Inflation, Inflationäre Phase, Inflationäres Szenario oder Inflationäres Universum bezeichnet ein Modell in der Kosmologie, das das klassische Urknall-Modell (engl. Big Bang) ergänzt. Verkürzt gesagt, ist Inflation eine Phase extrem schneller und großskaliger Ausdehnung des Kosmos (lat. inflationis: Anschwellen, Aufblasen).

Was motiviert Inflation?

Die Inflation wurde erfunden, um spezielle Probleme in der Kosmologie zu lösen. Diese Probleme kursieren unter den Bezeichnungen Homogenitätsproblem, Flachheitsproblem, Horizontproblem und Fehlen magnetischer Monopole – sie werden im Weiteren erläutert. Die Idee zur Inflation geht in ihren Grundzügen auf den US-amerikanischen Physiker Alan H. Guth zurück (1981) und wurde später von Andrei D. Linde modifiziert (1982). In der Folgezeit wurden Inflationäre Modelle weiter ausgearbeitet (z.B. auch von A.A. Starobinsky, S.W. Hawking, A. Vilenkin, P.J. Steinhardt, L. Randall, R. Brandenberger und anderen). Nach wie vor sind Inflationäre Modelle Gegenstand aktueller Forschung.

Das ursprüngliche Inflationsmodell nach Guth

In der ersten Version der Inflation ist ein falsches Vakuum die wesentliche Zutat im Modell. Guth nahm an, dass die temperaturabhängige Energiedichte im Universum eine Parabelform hat, ρ proportional zu T⁴. Allerdings forderte er, dass im Grenzfall T → 0 (Abkühlung) die Energiedichte nicht verschwindet, sondern einen konstanten Wert ρ₀ annehme. Das ist nichts anderes als ein Phasenübergang. Der Zustand mit der Energiedichte ρ₀ ist gerade das falsche Vakuum. Im Prinzip ist so ein Übergang verwandt mit der Abkühlung von flüssigem Wasser, das zu festem Wassereis wird – jedoch mit dem Unterschied, dass das falsche Vakuum ein metastabiler Zustand ist.
Guth benutzte die Friedmann-Gleichung und formulierte sie so um, dass sie von Temperaturen und deren Zeitableitungen abhing. Die Lösungen für die Temperaturentwicklung lassen sich auf den Skalenparameter a(t) der Kosmologie umrechnen. Bei der Abkühlung geschieht nun Folgendes: Irgendwann dominiert die Energiedichte des falschen Vakuums. Der Druck des falschen Vakuums ist negativ (p = -ρ₀), so dass es antigravitativ wirkt. Daher treibt das falsche Vakuum im stark unterkühlten Universum eine exponentielle Expansion – die Inflation. Diese Expansion kann sogar schneller als das Licht sein (Superluminalexpansion), ohne die Prinzipien der Relativitätstheorie zu verletzen. Denn es werden keine Informationen/Signale mit Überlichtgeschwindigkeit ausgetauscht oder anders gesagt: es herrscht kein kausaler Kontakt zwischen den superluminal expandierenden Bereichen. Nur die Raumzeit selbst expandiert superluminal. Die Gleichung für exponentielles Wachstum des Universums lautet:

Die konstante Energiedichte ρ₀ ist ein freier Parameter im Modell. In der zweiten Zeile wurde für diese Energiedichte des falschen Vakuums die GUT-Energieskala von ~ 2 × 10¹⁶ GeV eingesetzt. Daraus folgt die atemberaubende Zeitkonstante von 1/χ = 10^-38 Sekunden. Anders gesagt: Die Expansion vollzieht sich in rasantem Tempo und in den ersten Sekundenbruchteilen des frühen Universums.
Bereits in der ersten Veröffentlichung zum Inflationsmodell zeigte Guth Probleme seines Vorschlags auf: die Inflation war in diesem ersten Ansatz noch nicht effektiv genug – viele dieser schnell expandierenden Vakuumblasen mussten erst miteinander verschmelzen. Außerdem produzierte dieses Modell zu große Inhomogenitäten, die sich nicht mit den astronomischen Beobachtungen vereinbaren ließen.

Linde lindert Probleme

Linde und auch Albrecht sowie Steinhardt konnten in der so genannten neuen Inflation mit einem neuen Ansatz die Unzulänglichkeiten des Guth-Modells bereinigen. Das falsche Vakuum kann mit einem Skalarfeld assoziiert werden. In Inflationsmodellen heißt es Inflaton. Skalarfelder haben eine potentielle Energie V(Φ). Im neuen Ansatz wurde eine andere Potentialform verwendet, die nicht mehr Parabelform hat, sondern die Gestalt des Buchstaben W:

Bei Abkühlung driftet der Vakuumzustand wieder in das falsche Vakuum. Dieser metastabile Zustand verhält sich wie ein Niveau niedrigster Energiedichte, hat aber tatsächlich eine Energiedichte, die größer ist, als diejenige des echten Vakuumzustandes. Das echte Vakuum befindet sich in den beiden Mulden des W-förmigen Potentials. Das lokale Maximum des W-Potentialverlaufs entspricht gerade dem falschen Vakuum.
Das falsche Vakuum zerfällt nun, d.h. seine potentielle Energie wird abgebaut. Anschaulich 'rollt' das Inflatonfeld vom lokalen Minimum des falschen Vakuums hinunter in das echte Vakuum, also in die linke oder rechte Mulde. Damit endet die inflationäre Phase. Die im Inflaton gespeicherte Energie wird freigesetzt. Physiker nennen das Thermalisierung. Da das Inflaton im Allgemeinen an andere Felder koppelt, entstehen im Zerfall des Inflatons neue Teilchen. In diesem Stadium treffen sich Inflationsmodell und Standard-Urknallmodell. Dabei erklärt Inflation sehr elegant den Ursprung der 'heißen Teilchensuppe'.

Woher stammt die Energie für die Inflation?

Die Energie für die inflationäre Ausdehnung stammt von der Gravitation! Das funktioniert, weil die Gesamtenergie des Gravitationsfeldes nicht definiert ist. Sie kann z.B. beliebig groß und negativ sein und daher als 'Energiespender' fungieren.

Chaotische Inflation

Linde publizierte bereits 1983 ein weiteres Inflationsmodell, das einen anderen Potentialverlauf involviert. Das Potential V(Φ) hat hier eine wieder eine Parabelform. Es gibt in dieser so genannten chaotischen Inflation kein falsches Vakuum, sondern das Inflaton startet bei einem Zustand definierter potentieller Energie (die groß genug sein muss) 'auf der Parabel'. Wie beim W-Potential beginnt die Inflation, wenn das Inflaton 'in die Mulde hinabrollt'.
Der Begriff chaotische Inflation ist nicht sehr treffend – gemeint ist, dass diese Form der Inflation frei ist von speziellen Anfangsbedingungen. Denn während beim W-Potential das lokale Minimum eine ausgezeichnete Startbedingung ist, ist beim U-Potential nur eine Startbedingung abseits des Minimums notwendig.

weitere Inflationsmodelle

Guths ursprüngliche Inflation, Lindes neue Inflation und auch die chaotische Inflation sind Modelle mit einem Inflaton-Skalarfeld. Alle involvieren eine Super-Planck-Physik (siehe Planck-Skala), weil die Energiedichte des Feldes die Planck-Masse übersteigt. Die so genannte Hybrid-Inflation (engl. hybrid inflation) hat nicht diesen Nachteil, dafür sind jedoch mehrere Inflatonfelder notwendig (Linde 1993). Bisweilen heißen diese Modelle auch 'Wasserfall-Modelle' (engl. waterfall models), weil sie im Gegensatz zu Modellen mit 'langsamem Rollen' (engl. slow rolling) stehen.
Eine andere Variante ist die übernatürliche Inflation (engl. supernatural inflation), die ebenfalls zwei Inflatonfelder erfordert (Randall, Soljacic & Guth 1995). Übernatürliche Inflation wird durch die Supersymmetrie motiviert. Der Vorteil dieser Variante ist, dass sie ohne kleine Parameter auskommt – herkömmliche Inflationsmodelle benötigen kleine Parameter, die dafür sorgen, dass der Potentialverlauf flach genug ist, um Inflation zu treiben.

Blick in eine der ersten Epochen des Universums

Die Inflation wird in der modernen Kosmologie in der GUT-Ära, also im sehr frühen Universum, angesiedelt. Zeitlich gesehen ereignete sie sich nur 10^-36 bis 10^-33 Sekunden nach dem Urknall. Zu dieser Zeit war das Universum sehr klein, heiß (etwa 10³⁰ K) und hatte den riesigen Energieinhalt von 10¹⁶GeV. Bei diesen hohen Energien unterscheiden sich die elektromagnetische, schwache und starke Wechselwirkung nicht voneinander: Sie sind zur X-Kraft der Großen Vereinheitlichten Theorien (GUT) vereinigt geworden. Neben der X-Kraft herrschte nur die Gravitation, so dass es in der Inflationsära nur zwei fundamentale Kräfte gab.
Doch 10^-36 Sekunden nach dem Urknall war das Universum auf 10²⁷ K soweit abgekühlt, dass es zur Symmetriebrechung kam und die X-Kraft in die elektromagnetische, schwache und starke Kraft aufbrach. Das Higgs-Feld war für diese Symmetriebrechung verantwortlich, weil plötzlich sein Erwartungswert von null auf einen endlichen Wert anwuchs. Solche Symmetriebrechungen sind denen der Festkörperphysik phänomenologisch sehr ähnlich. Dort kennt man beispielsweise eine spontane Magnetisierung unterhalb der Curie-Temperatur; es findet hier ein plötzlicher Übergang zum Ferromagneten statt.
Mit spontanen Symmetriebrechungen gehen immertopologische Defekte einher, die beim Übergang von X-Kraft und Gravitation in die aktuell verifizierbare Tetralogie (Vierteilung) der Kräfte auch für die heute beobachtbare großräumige Struktur des Universums verantwortlich sein könnten.
Die geeignete Symmetriegruppe der GUT, die SU(5), wird daher auf die Untergruppen SU(3) × SU(2) × U(1) gebrochen, wobei die Untergruppen jeweils mit den uns vertrauten Wechselwirkungen (SU(3) – stark, SU(2) – schwach, U(1) – elektromagnetisch) assoziiert sind. Quarks und Leptonen 'frieren' als Folge dieser Symmetriebrechung aus (Leptogenesis oder auch Leptonen-Ära). Dieser Vorgang ebnete den Weg für die Bildung der gewöhnlichen, baryonischen Materie, aus der wir bestehen (Barogenesis oder Baryogenese).

Leistungen des Inflationsmodells

Im Folgenden sollen die eingangs erwähnten Probleme der Kosmologie angesprochen werden, die durch die Inflation gelöst werden. Damit wird die Inflation durch folgende Beobachtungen der experimentellen Kosmologie gestützt:

1) Inflation erklärt Größe des Universums

Wir leben in einem riesigen Universum, dessen sichtbarer Teil allein aus etwa 10⁹⁰ Teilchen besteht. Ohne Inflation ist es kaum zu erklären, wie ein solch großer Kosmos entstehen konnte. Die enorme Expansion, die die Inflation leistet, verbunden mit der hohen Teilchenproduktion durch den Zerfall des Inflatons erklären diese Beobachtung recht gut.

2) Inflation & Hubble-Expansion

Inflation bietet eine Erklärung an, wie der beobachtete Hubble-Effekt begann. Eine repulsive Gravitation (Antigravitation) getrieben durch ein falsches Vakuum 'zündete die Expansion'.

3) Homogenität & Isotropie

Die Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung am Himmel ist extrem gleichförmig und isotrop. Die Uniformität wurde bereits auf der mikroskopischen Skala durch einfache, thermische Gleichgewichtsprozesse erzeugt. Die Inflation blähte diese Uniformität auf makroskopische Skalen auf, wie wir es heute astronomisch beobachten. Inflation löst das Homogenitätsproblem und das Horizontproblem.

4) Lösung des Flachheitsproblems

Lindes Inflationsmodell liefert einen Expansionsfaktor von A = exp(100) ~ 10⁵⁰! Eine einzelne Vakuumblase kann sich somit von Quantenskalen auf astronomisch relevante, makroskopische Skalen über den Apparat der Inflation ausdehnen. Der enorme Expansionsfaktor unterdrückt dabei den Krümmungsterm in den Friedmann-Gleichungen, so dass das Flachheitsproblem gelöst ist: alle gekrümmten Modell-Universen werden durch Inflation geglättet, also flach. Ohne Inflation bliebe dies unverständlich. Die Beobachtung belegt, dass das heutige Universum flach ist, was die Inflation bewirkt zu haben scheint.

5) Fehlen magnetischer Monopole

Magnetische Monopole sind sehr massereiche Teilchen (etwa 10¹⁵ GeV Masse!), die eine magnetische Ladung tragen. Sie wurden von dem Quantenphysiker Paul Dirac schon 1931 mit dem Ziel eingeführt, eine Symmetrie zwischen elektrischen und magnetischen Ladungen herzustellen. GUT sagt die Existenz vieler solcher magnetischer Monopole im frühen Kosmos voraus (Preskill 1979). Sie wurden jedoch nie beobachtet bzw. würden die vielen schweren, magnetischen Monopole das Alter des Universum auf sagenhafte 30000 Jahre verkürzen, was selbstverständlich nicht mit unseren Beobachtungen vereinbar ist. Wie verschwanden die Monopole, die es laut GUT geben sollte? Die Inflation löst diese Problematik sehr elegant: während der Erzeugungsphase magnetischer Monopole oder danach blähte die Inflationsepoche die Raumzeit so sehr auf, dass die Monopoldichte extrem (exponentiell) ausgedünnt wurde. Als Konsequenz verschwanden die Monopole.

6) Anisotropie der Hintergrundstrahlung

Wie oben ausgeführt ist die Verteilung der Hintergrundstrahlung sehr isotrop – dennoch gibt es extrem kleine Variationen in den unterschiedlichen Richtungen. Diese Anisotropien liegen ausgedrückt in Temperaturen auf der Mikrokelvinskala. Der Bezug zur Inflation sei, dass diese Unregelmäßigkeiten im Muster der Hintergrundstrahlung ihren Ursprung in Quantenfluktuationen des Inflatons haben: Als die Inflation endete, prägten sich die Feldfluktuationen ein, die noch heute als Anisotropien sichtbar seien.

ewige Inflation

Der Begriff ewige Inflation (engl. eternal inflation) kam bereits 1983 auf, als klar wurde, dass der Zerfall des falschen Vakuums ein Zufallsprozess wie der radioaktive Zerfall ist. Der entscheidende Unterschied zur Radioaktivität ist jedoch, dass das falsche Vakuum dabei gleichzeitig expandiert. Tatsächlich ist seine exponentielle Expansion schneller als sein exponentieller Zerfall. Die logische Konsequenz: das falsche Vakuum verschwindet eigentlich nie; es ist in diesem Sinne ewig, und es gibt eine unendliche Zahl inflationärer Universen. Dieses Multiversum hat eine fraktale Struktur. Leider wird die fraktale Struktur auf so großen Längenskalen vorhergesagt, dass das nicht beobachtbar sein kann.
Ewige Inflation hat entscheidende Folgen. Erstens: Salopp gesprochen 'verliert das Universum jede Erinnerung' an seinen Anfangszustand. Das soll heißen, dass sich die späten Zustände (und damit auch die Beobachtungen) völlig von den Anfangsbedingungen entkoppeln. Zweitens: Die Wahrscheinlichkeit für Inflation wird bedeutungslos. Ist die Wahrscheinlichkeit nur geringfügig verschieden von null, so setzt Inflation auf jeden Fall ein.

Problem beim Inflationsmodell

Das Inflationsmodell versagt jedoch bei der Erklärung des heutigen Werts der kosmologischen Konstante Λ: Zwischen dem Wert während der Inflationsära und heutigem Wert liegen etwa 120 Größenordnungen! Ausweg aus diesem Problem der kosmologischen Konstante verspricht die Annahme einer zeitlichen Variabilität für ihren Wert. Einsteins Λ wäre demnach nicht konstant. Kosmologen nennen das Quintessenz-Modelle, die eine Form von Dunkler Energie darstellen.

Alternative 1: Inflation mit anderem Feld

Das Zyklische Universum von Paul Steinhardt und Neil Turok ist eine konkurrierende Theorie zur Inflation. Hier liegt ein anderes Skalarfeld vor. Eine Entscheidung darüber, welches der Modelle die Natur richtig beschreibt, erhoffen sich die Kosmologen von der Detektion von Gravitationswellen oder Neutrinos, die noch weit vor der Epoche der Rekombination ausgesandt wurden. Denn im Ekpyrotischen Szenario erwartet man keine Gravitationswellensignatur.

Alternative 2: Inflation ohne Inflaton, aber mit Quantengravitation

Ein viel versprechender, neuer Zugang wurde mit der Loop-Quantengravitation (Quantengeometrie) eröffnet, der kein zusätzliches Skalarfeld erfordert (Bojowald 2002). Die Inflationsära ist in diesem Modell eine zwingende Folge der quantisierten Raumzeit! Im Prinzip hat diese 2002 erschienene Publikation eine Hoffnung erfüllt, die Guth in seinem Reviewpapier 2000 formuliert hat, nämlich dass die Kosmologen sich einer Quantengravitation stellen müssen, um die Inflationsphysik zu verstehen.

wissenschaftliche Arbeiten

• Alan H. Guth: Inflationary Universe, a possible solution to the horizon and flatness problems, Phys. Rev. D23, 347, 1981
• Andrei D. Linde: A new inflationary Universe, Phys. Lett. B108, 389, 1982
• Andrei D. Linde: Hybrid Inflation, Phys. Rev. D49, 748, 1994; Preprint: astro-ph/9307002
• Randall, Soljacic & Guth: Supernatural Inflation: Inflation from Supersymmetry with No (Very) Small Parameters, Nucl. Phys. B472, 377, 1996; Preprint: hep-ph/9512439
• Alan H. Guth: Inflation and eternal inflation, Phys. Rep. 333, 555, 2000
• Martin Bojowald: Inflation from Quantum Geometry, Phys. Rev. Lett. 89, 261301, 2002; Preprint: gr-qc/0206054