Früheste Zeit des Universums: Die Ära ab dem Urknall

Der Journalist Bill Bryson hat in seinem Buch „Eine kurze Geschichte von fast allem“ beschrieben, dass der Urknall ungefähr so lange gedauert hat, wie es dauert, ein Sandwich zu machen. Um die Größe des Universums zu verdeutlichen, verwandelte er kurzerhand alle Galaxien in Tiefkühlerbsen und füllte damit einen Hörsaal auf. Und in der Tat kommt man mit solchen Analogien den großen Theorien der Physiker und Astronomen sicher etwas näher.

Die früheste Phase des Universums ab dem Urknall ist Gegenstand von Theorien, die bislang nicht mit Laborexperimenten überprüft werden können. Mit unserer heutigen Physik stoßen wir, wenn wir immer weiter in die Welt des Kleinsten hinabsteigen, irgendwann an Grenzen, unterhalb derer die physikalischen Gesetze ihre Gültigkeit verlieren.

In diesem Artikel tauchen wir in die Tiefen dieses Anfangs ein und erkunden die verschiedenen Phasen, die unser Universum seitdem durchlaufen hat. Angelehnt an die Beschreibungen von Bill Bryson, versuchen wir, das Unfassbare fassbar zu machen und die Komplexität des Universums auf einer verständlichen Ebene zu erläutern.

Das Wichtigste in Kürze

  • Die Planck-Ära, die unmittelbar nach dem Urknall begann und nur 10−43 Sekunden andauerte, markiert den Beginn des Universums.
  • Während dieser Ära war das Universum extrem klein, nur etwa 10−26 Meter im Durchmesser.
  • Die Physik von heute kann die Vorgänge in dieser Phase nicht vollständig erklären, da die physikalischen Gesetze unterhalb der Planck-Skala ihre Gültigkeit verlieren.
  • Die Entdeckungen von Max Planck, einschließlich der Planckschen Strahlungsformel und des Wirkungsquantums, bildeten den Grundstein für das Verständnis dieser Ära.
  • Die Planck-Ära bleibt für die bestehenden physikalischen Theorien unzugänglich und stellt eines der größten Rätsel in der Erforschung des Universums dar.
Entwicklungsstadien des Universums –nicht maßstäblich
Quelle: Wikipedia

Die Planck-Ära: Der Beginn des Universums (vom Urknall 0 bis 10−44 Sekunden nach dem Urknall)

Während der Entfaltung des Universums bestand das extremst kleine Universum zunächst in den Sekunden 0 bis 10-43 aus einem winzigen Punkt – viel kleiner noch als ein Atomkern. Dabei erreichte es lediglich einen Durchmesser von nur 10-26 Metern.

Dieser früheste Zeitraum des Universums wird als „Planck-Ära bezeichnet. Die Bezeichnung erfolgte nach dem deutschen Physiker Max Planck (*23.04.1858; †04.10.1947), der zunächst nach dem Studium in München und Berlin 1885 einem Ruf nach Kiel folgte und 1889 nach Berlin wechselte.

Dort beschäftigte er sich mit der Strahlung Schwarzer Körper und konnte 1900 eine Formel – die später nach ihm benannte Plancksche Strahlungsformel – präsentieren, die diese Strahlung erstmals korrekt beschrieb. Damit legte er den Grundstein für die moderne Quantenphysik.

Für die Entdeckung einer später nach ihm benannten Konstanten in einer physikalischen Grundgleichung, des Planckschen Wirkungsquantums, erhielt er 1919 den Nobelpreis für Physik des Jahres 1918.

Bislang ist dieser erste Zeitraum nach dem Urknall bis zur sog. „Planck-Zeit“ – als kleinste physikalisch sinnvolle Zeitangabe etwa 10−43 Sekunden nach dem Urknall – den bestehenden physikalischen Theorien unzugänglich. Bis heute vermag also kein physikalisches Modell erklären, was sich genau in dem kleinen winzigen Punkt abgespielt hat, und alle Theorien können bisher nicht mit Laborexperimenten überprüft werden.

Nach einer kurzen Zeitspanne (nach unserem heutigen Wissen innerhalb von einigen Minuten) bildeten sich im expandierenden und kühlenden Universum die leichtesten Atomkerne und zwar hauptsächlich Wasserstoff und Helium, aber auch sehr kleine Mengen an Boron, Berillium und Lithium.

In einem sehr heißen Gas sind alle Atome ionisiert: die normalerweise an einem Atom gebundenen Elektronen sind losgelöst und schwirren durch den Raum, wie auch die so entstandenen Ionen. Beim weiteren Abkühlen konnten die Atomkerne dann allmählich freie Elektronen einfangen.

Im zunächst noch dichten und heißen Gas des jungen Universums löst die vorhandene intensive Strahlung die Elektronen allerdings schnell wieder ab. Durch dieses ständige Wechselspiel – Einfang eines Elektrons, Lösen durch ein Photon – ist das Strahlungsfeld sowohl räumlich homogen als auch homogen im Sinne der Wellenlängen.

Dieses Strahlungsfeld hat immer die gleiche spektrale Form, aber das Strahlungsmaximum liegt bei einer mit der Temperatur korrelierten Wellenlänge: je kühler das Material, bei desto längeren Wellenlängen liegt das Strahlungsmaximum.

Die Entfaltung des Universums

In den Sekunden 0 bis 10-33 war das Universum noch viel kleiner noch als ein Atomkern. Man wird sich das damalige Universum als ein Gemisch extrem dicht gepackter Elementarteilchen Quarks und Leptonen vorzustellen haben, die durch die X-Teilchen und die Gravitation Wechselwirkungen hatten und sogar ineinander umgewandelt wurden.

Alle diese Teilchen hatten in dieser Phase noch keine Masse und der Raum expandierte schnell, aber nicht extrem schnell. Dabei waren Raum und Zeit nicht – wie heute – klar voneinander getrennt, sondern bildeten eine Art „Raumzeitschaum“. Die Temperatur zu diesem Zeitpunkt entsprach der „Planck-Temperatur“, also etwa 1032 Kelvin. Die Energiedichte des Universums war in dieser Frühphase sehr hoch, sodass auch die Energien der Teilchen im Mittel sehr hoch waren.

Die Forscher spekulieren, wie das Universum in dieser frühesten Phase der sog. „Plank-Ära“, beschaffen war: Im Inneren des bizarren Gebildes müssen höllische Temperaturen geherrscht haben. Womöglich schwirrten exotische Teilchen im heißen Urbrei umher. Heute kennen wir Quarks und Elektronen, doch es geht noch viel kleiner.

Die Planck-Skala: Grenzen der Physik

Die sog. Planck-Skala markiert die Grenze für die Anwendbarkeit der bekannten Gesetze der Physik. Jenseits bzw. „hinter“ dieser Grenze sind die bisher bekannten physikalischen Gesetze nicht mehr anwendbar, z.B. bei der theoretischen Aufklärung der Vorgänge kurz nach dem Urknall.

Sie ist nach Max Planck benannt, der 1899 bemerkte, dass mit seiner Entdeckung des Wirkungsquantums nun genügend fundamentale Naturkonstanten bekannt waren, um universelle Einheiten für Länge, Zeit, Masse und Temperatur zu definieren.

Die Planck-Größen setzen jedoch Grenzen, unterhalb derer es nichts Sinnvolles mehr gibt. Diese frühesten Grenzbereiche, deren winzige Dimensionen kaum noch vorstellbar sind, werden „Planck-Einheiten“ genannt.

Die Planck-Einheiten bilden ein System natürlicher Einheiten für die physikalischen Größen. Für die Größen Länge, Zeit und Masse stellen sie ein grundlegendes System dar, das sich aus einigen wenigen Naturkonstanten ableiten lässt, und zwar der Gravitationskonstante, der Lichtgeschwindigkeit und dem Planckschen Wirkungsquantum. In diesem Einheitensystem sind dann viele Berechnungen als Produkte und Quotienten der fundamentalen Naturkonstanten numerisch einfacher.

Die Bedeutung der Planck-Einheiten liegt zum einen darin, dass die Planck-Einheiten minimale Grenzen (z. B. für Länge und Zeit) markieren, bis zu denen wir Ursache und Wirkung unterscheiden können.

Zum anderen gilt, wie Planck es ausdrückte, dass die Planck-Einheiten „unabhängig von speziellen Körpern oder Substanzen ihre Bedeutung für alle Zeiten und für alle, auch außerirdische und außermenschliche Kulturen notwendig behalten und […] daher als ‚natürliche Maßeinheiten‘ bezeichnet werden können“, d.h., unsere Naturgesetze sind bis hinunter zu den Planck-Einheiten universal im Kosmos anwendbar, verständlich und kommunizierbar.

Die Quantengravitation: Ein ungelöstes Rätsel

Das Universum war zu jener Zeit so extrem klein, dass die Gesetze der sog. „Quantengravitation herrschten.

Auf Distanzen der Größenordnung der Planck-Länge (ca. 10−35 m) müsste die Physik mit Hilfe einer Quantentheorie der Gravitation beschrieben werden. Diese Quantengravitation ist eine derzeit nur in Ansätzen und in der Entwicklung befindliche Theorie, welche die Quantenphysik und die Allgemeine Relativitätstheorie, also die beiden großen physikalischen Theorien des 20. Jahrhunderts, vereinigen soll.

Bei Teilchenenergien entsprechend der Planck-Masse wird die De-Broglie-Wellenlänge vergleichbar mit dem Schwarzschild-Radius. In der Planck-Zeit durchläuft das Licht etwa bei 10−43 s die Planck-Länge.

Um Zeiten auf der Skala der Planck-Zeit aufzulösen, sind Energien in der Größenordnung der Planck-Energie mit den vorstehend genannten Konsequenzen notwendig:

  • Die Allgemeine Relativitätstheorie beschreibt nur eine der vier Elementarkräfte des Universums, nämlich die Gravitation, sowie den Aufbau des Universums im Großen und ist bei großen Massen und Beschleunigungen praktikabel.
  • Die Quantentheorie beschreibt die anderen drei Elementarkräfte, d.h. die elektromagnetische Wechselwirkung, die schwache Wechselwirkung und die starke Wechselwirkung, sowie die Wechselwirkung zwischen kleinsten Teilchen in kleinen Raumgebieten. Die Quantenmechanik ist eine physikalische Theorie, mit der die Eigenschaften und Gesetzmäßigkeiten von Zuständen und Vorgängen der Materie beschrieben werden. Im Gegensatz zu den Theorien der klassischen Physik erlaubt sie die zutreffende Berechnung physikalischer Eigenschaften von Materie im Größenbereich der Atome und darunter. Die Quantenmechanik ist eine der Hauptsäulen der modernen Physik. Sie bildet die Grundlage zur Beschreibung der Phänomene der Atomphysik, der Festkörperphysik und der Kern- und Elementarteilchenphysik, aber auch verwandter Wissenschaften wie der Quantenchemie.
  • Die wesentliche Problematik bei der Formulierung einer Theorie der Quantengravitation besteht darin, dass etablierte Methoden, die von anderen Quantenfeldtheorien bekannt sind, sich nicht unmittelbar auf die Allgemeine Relativitätstheorie übertragen lassen. Für eine Theorie der Quantengravitation müssen also zwingend neue Methoden zur Quantisierung bzw. Renormierung konstruiert werden, die aufgrund des vorangegangenen Aspekts nichtperturbativen Charakter haben sollten. Beschränkt man sich jedoch auf Gravitationseffekte bei niedriger Energieskala, kann die Quantisierung der Gravitation als effektive Feldtheorie oder als semiklassische Gravitationstheorie z.B. im Rahmen der Beschreibung langwelliger Gravitationswellen bereits heute erfolgreich realisiert werden.

Die Vereinigung der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Quantentheorie ist daher u.a. wegen ihrer Überschneidungen, aber auch wegen ihrer abweichenden wissenschaftsphilosophischen Konsequenzen erstrebenswert:

Obwohl die Gravitation die schwächste der Elementarkräfte ist, bestimmt sie nicht nur das Weltbild der Physik, sondern dominiert trotz ihrer „Kleinheit“ im Vergleich zu den anderen Wechselwirkungen in der Regel auch deren Phänomene im Großen. Sie ist die einzige der vier Elementarkräfte, die – nach heutiger Erkenntnis – ausschließlich anziehend wirkt, da es nur eine Gravitationsladung (die Masse) gibt, und es somit keine entgegengesetzten Ladungen gibt, die sich gegenseitig aufheben können.

Die anderen Elementarkräfte hingegen sind, obwohl betragsmäßig im Allgemeinen viel größer als die Schwerkraft, nur für mikroskopische Prozesse von Bedeutung – mit Ausnahme der elektromagnetischen Wechselwirkung, die durchaus makroskopische und im Fall von interstellarem Plasma oder den Magnetfeldern von z.B. Sonne und Erde auch kosmische Maßstäbe erreicht.

Überschneidungen der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Quantentheorie treten in einigen Extremfällen auf:

  • Dazu gehört erstens der Urknall: Dieser stellt im Modell der allgemeinen Relativitätstheorie ein Problem dar, da hier die Krümmung der Raumzeit unendlich wird (mathematisch und auch astronomisch „singuläres Verhalten“), womit die Gesetze der allgemeinen Relativitätstheorie außer Kraft gesetzt werden sowie Dichte und Temperatur extreme Werte annehmen.
  • Zweitens gehören dazu die sog. Schwarzen Löcher, welche durch ihre enorme Masse einhergehend mit ihrer geringen Größe die Raumzeit ebenfalls zur Singularität krümmen.

Einige Physiker verbinden mit der noch zu formulierenden Vereinigung der Gravitation mit den anderen Elementarkräften die Hoffnung, dass in einer solchen Theorie keine formal unendlichen Terme mehr auftreten und dass sich dann auch Extremfälle, in denen alle Elementarkräfte gleichermaßen berücksichtigt werden müssen, berechnen lassen. Zusätzlich gilt die Quantengravitation als möglicher Kandidat einer Theory Of Everything (TOE).

Bisher widersetzt sich die Gravitation allerdings beharrlich den Versuchen der Physiker, sie in ein Quantenmodell einzufügen. Dieses beruht darauf, dass alle Kräfte in Elementarportionen, die Quanten, aufgeteilt werden, wobei die Aussagen zu den Messgrößen etwa quantenmechanischer Zustände in der Theorie nur Wahrscheinlichkeitsaussagen sind.

Diese Aussagen über die in einzelne Quanten zerlegten Kräfte lassen sich nur in der Quantentheorie exakt berechnen und begründen. Die Gravitation lässt sich allerdings nicht so einfach in Quanten zerlegen. Selbst bei klassischer Behandlung in der allgemeinen Relativitätstheorie ruft die Superposition von Raumzeitkrümmungen aufgrund der Nichtlinearität der Einsteinschen Feldgleichungen bereits neue Raumzeitkrümmungen hervor.

Heute werden deshalb verschiedene Theorien aufgestellt, die dies in Erweiterung des Standardmodells der Teilchenphysik ermöglichen sollen.

Die sog. „GUT-Ära“ bzw. „Baryogenese“ (ab 10−44 s – 10−32 s nach dem Urknall)

In der Kosmologie wird allgemein angenommen, dass sich an die Planck-Ära ab 10−44 s bis 10−32 Sekunden nach dem Urknall als allererste Zeit die „GUT-Ära“ bzw. „Baryogenese“, d.h. die dynamische Entstehung der Baryonenasymmetrie des Ungleichgewichts von Materie und Antimaterie im Universum, anschloss. Zu jener Zeit hatte das „Universum“ nur einen Durchmesser von 10-26 Metern.

Bereits innerhalb der ersten extrem kurzen Zeitspanne bis 10-32 Sekunden nach dem Urknall geschahen dann die für unser Universum entscheidenden Dinge: Also nicht innerhalb von z.B. einer Zehntel Sekunde, sondern innerhalb eines Minimalst-Bruchteils von sage und schreibe einer

0,000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.01-tel Sekunde.

Kurz nach dem Urknall vor rund 13,8 Mrd. Jahren entstanden Materie und Antimaterie zu zunächst genau gleichen Anteilen, nur um sich kurz darauf fast komplett gegenseitig zu vernichten.

Niemand weiß bisher, wie lange der Urzustand mit dem gleichen Ausmaß von Materie und Antimaterie beim Urknall konkret gedauert hat. Fest steht nur, dass der „Ur-Punkt“ irgendwann nach einer spontanen Symmetriebrechung in einem spektakulären Akt auseinanderflog.

Die „Präinflationsphase“ (10−44 s – 10−35 s nach dem Urknall)

In der „Präinflationsphase“ von 10−44 s bis 10−35 s nach dem Urknall gab es nur eine vereinheitlichte sog. „Ur-Kraft“. Dies war eine geheimnisvolle und rätselhafte fundamentale Kraft, die vermutlich das Geschehen dirigierte.

Hochenergie-Experimente an Teilchenbeschleunigern deuten darauf hin, dass bei einer Energie von mehr als etwa 2·× 1016 Gigaelektronenvolt (1 GeV = 109 eV) die drei Kräfte:

  • die Gravitationskraft bzw. Schwerkraft
  • die starke Kraft und
  • die elektroschwache Kraft

nicht mehr voneinander unterscheidbar sind. Aufgrund der enormen Energie-Dichte gab es daher nur eine Kraft, die als „GUT-Kraft“ bezeichnet wird – „GUT“ steht für „Grand Unified Theories“ („Große vereinheitlichte Theorie“) und besagt, dass diese Ur-Kraft in einem Zustand höher Symmetrie die heutigen 4 separaten Grundkräfte in sich vereinigte:

  • die gravitative Kraft,
  • die schwache Kraft,
  • die starke Kraft, die zwischen den Kernteilchen wirkt, und
  • die elektromagnetische Kraft.

Allerdings kann derzeit die für diese Vereinigung erforderliche Energiedichte von etwa 2×1016 Gigaelektronenvolt (1 GeV = 109 eV) in Laborexperimenten noch nicht erreicht werden, um solche Theorien ausreichend zu prüfen.

In der Frühphase unseres Universums herrschte zunächst eine sog. CP-Invarianz (C für englisch charge ‚Ladung‘ bzw. charge conjugation ‚Ladungskonjugation‘; P für parity ‚Parität‘). Diese besagt, dass sich die physikalischen Zusammenhänge und Gesetzmäßigkeiten in einem System nicht ändern sollten, wenn alle Teilchen durch ihre Antiteilchen ersetzt und gleichzeitig alle Raumkoordinaten gespiegelt werden.

Bei einer kritischen Temperatur fand dann aber durch das Unterschreiten dieser Energien eine plötzliche und spontane Symmetriebrechung statt. In kürzester Zeit begann die Urkraft, den Raum schlagartig auszudehnen und es kam zur sog. Baryonenasymmetrie, d.h. dem heutigen Überwiegen von Materie. Sie führte zu einer Verletzung der Paritätssymmetrie bei der schwachen Wechselwirkung sowie des gleichen Ausmaßes von Materie und Antimaterie.

Dieser sog. Prozess der Baryogenese zur dynamischen Entstehung der Baryonenasymmetrie, d.h. des Ungleichgewichts von Materie und Antimaterie im Universum, beschäftigt die Wissenschaftler, denn das Standardmodell der Teilchenphysik sagt eine perfekte Symmetrie von Materie und Antimaterie voraus; es muss also zumindest unvollständig sein.

Unser heutiges Verständnis vom Urknall geht davon aus, dass er Teilchen und Antiteilchen in gleicher Menge hervorbrachte. In der Baryogenese entstand dann das jetzt beobachtete Ungleichgewicht und die große Dominanz der Materie gegenüber der Antimaterie im Universum (Baryonen-Asymmetrie).

Ohne diese sog. CP-Verletzung wäre beim Urknall gleich viel Materie wie Antimaterie entstanden und jetzt noch in gleichem Ausmaß vorhanden. Es muss eine Brechung der CPT-Symmetrie geben, einen winzigen Unterschied zwischen Materie und Antimaterie, der dazu geführt hat, dass nach dem Urknall ein Rest an Materie zurückblieb.

Übrig blieb nur die Materie, aus der unsere Welt heute besteht. Auf die Baryogenese folgte die weitaus besser verstandene primordiale Nukleosynthese mit der Bildung der ersten zusammengesetzten Atomkerne kurz nach dem Urknall.

Wie es allerdings zu dieser Asymmetrie kam, ist bislang unklar. Der sowjetische Physiker Andrej Sacharow schlug 1969 in seinem Aufsatz „Symmetrie des Weltalls“ eine Lösung vor. Demnach sollten sich Materie- und Antimaterie-Teilchen nicht vollkommen spiegelbildlich verhalten.

Tatsächlich konnten Physiker mit Teilchenbeschleunigern bereits Abweichungen von der vollkommenen Symmetrie entdecken. Aber nach derzeitiger Meinung sind diese Asymmetrien nicht stark genug, um das Ungleichgewicht im Urknall zu erklären. Was der exakte Mechanismus ist, ist aber umstritten. Experimente müssen daher klären, welchen Ursprungs die CP-Verletzung ist und ob sie genügend groß ist, um ausreichend Materie erzeugen zu können. Deshalb erhoffen sich Physiker, dass sie mithilfe der Neutrinos Sacharows Hypothese bestätigen können.

In kürzesten Zeitintervallen der Sekunden 10-43 – 10-3 spaltete sich durch das Aufbrechen der Symmetrie zunächst die Gravitationskraft als eigenständige Kraft aus der Urkraft ab, während die anderen Kräfte zusammenblieben. Damit begann die Ära der Gravitation bzw. Schwerkraft.

Da sich der Raum weiter ausdehnte, kühlte der kosmische Teilchenbrei ab. Vergleichbar mit Wasser, in dem sich bei fallenden Temperaturen Eiskristalle bilden, verwandelten sich auch die Komponenten des frühen Alls: Obwohl das Universum noch unvorstellbar heiß war, „fror“ nach Bruchteilen der 1. Sekunde die Schwerkraft aus der Urkraft aus. Die so entstandene Gravitation wirkte anziehend auf die umherschwirrenden Teilchen und stemmte sich so für kurze Zeit dem Druck des expandierenden Alls entgegen, wodurch sich dessen Ausdehnung verlangsamte.

Die Gravitation ist im 17. Jahrhundert von Isaac Newton als Naturkraft identifiziert und mathematisch beschrieben worden. Sie geht von jedem Körper mit Masse aus und wirkt anziehend auf alle anderen Massen, wodurch die bereits von Einstein vorausgesagten Gravitationswellen entstehen. Sie nimmt mit der Entfernung ab, lässt sich nicht abschirmen und hat eine unendliche Reichweite.

Die Gravitation ist die vorherrschende Wechselwirkung zwischen den Planeten und der Sonne und somit die Ursache für die Gestalt des Sonnensystems. Sie hat maßgeblichen Einfluss auf den Zustand und die Entwicklung der Sterne, dominiert aber auch die großräumigen Strukturen des Universums.

Die von der Erde ausgehende Gravitation macht den Hauptanteil der Gewichtskraft aus, die unsere Lebenswelt entscheidend beeinflusst. Die Gravitationskraft wirkt auch zwischen je zwei Gegenständen von der Größe, mit der wir täglich umgehen, ist dann aber so schwach, dass sie im Alltag kaum bemerkbar ist. Erst Ende des 18. Jahrhunderts konnte Henry Cavendish experimentell die Gravitation mit der sog. Gravitationswaage nachweisen.

In Weiterentwicklung des newtonschen Gravitationsgesetzes ist die Allgemeine Relativitätstheorie, die Anfang des 20. Jahrhunderts von Albert Einstein aufgestellt wurde, die heute gültige Gravitationstheorie. Eine zugehörige besondere Quantentheorie der Gravitation wurde bisher noch nicht gefunden.

Die „Inflationsphase“ (10−35 s – 10−33 s nach dem Urknall)

Als kosmologische Inflation wird eine Phase extrem rascher Expansion des Universums bezeichnet, von der man annimmt, dass sie unmittelbar nach dem Urknall stattgefunden hat.

 
Zeitlicher und räumlicher Ablauf der Ausdehnung des Universums
nicht maßstabsgetreu: Die Inflationsphase links im gelben Bereichs
Quelle: Wikipedia

Dieser sehr kurze Zeitabschnitt wird auch GUT-Ära genannt. Bereits in den 1970er-Jahren vertrat Andrei Dmitrijewitsch Linde die sog. Inflationshypothese, der zufolge sich aus einem physikalischen Mechanismus einige grundlegende Eigenschaften des Universums direkt ergeben sollten.

1981 entwickelte dann Alan Harvey Guth (*1947) die sog. Inflationstheorie mit einer inflationären und extrem raschen Expansion nach dem ursprünglichen Urknall und sein Modell vom „inflationären Universum“.

Beim Urknall – dem Beginn von Raum, Zeit und Materie – war die Energiedichte so groß, dass es anfänglich nicht einmal Atomkerne gab. Die Bausteine dafür bewegten sich noch frei umher. Nach einer kurzen Zeitspanne (wohl innerhalb von einigen Minuten) bildeten sich im expandierenden und kühlenden Universum die leichtesten Atomkerne und zwar hauptsächlich Wasserstoff und Helium, aber auch sehr kleine Mengen an Boron, Berillium und Lithium.

In einem sehr heißen Gas sind alle Atome ionisiert; die normalerweise an einem Atom gebundenen Elektronen sind losgelöst und schwirren durch den Raum, wie auch die so entstandenen Ionen. Beim weiteren Abkühlen können die Atomkerne dann allmählich freie Elektronen einfangen.

Im zunächst noch dichten und heißen Gas des jungen Universums löst die vorhandene intensive Strahlung die Elektronen allerdings schnell wieder ab.

Durch dieses ständige Wechselspiel – Einfang eines Elektrons, Lösen durch ein Photon – ist das Strahlungsfeld sowohl räumlich als auch im Sinne der Wellenlängen homogen.

Dieses Strahlungsfeld hat immer die gleiche spektrale Form, aber das Strahlungsmaximum liegt bei einer mit der Temperatur korrelierten Wellenlänge: je kühler das Material, bei desto längeren Wellenlängen liegt das Strahlungsmaximum.

Kurz nachdem die kosmische Hintergrundstrahlung aufgespürt worden war, stellte sich heraus, dass die Homogenität über dem Himmel nicht wirklich homogen ist: Der kalte Staub, der zwischen den Sternen der Milchstraße existiert und der vorwiegend bei fern-infraroten Wellenlängen strahlt, trägt z.B. auch ein wenig zum Wellenlängenbereich des CMB-Signals bei.

Dieser Effekt lässt sich allerdings nur in Himmelsbereichen beobachten, in denen viel Staub vorhanden ist, etwa in Richtung der galaktischen Scheibe. Auch im interplanetaren Raum gibt es strahlenden Staub.

Die „Postinflationsphase“: Das Licht im Universum (von 10-33 s – 650 Mio. Jahre nach dem Urknall – heute)

Betrachtet man die sog. „Postinflationsphase“ ab 10-33 s nach dem Urknall bis heute, so ist die Entwicklung des Universums nach der Inflationsphase durch Beobachtungen weitgehend recht klar, kann mit den bekannten physikalischen Theorien erklärt werden und unterscheidet sich in den verschiedenen Urknall-Modellen kaum. Es ergibt sich das nachfolgende Bild:

In den Sekunden 10-33 – 10-5 kühlte das Universum mit zunehmender Größe weiter ab und es kam zur sog. „Teilchengeburt“. Dabei entstanden die Bausteine der uns heute bekannten Welt und erhielten durch einen raffinierten Mechanismus ihre Masse. Etwa 10−30 s nach dem Urknall, d.h. nach dem Ende der Inflation, sank die Temperatur auf 1025 K ab und es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks als Bausteine der heutigen schweren Teilchen (Baryogenese).

Die Temperatur war aber immer so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein sog. Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entstand. Die Zeit bis zur Bildung stabiler Hadronen wird auch Quark-Ära genannt. Die Inflatonen zerfielen im Bruchteil von 1 Sekunde. In dieser Ära bildeten sich 2 Gruppen von Elementarteilchen:

  • die sog. „Kraftteilchen“, zu denen etwa die Gluonen zählen, die im Inneren von Atomkernen die starke Kernkraft übertragen; außerdem sind sie Vorläufer von Photonen, die der elektroschwachen Kraft ihre Wirkung verleihen, sowie des Higgs-Boson, das den anderen Teilchen über einen komplexen Mechanismus ihrer Masse gibt.
  • die sog. „Materieteilchen“, die u.a. aus Elektronen und Quarks bestehen, die sich später zu Atomen zusammenschlossen, sowie die elektrisch neutralen Neutrinos; außerdem bildet sich zu jedem Materieteilchen ein komplementäres Antiteilchen.

Vermutlich entstand auch die bislang noch unentdeckte „Dunkle Materie“ als 24,8%-Bestandteil des Universums. Die Vorläufer-Photonen wandelten sich dabei zu den heutigen Lichtteilchen und den Überträgern der schwachen Kernkraft, die aber sofort zerfielen.

10-12 s nach dem Urknall hatte sich das Universum von anfänglich 10-32 °C auf nur noch 10-15 °C, also auf 1.000 Mio. °C abgekühlt und die Größe unseres heutigen Sonnensystems angenommen.

Nun war es „kalt genug, damit aus der elektroschwachen Kraft

  • die heutige elektromagnetische und
  • die schwache Kernkraft

entstehen konnten und mit ihnen die entsprechenden kraftvermittelnden Teilchen, also die Photonen und W- und Z-Bosonen.

10-6 s nach dem Urknall war das Universum weiter auf 1013 K bzw. 10-13 °C abgekühlt und es entstanden sog. Hadronen, d.h. subatomare Teilchen, die von der starken Wechselwirkung zusammengehalten werden; die bekanntesten Hadronen sind die Nukleonen, die Bestandteil der Atomkerne sind.

Ab den 10-5 Sekunden nach dem Urknall formten sich die ersten komplexen Strukturen: die Bausteine der Atomkerne. In den 10-4 bis 0,2 s fiel die Temperatur im Weltall auf 2 Billionen Grad und es setzte ein unvergleichlicher Akt der Zerstörung ein: die Ära der Vernichtung. Die Zahl der Protonen und Neutronen begann zu schwinden.

Das gleiche geschah in der Ära des Zerfalls (0,2 Sekunden – 2 Minuten) mit Elektronen und Neutrinos:

  • In der ersten Ära des Zerfalls waren jene Protonen, die die Vernichtung überstanden hatten, weitgehend in Sicherheit. An den Neutronen begann aber nun die schwache Kernkraft zu zerren. Denn im Gegensatz zu den Protonen sind die Neutronen äußerst instabil: Durch Prozesse in ihrem Inneren zerfallen sie in
  • ein Elektron
  • ein Proton und
  • ein Neutrino.

So flogen binnen kurzer Zeit immer weniger Neutronen durch den mittlerweile 500 Mio. Kilometer umspannenden Kosmos. Die Protonen waren jetzt bei weitem in der Überzahl und dieser Umstand wird sich auch auf die künftige Zusammensetzung des Weltalls auswirken.

  • In der zweiten Ära des Zerfalls trat nahezu zeitgleich zum Zerfall der Neutronen, ab einer Temperatur von 20 Mrd. Grad, die Vernichtung in die nächste Phase ein: Elektronen und ihre Antiteilchen, die Positronen, zerstrahlten in Photonen. Die neuerliche Abkühlung sorgte dafür, dass die Energie der Photonen immer seltener dazu ausreichte, eine Rückreaktion in Gang zu setzen. Das Gleiche geschah mit den Neutrinos und Antineutrinos. Sämtliche Antimaterie wurde zerstört. Doch auch nun blieb ein Rest an Materie bestehen: Elektronen und Neutrinos schwirrten in reduzierter Zahl weiter durchs All.

Nach 10−4 s war die Temperatur auf 1012 K gesunken, so dass keine Proton-Antiproton- oder Neutron-Antineutron-Paare mehr gebildet wurden. Die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf einen kleinen Überschuss von einem Milliardstel. Die Dichte sank auf 1013 g/cm3.

Mit abnehmender Temperatur zerfielen die schwereren Hadronen, und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch eine große Zahl von Neutrinos. Denn für die Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, war nun die Dichte niedrig genug – sie befanden sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, sodass sie „entkoppelten“.

Eine Fünftelsekunde nach dem Urknall war das Universum schon 50 Lichtjahre groß. Nach etwa 17 Minuten waren alle noch vorhandenen Neutronen in Atomkernen gebunden:

  • etwa 3 Viertel der Kerne waren Wasserstoffkerne,
  • der Rest Helium.

Als es dann noch etwas kälter wurde, banden sich auch Elektronen elektromagnetisch an positiv geladene Atomkerne. Sie wurden aber von den Photonen der immer noch heißen Ursuppe dauernd aus der Bahn geworfen.

Das Universum, dessen Zusammensetzung von den Lichtteilchen dominiert wurde, hat wohl zu diesem Zeitpunkt wie ein glühender Nebel ausgesehen, – ein Zustand, der sich für verhältnismäßig lange Zeit nicht änderte.

Etwa eine Hundertstelsekunde nach dem Urknall konnten die Prozesse zur Bildung der ersten Atomkerne beginnen. Das Universum hatte sich zu diesem Zeitpunkt so weit abgekühlt, dass die bisher als Plasma vorliegenden Quarks zu Protonen und Neutronen im Verhältnis 1:1 kondensierten. Die Temperatur betrug zu diesem Zeitpunkt noch ca. 10 Mrd. Kelvin, das entspricht einer mittleren kinetischen Energie von etwa 1,3 MeV. Im weiteren Verlauf der Nukleosynthese verschob die abnehmende Temperatur das Neutron-Proton-Gleichgewicht immer mehr zugunsten der Protonen.

1 Sekunde nach dem Urknall war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Die Neutrinos entkoppelten von der Materie. Elektronen und Positronen zerstrahlten. Unterhalb dieser Temperatur konnten lediglich Neutronen zu Protonen zerfallen, aber Neutronen nicht mehr nachgebildet werden. Jetzt vernichteten sich auch Elektronen und Positronen – bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Das Verhältnis von Neutronen zu Protonen war auf etwa 1:6 abgesunken.

Die Temperatur betrug zu diesem Zeitpunkt ca. 600 Mio. Kelvin, die mittlere kinetische Energie knapp 80 keV, sodass sich erstmals Protonen und Neutronen zu Deuteronen (= Deuteriumkernen) verbinden konnten. Allerdings wurde dieses durch hochenergetische Photonen sofort wieder aufgespalten.

Damit war die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen. Das Universum war nun gefüllt mit einem stark wechselwirkenden Plasma aus Elektronen, Photonen („Lichtteilchen“) und Atomkernen, vor allem Protonen. Außerdem gab es Neutrinos, die vor allem durch die Gravitation mit dem heißen Plasma wechselwirkten.

Außerdem wird im Rahmen des kosmologischen Standardmodells angenommen, dass es eine große Menge dunkler Materie gab, die ebenfalls nur durch die Gravitation mit dem Plasma wechselwirkte.

Bei 5 Sekunden nach dem Urknall und 6 Mrd. °C zerstrahlten dann die Elektronen und die wenigen Elektronen, die dann noch übrig blieben, bilden heute die Schalen aller existierenden Atome.

10 Sekunden nach dem Urknall schritt durch die Abkühlung des Universums seine Strukturbildung weiter voran. Nach anerkannter Theorie vereinigten sich schon 10 Sekunden nach dem Urknall Protonen und Neutronen bei Temperaturen unterhalb von 109 K durch Kernfusion.

Erstmals blieben sie aneinander haften und formten etwas Neues. Atomkerne verschiedener Elemente entstanden. In diesem Verbund konnte die schwache Kernkraft den Neutronen kaum etwas anhaben:

  • So bildete entweder ein alleiniges Proton oder 1 Proton in Verbindung mit 1 Neutron den Atomkern von Wasserstoff.
  • Je 2 Protonen und 1 bis 2 Neutronen verbanden sich durch Kernfusion zu Helium-Atomkernen und Deuterium-Atomkernen. Weiterhin entstanden Lithium-Kerne und Beryllium-Kerne.

Erst 1 Minute nach dem Urknall hatte sich das Universum so weit abgekühlt (60 Mio. Kelvin oder knapp 8 keV), dass effektiv Deuteronen gebildet werden konnten. Da in diesem Zeitraum weitere Neutronen zerfielen (das freie Neutron hat eine Halbwertszeit von 10 Minuten), betrug das Verhältnis von Neutronen zu Protonen jetzt nur noch 1:7. Die verbliebenen Neutronen wurden zu 99,99 Prozent in 4He gebunden. Nur das Element Lithium in Form des Isotops 7Li wurde noch in geringem Ausmaß bei Kernreaktionen gebildet.

Innerhalb der ersten 3 Minuten nach dem Urknall fand lokal, aber gleichzeitig überall im gesamten Universum die primordiale (spätlateinisch „ursprünglich“) Nukleosynthese mit der Bildung der ersten zusammengesetzten Atomkerne statt.

Der Theorie zufolge entstehen zunächst Deuterium, Helium sowie Spuren von Lithium. Die heute zu beobachtenden schwereren Elemente stammen aus Fusions- und anderen Kernreaktionen in Sternen und damit aus viel späterer Zeit. Später fielen Temperatur und Dichte des Universums unter die kritischen Werte, die für die Kernfusion nötig sind.

Die kurze Zeitdauer erklärt zum einen, warum sich schwerere Elemente nicht schon beim Urknall gebildet haben, und zum anderen, warum reaktive leichte Elemente wie Deuterium übrig bleiben konnten.

Die primordiale Nukleosynthese ist heute eines der wichtigsten Standbeine des Standardmodells der Kosmologie. In ihrem Rahmen wurde erstmals auch die kosmische Hintergrundstrahlung bei der Entkopplung der Materie vorhergesagt.

Die primordiale Nukleosynthese wird ferner als wichtiges Indiz für die Existenz nicht-baryonischer dunkler Materie gewertet: zum einen limitiert sie die Menge der Baryonen im Universum durch ihr Verhältnis zu den Photonen; zum anderen macht es die gleichmäßige Verteilung der Baryonen während der primordialen Nukleosynthese wahrscheinlich, dass die heute beobachtete körnige Struktur des Universums nicht durch die Baryonen, sondern durch die Dichteschwankungen eines nur schwach wechselwirkenden – und damit nicht baryonischen – schweren Elementarteilchens ausgeprägt werden konnte.

Neben Elementarteilchen und Strahlung entstanden auch primordiale Magnetfelder. Dies wird auf den Harrison-Effekt zurückgeführt. Man geht davon aus, dass das Plasma im heißen und dichten Universum Wirbel bildete. Die hierdurch hervorgerufene Reibung an dem sehr starken Strahlungsfeld führte zur Erzeugung elektrischer Ströme, die durch Induktion Magnetfelder bewirkten.

Etwa 3 Minuten nach dem Urknall hatte die Temperatur und Dichte der Materie bereits so weit abgenommen, dass die Kernfusion zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen. Insgesamt bildeten sich in den ersten drei Minuten zu 25 % Helium-4 (4He) und 0,001 % Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (3He), Lithium und Beryllium.

Die restlichen 75 % stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen, mit thermischer Strahlung im Röntgenbereich.

5 Minuten nach dem Urknall war die Teilchendichte des Universums so weit gesunken, dass auch die primordiale Nukleosynthese im Wesentlichen beendet war. Später fielen Temperatur und Dichte des Universums unter die kritischen Werte, die für die Kernfusion nötig sind. Die kurze Zeitdauer erklärt zum einen, warum sich schwerere Elemente nicht schon beim Urknall gebildet haben, und zum anderen, warum reaktive leichte Elemente wie Deuterium übrig bleiben konnten.

Das Resultat der Nukleosynthese waren neben 4He Spuren von Deuteronen, Tritonen (= Tritiumkernen) und Helionen (3He-Kerne) als Zwischenprodukte der Helium-4-Synthese sowie die Protonen, die keine Neutronen als Reaktionspartner gefunden hatten. Die noch übriggebliebenen freien Neutronen zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten, die Tritonen im Verlauf weiterer Jahrzehnte.

Die Theorie sagt ein Massenverhältnis von 75 % Wasserstoff (Protonen) zu 25 % Helium voraus. Dieser Wert stimmt äußerst gut mit den Beobachtungen der ältesten Sterne überein, was ein Grund für die breite Akzeptanz dieser Theorie ist. Gerade für 4He wurden Messungen auch außerhalb unserer Milchstraße gemacht, die das Ergebnis bestätigen.

Auch die relativen Häufigkeiten von Deuterium und 3He werden von der Theorie sehr gut erklärt. Für Lithium ergibt sich jedoch eine Abweichung zwischen dem gemessenen Wert und dem theoretisch berechneten, der fast dreimal größer ist. Dies wird als primordiales Lithiumproblem bezeichnet.

Ab etwa 70.000 Jahren nach dem Urknall waren die Energiedichten von elektromagnetischer Strahlung und atomarer Masse gleich. Den Urknall-Modellen zufolge stellte die elektromagnetische Strahlung nach der Inflation den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Danach bestimmte die massive Materie die Dynamik des Universums. Man spricht vom Ende der strahlungsdominierten Ära und dem Beginn der materiedominierten Ära.

Erst 100.000 Jahren nach dem Urknall war das Universum auf 30.000 °C abgekühlt und die Anzahl der Materieteilchen überwog diejenige der Strahlungszeichen, also die Photonen – bis dahin war dies umgekehrt. Durch diese Umkehr beschleunigt sich seither das Expansionsverhalten des Universums.

Gut 380.000 Jahre nach dem Urknall begann dann bei 2.700 Grad Celsius (bis 14 Mio. Jahre nach dem Urknall) ein ganz besonderer Prozess: Die positiv geladenen Atomkerne fingen negativ geladene Elektronen ein und hielten sie in ihrer Umlaufbahn fest. Auf diese Weise entstanden aus der gesamten Masse die ersten Elemente:

  • Wasserstoff als das häufigste Element im Universum
  • Helium als das zweithäufigste Element im Universum
  • Lithium und
  • Beryllium.

Später formten sich daraus Sterne und Galaxien: Dabei zogen die größten Klumpen im All durch ihre Schwerkraft das sie umgebende Material an.

So wuchsen sie zu kilometergroßen „Planetesimalen“ heran; die Zusammenstöße wurden immer heftiger, wobei die Planetesimale entweder zerplatzten oder aber den Zusammenstoß überstanden: Wenn sie zerplatzten, bildeten sie kleinere Himmelskörper, die sog. Asteroiden; dagegen wuchsen die überlebenden Planetesimale durch das „Einfangen“ von Asteroiden oder anderen Planetesimalen zu Planeten heran.

Nachdem viele der Neutronen und Protonen zu Atomkernen verschmolzen waren, begann eine lange Phase der Abkühlung. In den nächsten Minuten, Tagen, Jahren und Jahrtausenden trat keine große Veränderung ein. Hin und wieder begannen negativ geladene Elektronen positivgeladene Atomkerne zu umkreisen. Doch wurden sie ständig von umhersausenden Photonen aus der Bahn geworfen.

Das Licht wurde nicht mehr gestreut, kam in das Universum und das All wurde durchsichtig.

Denn Dank der neuen Ordnung kollidierten die Photonen nicht mehr ständig mit umhersausenden Elektronen, sondern konnten nunmehr zwischen den Atomen hindurchrasen. Bekanntlich legt das Licht, das wir seitdem empfangen, pro Sekunde 299.792.458 Meter zurück. Daher hat dieses erste Licht, dass wir aus der Zeit der „Lichtwerdung“ von den entferntesten Sternen empfangen, Äonen gebraucht, um bis zu uns zu gelangen. Es zeigt deshalb das Universum in der Gestalt, wie es ab den 380.000 Jahre nach dem Urknall gewesen ist.

Da sich das Licht erst danach frei im Raum ausbreiten konnte, ist das Universum in der Zeit davor bis hin zum Urknall unsichtbar. Daher suchen Physiker in Großforschungsanlagen, z.B. mit Hilfe der Teichenbeschleuniger der „Europäischen Organisation für Kernforschung“ (CERN) bei Meyrin im Kanton Genf in der Schweiz, nach einem Weg, diese „Wand der Unsichtbarkeit“ zu durchstoßen.

Indem sie die Teilchen suchen, die aus dem Quark-Gluonen-Plasma hervorgingen, möchten sie denjenigen Materiezustand verstehen, der kurz nach dem „Urknall“ bzw. „Big Bang“ das Universum erfüllte und diejenigen Bedingungen herstellen, wie sie in der Sekunde null herrschten.

Zu jener Zeit entstand auch die kosmische Hintergrundstrahlung als das älteste Licht des Universums, aus einer Zeit, als der Kosmos erstmals durchsichtig wurde.

Die im Englischen „Cosmic Microwave Background – CMB“ genannte Mikrowellenhintergrundstrahlung ist eine das ganze Universum erfüllende isotrope Strahlung im Mikrowellenbereich, die kurz nach dem Urknall entstanden ist. Sie hat eine herausragende Bedeutung für die physikalische Kosmologie und wird auch wegen der niedrigen Temperatur bzw. Energiedichte „Drei-Kelvin-Strahlung“ genannt.

Noch heute finden sich in jedem Kubikzentimeter kosmischen Vakuums etwa 400 Lichtteilchen der kosmischen Hintergrundstrahlung, die sich durch die Expansion des Universums bis heute in den Mikrowellenbereich verschoben hat. Die kosmische Hintergrundstrahlung ist nicht zu verwechseln mit der kosmischen Strahlung.

Erläuternd ist hierzu folgendes zu sagen: Anfang der 1960er Jahre untersuchten Forscher an den Bell Laboratories in New Jersey (USA) den Himmel im Radiobereich. Dabei stießen sie auf ein störendes Hintergrundrauschen, für das es keine bekannte Ursache zu geben schien. Diese unerklärte, schwache Strahlung kam aus allen Himmelsrichtungen und hatte eine Strahlungstemperatur von rund 3 Grad Kelvin, d.h. minus 270 Grad Celcius.

Mit diesem Phänomen hatten die Kosmologen das heruntergekühlte Strahlungsfeld des Urknalls entdeckt. Im Jahr 1978 wurde den Forschern Arno Penzias und Robert Wilson von den Bell Laboratories für ihre Entdeckung des Mikrowellen-Strahlungshintergrunds der Nobelpreis für Physik verliehen.

Danach war es der US-amerikanische Kosmologe Philip James („Jim“) Edwin Peebles (*25.04.1935), der wertvolle Beiträge zum Urknall-Modell lieferte und mit seinem Lehrer Robert Dicke und anderen in den 1960er Jahren die 3K-Hintergrundstrahlung voraussagte, wie schon George Gamow und Kollegen in den 1940er Jahren, deren Vorhersage aber in Vergessenheit geraten war. Peebles erhielt hierfür sowie für seine Bestimmungen der Dunklen Materie und Dunklen Energie am 10.12.2019 in Stockholm den Physik-Nobelpreis.

Noch 380 Mio. Jahre nach dem Urknall war das Universum von heißen, dichten und undurchsichtigen Gasnebeln erfüllt, die allmählich Form annahmen, seltsame Blasen und Strukturen bildeten und sich immer weiter verdichteten.

Fazit: Das anhaltende Mysterium des Universums

Die Erforschung des Universums bleibt eine der größten Herausforderungen der Wissenschaft. Von der Planck-Ära bis zur heutigen Zeit ist jede Phase des Universums ein Zeugnis der unendlichen Komplexität und Schönheit der Natur.

Während wir weiterhin die Geheimnisse des Kosmos entschlüsseln, bleibt der Urknall ein zentrales Mysterium, das unsere Vorstellungskraft herausfordert und unsere Neugier anspornt.

Mit jedem wissenschaftlichen Durchbruch kommen wir der Antwort auf die ultimative Frage ein Stück näher: Wie begann alles? Doch das Universum behält seine Geheimnisse, und vielleicht liegt in diesem ewigen Rätsel der wahre Reiz unserer Suche nach Verständnis und Erkenntnis.

Ähnliche Beiträge