatz, mit ihrer Hilfe einige der noch rätselhaften Eigenschaften des Kosmos zu erklären. Die wichtigste davon betrifft die Frage, wie sich das Tempo der kosmischen Expansion im Lauf der Zeit verändert.

Die Erkenntnis, dass dieses Tempo fortwährend zunimmt, wird in diesem Jahr genau zehn Jahre alt. Verantwortlich für die Beschleunigung ist ein noch unbekannter kosmischer Mechanismus, der als Dunkle Energie bezeichnet wird. Aber auch zu einer Zeit, lange bevor Atome (oder gar Galaxien) entstanden waren, hatte es bereits eine Phase gegeben, in der das Universum binnen kürzester Zeit extrem stark expandierte. Kurz nach dieser frühen Inflationsphase war die Temperatur des Universums milliardenfach höher als jede jemals auf der Erde gemessene Temperatur. Und so finden sich Kosmologen und Elementarteilchenphysiker nun im gleichen Boot wieder und versuchen gemeinsam, die fundamentalen Gesetze der Physik unter diesen Bedingungen zu ermitteln und unser Verständnis des frühen Universums noch einmal gründlich auf Basis der Stringtheorie zu überdenken.

Winzige Schwankungen, zu astronomischer Größe aufgebläht

Die Idee der kosmischen Inflation war entwickelt worden, um eine Reihe einfacher, aber doch verwirrender Eigenschaften unseres Kosmos zu erklären. Viele davon betreffen die kosmische Hintergrundstrahlung, ein Überbleibsel aus der heißen Frühzeit unseres Universums. Diese Strahlung verrät uns unter anderem, dass das frühe Universum überraschenderweise überall die gleichen Eigenschaften besaß. Zwar existieren durchaus Mechanismen, die zum Ausgleich aller Unregelmäßigkeiten hätten führen können (beispielsweise könnte Materie von einem Ort zum anderen strömen), doch keiner von ihnen hätte genügend Zeit zur Verfügung gehabt, um ausreichend wirksam zu werden. Die Homogenität musste also anders erklärt werden.

Dies gelang Alan H. Guth, derzeit am Massachusetts Institute of Technology, in den frühen 1980er Jahren. Er erkannte, dass eine Phase äußerst schneller kosmischer Expansion zu einem homogenen Universum führte. Diese beschleunigte Expansion verdünnte alle vorhandene Materie und glättete etwaige Dichteschwankungen (siehe "Das inflationäre Universum " von Alan H. Guth und Paul J. Steinhardt, "Spektrum der Wissenschaft" 7/1984, S. 80 sowie "Das selbstreproduzierende inflationäre Universum" von Andrej Linde, 1/1995, S. 32).

Sie führte zwar nicht zu einer perfekten Homogenität. Doch auch dies ist eine wichtige Vorhersage der Theorie. Denn die Energiedichte des Raums unterlag während der Inflationsphase so genannten Quantenfluktuationen. Durch die Inflation wurden solche winzigen Schwankungen zu astronomischer Größe aufgebläht und spiegelten sich schließlich auch in der Verteilung der Energiedichte im späteren Universum. Und tatsächlich: Bei der Vermessung der kosmischen Hintergrundstrahlung traten die von der Inflationstheorie vorhergesagten Schwankungen zu Tage. Vorhersage und Beobachtung stimmen sogar mit geradezu spektakulärer Genauigkeit überein. Dieser Erfolg machte das Inflationsmodell zum vielversprechendsten Kandidaten für die Beschreibung der frühesten Geschichte unseres Kosmos. Satellitenmissionen wie das Planck-Observatorium, das die Europäische Weltraumbehörde Esa noch in diesem Jahr ins All befördern will, werden zeigen, ob sich auch weitere Vorhersagen der Inflationstheorie bestätigen lassen.

Ziemlich undurchsichtig ist bislang allerdings die Frage, warum ein mit herkömmlicher Materie gefülltes Universum überhaupt in eine inflationäre Phase übergehen soll. Die fundamentalen Gesetze der Physik legen eine plötzlich beschleunigte Expansion jedenfalls nicht nahe. Diese ließe sich nur durch eine Energie mit sehr ungewöhnlichen Eigenschaften antreiben. Ihre Dichte muss positiv sein und sogar während der stürmischen Expansion des Universums mehr oder weniger konstant bleiben; andererseits aber muss die Energiedichte dann schlagartig abnehmen, damit die Inflationsphase auch wieder ein Ende findet.

Doch wie kann die Energiedichte - von welchem physikalischen Objekt auch immer - während der Expansion konstant bleiben, wenn die Expansion doch zwangsläufig mit einer Verdünnung einhergeht? Auch dafür haben Stringtheoretiker eine Lösung. Ein den gesamten Raum erfüllendes Skalarfeld könnte als Energiequelle dienen. Ein Skalarfeld wird an jedem Ort im Raum durch eine einzige Zahl beschrieben, nämlich durch seine Stärke an genau diesem Ort. (Etwas komplizierter sind Vektorfelder wie etwa Magnetfelder. Sie besitzen an jedem Ort im Raum sowohl eine Feldstärke als auch eine Richtung. Weitere Beispiele finden Sie in jedem Wetterbericht: Temperatur und Druck sind Skalarfelder, während die Windgeschwindigkeit ein Vektorfeld ist.)

Das Skalarfeld, das die Inflation antrieb, bezeichnet man auch als Inflatonfeld oder schlicht Inflaton. Offensichtlich hat es die kosmische Expansion über einen langen Zeitraum hinweg beschleunigt, bevor die Beschleunigung abrupt endete. Diese Dynamik entspricht der einer Achterbahnfahrt: Zunächst erklimmt die Achterbahn langsam eine sanfte Steigung ("langsam" ist dabei relativ - dieser Teil der Entwicklung verlief für menschliche Verhältnisse sehr schnell). Ist der Gipfel erreicht, endet die Inflation: Die Bahn saust mit atemberaubender Geschwindigkeit abwärts, wobei potenzielle Energie in Bewegungsenergie und letztendlich in Wärme umgewandelt wird.

Die theoretische Beschreibung einer solchen kosmischen Achterbahnfahrt ist allerdings nicht einfach. Während der vergangenen 25 Jahre gab es eine ganze Reihe von Vorschlägen, doch keiner davon ist aus heutiger Sicht wirklich überzeugend. Eine wesentliche Schwierigkeit besteht darin, dass wir schlicht nicht wissen, welche Prozesse bei den enorm hohen Energien vor sich gehen, die bei der Inflation wahrscheinlich mit im Spiel sind.