[Folgebeitrag hier.]

Die Gerüchte sind in den letzten Tagen ja schon durchaus spezifisch gewesen. Und dass ich am Donnerstag eine dringende Anfrage von Nature bezüglich einiger meiner Animationen zu Gravitationswellen bekommen hatte, hat mir natürlich auch zu denken gegeben. Jetzt ist die Nachricht der Kollegen vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) also ‘raus, und die Gerüchte haben sich bestätigt: Die Kollegen dort geben an, sie hätten in der kosmischen Hintergrundstrahlung Spuren nachgewiesen, die von extrem frühen Gravitationswellen stammen – Spuren, die Aufschluss über die ersten Sekundenbruchteile nach dem Urknall geben könnten.

Die entsprechenden Fachartikel sind hier gesammelt, eine Pressemitteilung des CfA hier zu finden.

Worum geht’s?

Kosmische Expansion

Den Standardmodellen der Kosmologie zufolge expandiert das Universum. Das heißt (unter anderem), dass die Galaxien darin sich mit der Zeit im Mittel immer weiter voneinander entfernen. Was sich voneinander entfernt, war vorher näher beisammen als jetzt. Verfolgt man die Expansion 13,8 Milliarden Jahre in die Vergangenheit zurück, dann war die Materie damals so dicht gedrängt, dass das Universum mit einem extrem dichten, extrem heißen Elementarteilchengemisch angefüllt war. Das war die sogenannte Urknallphase.

Licht aus der Frühphase

Das letzte Licht aus dieser frühen Phase kann man heute noch sehen. Warum das so ist? Weil Astronomen immer in die Vergangenheit schauen. Die Sonne ist soweit von uns entfernt, dass ihr Licht 8 Minuten benötigt, um uns hier auf der Erde zu erreichen. Wir sehen sie also immer so, wie sie vor 8 Minuten war, nie so, wie sie genau jetzt ist (wobei Gleichzeitigkeit sowieso ein nicht unproblematischer Begriff ist). Licht von der Andromedagalaxie benötigt rund 2,5 Millionen Jahre, um uns zu erreichen; diese Galaxie sehen wir also so, wie sie vor 2,5 Millionen Jahren war.

Wieweit können wir ins All hinaussehen?

Das hängt ganz von der Richtung ab. Wenn in unserer Beobachtungsrichtung ein Stern oder eine Galaxie die Sicht versperren, ist Schluss – tiefer als bis zu diesem Stern bzw. dieser Galaxie können wir in der betreffenden Richtung nicht blicken.

Aber auch in denjenigen Richtungen, in die keine Sterne bzw. Galaxien warten, ist irgendwann Schluss – genau deswegen, weil wir ja in die Vergangenheit blicken. Angenommen, in eine bestimmte Richtung versperrt kein Stern, keine Galaxie, keine Gaswolke die Sicht. Dann können wir in diese Richtung so tief ins All blicken, dass das Licht von dem betrachteten Ort 13,8 Milliarden Jahre benötigt, um uns zu erreichen. Das heißt aber: Wir sehen diesen Ort so, wie er vor 13,8 Milliarden Jahren war. Vor 13,8 Milliarden Jahren war an dem betrachteten Ort – und überall sonst im Universum – aber gerade die Urknallphase. In dieser Phase war das Universum überall mit dichtem, heißen, und – denken Sie an das Plasma einer Kerzenflamme! – undurchsichtigen Plasma gefüllt.

Das bedeutet: Wenn wir so tief ins All schauen, dass wir bis in die Zeit der Urknallphase schauen, dann stoßen wir auf undurchsichtiges Plasma, überall, egal, in welche Richtung wir schauen. Genauer: Was wir sehen, ist der Zustand in jener vergleichsweise kurzen Phase, in der das undurchsichtige Plasma gerade durchsichtig wurde. Das geschah, weil das Universum mit der Expansion in jener Phase soweit abgekühlt war, dass sich die Atomkerne (vor allem Wasserstoffkerne = Protonen) und Elektronen zu Atomen verbanden – aus einem Plasma wurde ein atomares Gas.

Die Strahlung, die das Plasma durchdrang – eine Wärmestrahlung mit der gleichen Temperatur wie das Plasma – war von diesem Moment der Atombildung an frei und konnte weitgehend ungehindert durch den Weltraum laufen. Aufgrund der Expansion wurde sie immer energieärmer und ihre Wellenlänge immer länger (“kosmische Rotverschiebung”). Heute erreicht sie uns vornehmlich als Mikrowellenstrahlung, kosmischer Mikrowellenhintergrund oder kosmische Hintergrundstrahlung genannt.

Wärmestrahlung und Fluktuationen

Die kosmische Hintergrundstrahlung ist eine sogenannte Wärmestrahlung – wie ihre Energie auf Lichtteilchen der unterschiedlichen möglichen Wellenlängen (entspricht: der unterschiedlichen möglichen Frequenzen, oder der möglichen Lichtteilchen-Energien) aufgeteilt ist, ist durch einen einzigen Parameter, die Temperatur festgelegt. Ein Körper, der eine bestimmte Temperatur T hat und Strahlung absorbieren bzw. aussenden kann, wird eine für seine Temperatur charakteristische Wärmestrahlung aussenden.

Die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung ergibt sich aus der Temperatur des Plasmas in der schon beschriebenen Phase, in der sich die ersten Atome bildeten. Mit der kosmischen Expansion und der damit einhergehenden Rotverschiebung hat sich auch die Temperatur der Wärmestrahlung verändert. Die Strahlungstemperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung, wie wir sie heute von der Erde aus beobachten können, liegt bei nur noch 2,7 Kelvin, also 2,7 Grad Celsius über dem absoluten Nullpunkt, bei rund -270 Grad Celsius. Zum Zeitpunkt der Aussendung lag die Strahlungstemperatur dagegen noch bei rund 3000 Kelvin, also rund 2700 Grad Celsius. Das ist zwar heiß, aber nicht extrem heiß; es ist ungefähr die Temperatur des Glühfadens einer Halogenlampe.

Probleme der FLRW-Modelle der Kosmologie

Die Friedman-Lemaître-Robertson-Walker-Modelle (FLRW-Modelle) der Kosmologie – homogene Universen, beschrieben auf Grundlage von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie, voneinander unterscheidbar anhand einiger Parameterwerte – beschreiben sehr erfolgreich, welche Effekte zu erwarten sind, wenn ein Universum expandiert: Die Rotverschiebung des Lichts der Galaxien in Abhängigkeit von der Entfernung, das Vorhandensein und die Eigenschaften der kosmischen Hintergrundstrahlung, die Verteilung von Galaxien im Raum und noch einige andere Vorhersagen, die sich anhand der Beobachtungsdaten bestätigen lassen, haben dazu geführt, dass die Standardmodelle unter den Astronomen allgemein anerkannt sind.

Diese Modelle haben aber durchaus auch einige Probleme. Wohl das bekannteste ist, dass sie ungewöhnliche Arten von Energie und Materie – Dunkle Energie und Dunkle Materie – postulieren müssen, um den Expansionsverlauf und die Art und Weise zu erklären, wie Materie bereits während der Urknallphase verklumpt ist. Um dieses Thema soll es hier aber nicht gehen.

Einige andere Probleme: Warum ist die Geometrie des Universums euklidisch, also dieselbe, die wir in der Schule lernen (Winkelsumme im Dreieck ist 180 Grad)? Einsteins Theorie lässt auch andere Möglichkeiten zu; um heute, 13,8 Milliarden Jahre nach dem Urknall, noch ein im Rahmen der Messgenauigkeit euklidisches Universum zu haben, müsste ein bestimmter Parameterwert der Modelle exakt den Wert 1 haben oder diesem Wert beeindruckend nahe kommen; für beides wäre eine Erklärung wünschenswert.

Dann die Homogenität des Universums, die sich in der Gleichmäßigkeit der kosmischen Hintergrundstrahlung – Wärmestrahlung mit ziemlich genau der gleichen Temperatur aus allen Richtungen! – widerspiegelt. Wie kommt die zustande? Wenn es um normales Wärmegleichgewicht geht, dann kann man damit rechnen: Solange ein System mit einem zweiten nur eng genug in Kontakt ist, stellt sich mit der Zeit auch ein Wärmegleichgewicht ein; das kältere System wird wärmer, das wärmere kühlt etwas ab, und am Ende haben beide die gleiche Temperatur. Aber damit das passieren kann, müssen die Systeme in Kontakt sein und Energie austauschen können. Die verschiedenen gleich warmen Regionen der kosmischen Hintergrundstrahlung liegen aber zum Teil soweit auseinander, dass sie zwischen dem Urknall und der Freisetzung der Hintergrundstrahlung keinerlei Signale austauschen konnten. Wieso haben sie trotzdem mit so großer Übereinstimmung die gleiche Temperatur?

Last but not least: Für die sehr frühen, heißen Phasen des Universums sagen einige (zugegebenermaßen in diesem Bereich nicht getestete, und auch nicht ganz eindeutige)  extrapolierte Theorien der Teilchenphysiker die Entstehung von exotischen Teilchen voraus, unter anderem “magnetischen Monopolen” (also Teilchen mit nur einem Magnetpol – bei allen Magneten, die wir kennen, kommen Magnetpole immer paarweise vor, Nord- und Südpol als Teil ein und desselben Magneten). Solche Teilchen hat man nicht gefunden. Wenn man mit den herkömmlichen FLRW-Modellen berechnet, wieweit diese Teilchen durch die Expansion seit dieser Frühphase auseinandergetrieben wurden, und wieviele wir entsprechend in irdischen Experimenten finden sollten, kommt heraus, dass wir durchaus solche Teilchen nachweisen können sollten. Wir haben sie aber nicht nachgewiesen. Was ist falsch gelaufen?

Inflationsmodelle

Die Geschichte der Inflationsmodelle ist durchaus verzweigt – der Wikipedia-Eintrag dazu beschreibt sie etwas genauer; die Protagonisten sind der Russe Alexej Starobinski, der das erste derartige Modell aufstellte, das im Westen aber unbekannt blieb und daher von Alan Guth noch einmal neu erfunden wurde. Die zweite Parallelerfindung: Andrej Linde einerseits, Andreas Albrecht und Paul Steinhardt andererseits erfinden einen Weg, wie solch ein Inflationsmodell tatsächlich in ein normales FLRW-Modell übergehen und so das Universum hervorbringen kann, in dem wir jetzt leben.

Inflationsmodelle, kurzgefasst: In der Frühzeit des Universums, ab einer Milliardstel Milliardstel Milliardstel Milliardstel Sekunde nach dem Nullpunkt der kosmischen Zeit, macht das Weltall eine rasante, beschleunigte, exponentielle Expansion durch, und das für etwa eine Millionstel Milliardstel Milliardstel Milliardstel Sekunde.

Der erste Vorteil der Inflationsmodelle: Auf einen Schlag lösen sich eine Reihe von Problemen. Das Universum, das aus einer solchen Inflationsphase hervorgeht, ist in ganz natürlicher Weise euklidisch. Magnetische Monopole und andere mögliche exotische Teilchen werden während dieser Phase soweit auseinandergetrieben, dass es nicht verwunderlich ist, wenn wir in unseren Experimenten hier auf der Erde keine finden. Und da am Anfang eine so rasche Expansion geschah, muss das Universum im Anschluss weniger rasch expandieren als in den FLRW-Modellen, um die heutigen Verhältnisse zu schaffen; bei diesem weniger-rasch-expandieren haben auch die entferntesten Bereiche der kosmischen Hintergrundstrahlung Zeit, miteinander ins Gleichgewicht zu kommen.

Der zweite Vorteil der Inflationsmodelle: Sie verbinden Quantenmechanik und Kosmologie. Das ist noch keine vollständige Theorie der Quantengravitation, wie sie die Physiker gerne hätten, aber es hat eine interessante Konsequenz (erstmals ausgerechnet von Mukhanov und Chibisov auf Basis des Inflationsmodell von Starobinski). Vereinfacht gesagt: In der Quantentheorie kann ein Universum nicht überall eine konstante Dichte haben. Wenn das Universum einen eindeutigen Dichtewert hat, dann ist unbestimmt, wie sich diese Dichte verändert – insbesondere kann nicht festgelegt sein, dass sie sich gar nicht verändert. Aber wenn sich der Dichtewert verändert, dann bleibt er nicht konstant. Praktisch schlägt sich das in winzigen Fluktuationen nieder, die als Dichtefluktuationen in dem betreffenden Universum enden, also winzige Dichteunterschiede von einem Ort zum anderen. Einige der Eigenschaften dieser Dichteunterschiede ergeben sich direkt aus ihrem Quanten-Ursprung (und damit als Vorhersagen der Inflationsmodelle).

Solche Dichtefluktuationen sind extrem wichtig. Ein perfekt homogenes Universum bleibt homogen. Erst mit Dichteflukutationen kommen wir zu einem Universum, in dem Materie mit der Zeit unter dem eigenen Gravitationseinfluss verklumpt und überhaupt so etwas wie Galaxienhaufen, Galaxien und Sterne bildet. Ohne Dichtefluktuationen gäbe es uns nicht.

Der Nachteil der Inflationsmodelle: Eine unüberschaubare Fülle möglicher Modelle – es gibt viele Möglichkeiten, die Eigenschaften des die Inflation treibenden Feldes zu wählen. Die Frage, ob sich der sanfte Übergang von der Inflationsphase zur späteren Expansionsphase auch wirklich so bewerkstelligen lässt. Und, zumindest bis jetzt, herzlich wenig Daten, an denen man feststellen kann, ob die Inflationsmodelle tatsächlich richtig sind, und wenn ja, welche davon, und was das über die Eigenschaften des frühen Universums aussagt.

Fluktuationen der Hintergrundstrahlung

Dass die kosmische Hintergrundstrahlung nicht perfekt homogen ist, wissen wir schon länger. Der COBE-Satellit der NASA hat solche Fluktuationen gezeigt (das gestauchte Oval hier ist eine Projektion einer Komplett-Himmelskarte; Bild: NASA Goddard Space Flight Center/COBE Science Working Group):

Die Hintergrundstrahlung ist, wie gesagt, eine Wärmestrahlung mit charakteristischer Temperatur. Blaue und rote Strukturen zeigen an, wie diese Temperatur je nach Blickrichtung um einige hunderttausendstel Grad schwankt, hie etwas kühler ist, dort etwas wärmer.

Das WMAP-Weltraumteleskop der NASA, exakt zu diesem Zweck gebaut, konnte die Fluktuationen dann noch deutlich feiner kartieren (hier die Version von 2011; Bild: NASA / WMAP Science Team):

Auch hier zeigen die Farbunterschiede wieder Temperaturschwankungen an.

Und letztes Frühjahr, im März 2013, hat der ESA-Satellit Planck die Fluktuationen eine noch deutlich genauere Fluktuationskarte veröffentlicht (Bild: ESA und die Planck Collaboration):

Diese Karten zeigen Fluktuationen auf ganz unterschiedlichen Größenskalen. Man kann beim Meer ein ähnliches Phänomen sehen: Da gibt es auf Meterskalen die am deutlich sichtbarsten Wellen, im Kleinen auf diesen Wellen noch einmal Schwankungen mit einer Ausdehnung von einigen zehn Zentimetern, im ganz großen die Wellenberge von Ebbe und Flut.

Analog kann man auch die hier gezeigten Karten auf unterschiedlichen Skalen analysieren – die großen Details, indem man unterschiedliche Himmelsregionen im großen vergleicht, deren Blickrichtungen z.B. um 90 oder gar 180 Grad auseinanderliegen, kleinere Muster, die sich bereits bei Blickrichtungsunterschieden zeigen, die nur wenige Grad auseinanderliegen, und so weiter.

Der Clou: Wie groß die Schwankungsanteile für die unterschiedlichen Größenskalen sind, enthält eine Menge Information über das frühe Universum. Der Gehalt an Strahlung und (dunkler und anderer) Materie spielt dabei zum Beispiel eine Rolle, und so lassen sich aus der Hintergrundstrahlungen Rückschlüsse auf die Zusammensetzung des Inhalts unseres Kosmos schließen (und, ein Test dieser Modelle, mit unabhängigen Messungen vergleichen). Und aus den Dichtefluktuationen lässt sich zurückschließen, wie sie zustandegekommen sind – und ob sie die Eigenschaften haben, die aus der Inflationstheorie mit ihren Quantenfluktuationen folgen.

Einige allgemeine Eigenschaften – und damit indirekt auch die Inflationsmodelle – hatten die WMAP-Messungen bereits bestätigt. Aber jetzt kommt noch eine weitere Komponente hinzu.

Gravitationsfluktuationen

Die Physiker kennen derzeit keine vollständige, konsistente Theorie der Quantengravitation, die Quantentheorie und einsteinsche allgemeine Relativitätstheorie vereinigen würde. Aber nach allem, was wir von den Gültigkeitsbereichen letzterer beider Theorien wissen, sollte eben solche Quantengravitation – und sollten Quanteneigenschaften des Gravitationsfeldes – im sehr frühen Universum nahe der Inflationsphase bereits eine Rolle spielen.

Wie gesagt: Eine vollständige der Theorie der Quantengravitation hat derzeit noch niemand. Aber man kann hoffen, in solch einer Situation mit einer Näherungsbetrachtung davonzukommen und sich darauf zu beschränken, die damaligen Gravitationseigenschaften so zu beschreiben wie in den (nicht-quantenmechanischen) Modellen auf Basis der allgemeinen Relativitätstheorie – aber dann noch kleine, fluktuierende Abweichungen hinzuzufügen, denen man dann Quanteneigenschaften zuschreibt. Kleine fluktuierende Abweichungen von einer gegebenen Raumzeit heißen in der allgemeinen Relativitätstheorie Gravitationswellen. Und eben solche ursprünglichen, primordialen Gravitationswellen sollten sich aus den Gravitations-Quantenfluktuationen der Inflationsphase ergeben.

Solche Gravitationswellen sollten sich dann auch als winzige Störungen der Raumzeit-Geometrie nach der Inflationsphase fortpflanzen, und das selbst dann, wenn das Universum durch Expansion in einen Zustand gekommen ist, in dem die Quanteneigenschaften der Gravitation keine Rolle spielen sollten. Sie schlagen sich ganz ähnlich wie die inflations-erzeugten Dichtefluktuationen in den Temperaturfluktuationen der kosmischen Hintergrundstrahlung nieder.

Der springende Punkt ist, dass sich der Einfluss von Gravitationswellen-Fluktuationen von dem Einfluss von ursprünglichen Dichtefluktuationen unterscheiden lässt. An dieser Stelle wird es noch technischer als bislang schon, vielleicht nur in Kürze: Dabei spielt insbesondere die Polarisation der Hintergrundstrahlung eine Rolle und die Art und weise, wie sie von Beobachtungsrichtung zu Beobachtungsrichtung variiert. Polarisation kennt der eine oder andere Leser sicher von Polarisationsfiltern an der Fotokamera, die einiges Licht durchlassen, anderes nicht. Diejenige Eigenschaft von Licht, die bestimmt, ob (bzw. mit welcher Wahrscheinlichkeit) es von einem Polarisationsfilter durchgelassen wird oder nicht ist hier gemeint.

Polarisationsmessungen

Der Planck-Satellit hat entsprechende Messungen vorgenommen, die in nicht allzu ferner Zukunft (dieses Jahr?) als komplette, detaillierte Karte veröffentlicht werden dürften. Aber für den Nachweis der inflationserzeugten Gravitationswellenspuren braucht man eigentlich gar nicht die ganze Karte – die finden auf Größenskalen statt, die so klein sind, dass sie sich selbst in einer Himmelsregion nachweisen lassen sollten, die nicht viel mehr als einige zehn Grad Durchmesser hat.

Solch eine Himmelsregion hat das Team um John Kovac vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics während der letzten drei Jahre mit einem nicht sehr großen Teleskop – Linsendurchmesser 26 cm – vermessen. Das Teleskop ist hier dargestellt (Bild von der BICEP2-Webseite):

 

Dass da “Außentemperatur -50 Grad Celsius” steht, zeigt schon, dass es sich nicht um einen normalen Observatoriumsstandort handelt. Das Fotoalbum zum BICEP2-Deployment zeigt mehr:

Es handelt sich um eine Beobachtungsstation am Südpol. Die BICEP2-Abschirmung (vorher schon vom Vorgänger BICEP genutzt) ist ganz rechts oben auf dem blauen Containerhaus zu sehen (Bild: Harvard CMB Group; weitere Bilder hier).  Links ist das South Pole Telescope zu sehen, das sich auch die kosmische Hintergrundstrahlung anschaut.

Das Teleskop selbst ist völlig von einem Kryostaten umschlossen und wird zu Betrieb auf 4 Kelvin (also 4 Grad Celsius über dem absoluten Nullpunkt) heruntergekühlt).

Und jetzt gibt es eben Ergebnisse – nicht erste, noch sehr unsichere Ergebnisse, sondern Ergebnisse von 3 Jahren Beobachtung, während derer sich die Forscher gehörige Gedanken gemacht haben, ob das, was sie da sehen, tatsächlich kosmologischen Ursprungs ist oder nicht.

Die Ergebnisse von heute nachmittag

Angekündigt hatte das CfA eine Pressekonferenz für heute nachmittag, 15:45 Uhr unserer Zeit. Ich habe bislang noch keinen getroffen, der sich den Livestream hätte anschauen können; es sieht so aus, als sei der Webserver einfach in die Knie gegangen. Eine Reihe von Blogeinträgen und der Guardian-Zeitungsartikel hatten das Interesse wohl gehörig angefacht. Auf Facebook war unter Astronomen auch einiges los; auf Twitter sicher auch.

Dann machte schnell der Link auf die Fachartikel die Runde, auch die New York Times war schnell am Ball.

So ungefähr sieht aus, was BICEP2 gesehen hat, aufbereitet auf:

Die schwarzen Striche zeigen die Polarisationsrichtung an, und der Umstand, dass sich diese Richtungen quasi um die sichtbaren Flecken herumwinden, entspricht den Spuren jener Fluktuationen, die auf Gravitationswellen zurückgehen dürften.

Die Pressemitteilung des CfA hat die Schlagzeile “First Direct Evidence of Cosmic Inflation” und, wir leben im Zeitalter von YouTube: das Forscherteam hat es sich nicht nehmen lassen, Andrej Linde dabei zu filmen, wie sie ihm ohne Vorwarnung die Ergebnisse mitteilen:

Der BICEP-FAQ beantwortet einige naheliegende Fragen: Die Polarisation wurde genau bei jenen Größenskalen nachgewiesen, bei denen man die inflationserzeugten Gravitationswellenspuren erwarten würde, und das mit hoher Wahrscheinlichkeit (fünf Sigma, anders gesagt: die Wahrscheinlichkeit, dass das beobachtete Muster zufällig erzeugt wurde, beträgt 1 zu 1,7 Millionen). Der Vergleich von Messungen bei unterschiedlichen Wellenlängen der Strahlung und mit Modellen der polarisierten Strahlung, die in unserer eigenen Galaxie erzeugt wird, machen es unwahrscheinlich, dass es sich statt um Gravitationswellenspuren um einen Effekt aus unserer eigenen Milchstraße handelt. Die Störeffekte ihres eigenen Instruments behauptet das BICEP-Team auch unter Kontrolle zu haben.

Das Ergebnis selbst ist in einer Hinsicht überraschend. Der Anteil der Gravitationswellenstörungen ist im Vergleich zu den normalen (“skalaren”) Dichtefluktuationen deutlich größer als erwartet. Das lässt darauf schließen, dass die Inflationsphase bei Energien stattgefunden hat, die sich nur um einen Faktor hundert von der sogenannten Planckenergie unterscheiden, bei der Quantengravitations-Effekte dominieren sollten.

Bevor es für diese Entdeckung einen Nobelpreis gibt – und das ist nicht unwahrscheinlich! – wird das Stockholmer Kommittee ebenso wie die Gemeinschaft der Astronomen sicher noch auf die Veröffentlichung der Planck-Ergebnisse warten. Da gibt es derzeit noch ein gewisses Spannungsverhältnis – das Planck-Team hatte auf andere, indirekte Art abgeschätzt, welchen Anteil Gravitationswellen-Störungen haben, und war auf einen nur etwa halb so großen Wert gekommen wie BICEP2 jetzt. Da können statistische Schwankungen eine Rolle spielen; es kann aber gut sein, dass die Größenskalen-Abhängigkeit der Schwankungsstärke komplizierter ist, als bisher angenommen. (Sean Carroll hat dazu eine gute Grafik.)

Insgesamt jedenfalls ein sehr spannendes Ergebnis. Wenn es bestätigt wird, dann liefert es einen direkten Einblick in die Physik unseres Universums ein Milliardstel Milliardstel Milliardstel Milliardstel Sekunden nach dem Urknall. Das ist ein Energiebereich, aus dem wir bislang überhaupt keine Daten hatten – und der es ermöglicht, die verschiedenen Inflationsmodelle und hoffentlich auch verschiedene Kandidatentheorien für die Quantengravitation auf die Probe zu stellen.

Gravitationswellen waren vorher indirekt nachgewiesen – dafür gab es ja den Nobelpreis 1993 -, aber solange der direkte Nachweis noch aussteht, sind die Spuren primordialer Gravitationswellen natürlich auch in dieser Hinsicht ein wichtiger Schritt.

Soweit meine – zugegeben: mit heißer Nadel gestrickte – Einschätzung. Es bleibt sicher noch eine Weile spannend und bringt sicherlich einiges an Bewegung in die beobachtende Kosmologie. Eine ganze Reihe von Kollegen dürften heute Nacht nicht an Blogartikeln, sondern an neuen Fachartikeln schreiben.

[Folgebeitrag hier.]