Die Gestalt des Universums kann nicht mit alltäglichen Begriffen diskutiert werden, denn alle Begriffe müssen denen der Einsteinschen Relativitätstheorie entsprechen. Die Geometrie des Universums ist also nicht die gewöhnliche euklidische Geometrie unseres Alltagslebens. Um trotzdem sinnvoll über die Form des Kosmos zu sprechen, benutzt die Kosmologie spezielle Bezugssysteme und Annahmen, etwa das Prinzip, dass das Universum auf großen Skalen homogen und isotrop ist (das kosmologische Prinzip).

Nach der Speziellen Relativitätstheorie ist es unmöglich zu sagen, ob zwei verschiedene Ereignisse gleichzeitig auftreten, wenn diese Ereignisse räumlich getrennt sind. Aus dieser Perspektive erscheint die Rede von "der Gestalt des Universums (zu einem Zeitpunkt)" naiv. In der praktischen Kosmologie führt man jedoch eine natürliche Zeiteneinteilung ein: man betrachtet die Welt aus der Sicht von Beobachtern, die mit dem mittleren Materie- und Strahlungsfluss ruhen (die sogenannten komovierenden Beobachter). Diese Beobachter definieren eine gemeinsame kosmische Zeit und schneiden die Raumzeit in Raumflächen konstanter kosmischer Zeit; damit wird eine sinnvolle Vorstellung von der "Form des Universums zu einer kosmischen Zeit" möglich.

Lokale Geometrie und Krümmung

Die Betrachtung der Form des Universums lässt sich in zwei Teile unterteilen:

  1. die lokale Geometrie, die sich insbesondere auf die Krümmung des Universums, insbesondere im beobachtbaren Universum, bezieht, und
  2. globale Geometrie, die sich auf die Topologie des Universums als Ganzes bezieht, deren Messung möglicherweise nicht möglich ist.

Die lokale Geometrie wird im Standardmodell der Kosmologie durch die FLRW-Metrik (Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker) beschrieben. Innerhalb dieses Modells lässt sich die räumliche Krümmung durch einen einfachen Parameter kennzeichnen: positiv (sphärisch, geschlossen), null (flach, euklidisch) oder negativ (hyperbolisch, offen). Praktisch entscheidet die Gesamtenergiedichte des Universums relativ zur kritischen Dichte, ob die Geometrie positiv, null oder negativ gekrümmt ist. Man fasst das in dem Dichteparameter Ω zusammen: für Ω = 1 ist das Universum flach, für Ω > 1 sphärisch, für Ω < 1 hyperbolisch.

Messungen, vor allem der Temperaturfluktuationen der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) und großer Galaxien-Surveys, legen nahe, dass die Krümmung sehr nahe bei null liegt. Die NASA fasste dies prägnant zusammen: "Wir wissen jetzt, dass das Universum flach ist mit nur 0,4 % Fehlermarge". In der Sprache der Kosmologen bedeutet das: innerhalb der Messgenauigkeit ist Ω ≈ 1, und das Standardmodell mit nahezu flacher Geometrie passt sehr gut zu den Beobachtungsdaten. Das schließt jedoch nicht aus, dass geringe Krümmungen oder alternative Modelle existieren, die innerhalb der Unsicherheit liegen.

Globale Topologie

Die globale Topologie des Universums beantwortet eine andere Frage als die lokale Krümmung: Sie fragt, ob das Universum als Ganzes unendlich oder endlich ist, ob es "Ränder" hat (die allgemeine Antwort der allgemeinen Relativität ist: nein) und ob der Raum auf nicht-triviale Weise miteinander verbunden ist. Mehrere Möglichkeiten sind theoretisch denkbar:

  • Ein unendlicher, einfach zusammenhängender, flacher Raum (mathematisch  R^3).
  • Ein endlicher, aber randloser Raum mit positiver Krümmung, z. B. die dreidimensionale Kugel S^3.
  • Mehrere kompakte, vielfach zusammenhängende Modelle: z. B. ein dreidimensionaler Torus (T^3) oder vielfältige kompakte hyperbolische Mannigfaltigkeiten. Diese haben lokal die gleiche Geometrie wie die entsprechenden konstant gekrümmten Räume, unterscheiden sich aber global — Linien können z. B. "zurückkehren", und Licht könnte theoretisch ein mehrfaches Bild desselben Galaxienhaufens erzeugen.

Ob wir die Topologie messen können, hängt davon ab, ob charakteristische Längen der Topologie kleiner oder größer als das beobachtbare Universum sind. Wenn die räumliche Periode (z. B. die Torus-Kantenlänge) kleiner ist als der Durchmesser des beobachtbaren Universums, könnten wir wiederkehrende Muster in der Verteilung von Galaxien oder korrelierte "matching circles" in der CMB finden. Solche Suchverfahren wurden durchgeführt; bisher liefern sie keine eindeutigen Hinweise auf eine kleine, nichttriviale Topologie und setzen damit untere Grenzen für mögliche Periodenlängen.

Das beobachtbare Universum

Das beobachtbare Universum ist die Grundlage für die Prüfung jedes beliebigen Modells des Universums. Es ist ein kugelförmiges Volumen (eine Kugel), das auf den Beobachter zentriert ist, unabhängig von der Form des Universums als Ganzes. Dieser Bereich ist durch die partikelhorizont-Entfernung begrenzt: Licht, das seit dem Urknall ausgesandt wurde und uns inzwischen erreicht hat. Aufgrund der Expansion des Universums ist der Radius dieses beobachtbaren Bereichs heute deutlich größer als das Alter des Universums in Lichtjahren. Für das heutige Universum beträgt der Radius des beobachtbaren Universums etwa 46,5 Milliarden Lichtjahre, der Durchmesser also ungefähr 93 Milliarden Lichtjahre (beide Angaben gerundet, abhängig von den verwendeten Kosmologischen Parametern).

Wichtig ist: Jeder Ort im Universum hat sein eigenes beobachtbares Universum; die auf der Erde zentrierte Kugel muss nicht identisch mit derjenigen eines anderswo befindlichen Beobachters sein, sie kann sich jedoch stark überlappen. Daraus folgt, dass Aussagen über das gesamte Universum (insbesondere dessen Topologie) grundsätzlich stärker hypothetisch sind als Aussagen über das beobachtbare Universum.

Wie wir die Form des Universums messen

Die wichtigsten Beobachtungswerkzeuge sind:

  • Die kosmische Hintergrundstrahlung (CMB): ihre Winkelverteilung der Temperatur- und Polarisationsfluktuationen liefert empfindliche Informationen über die räumliche Krümmung und mögliche großskalige Anomalien.
  • Die großräumige Verteilung von Galaxien und Galaxienclustern sowie baryonische akustische Schwingungen (BAO), die als Standardlineal dienen und die Wachstums- und Expansionsgeschichte des Universums messen.
  • Supernovae vom Typ Ia als Standardkerzen, die die Expansion beschreiben und zur Bestimmung kosmologischer Parameter beitragen.

Zusammen ergeben diese Messungen das Bild eines nahezu flachen Universums mit einer Expansionsgeschichte, die am besten durch das ΛCDM-Modell (kalte Dunkle Materie + kosmologische Konstante) beschrieben wird. Es gibt jedoch weiterhin offene Fragen: die Natur der dunklen Materie und der dunklen Energie, die genauen Anfangsbedingungen (z. B. Details der Inflation), sowie das mögliche Vorhandensein einer nicht-trivialen Topologie jenseits der Beobachtungsgrenzen.

Ausblick

Neue Beobachtungen — etwa verbesserte Messungen der CMB-Polarisation, großräumigere Galaxienumfragen, präzisere Bestimmungen der Hubble-Konstante und eventuell neue Signale wie Gravitationswellen aus dem frühen Universum — können die Grenzen für Krümmung und Topologie weiter verengen. Theoretisch legt insbesondere die Inflation nahe, dass das Universum auf Skalen, die weit über das Beobachtbare hinausgehen, sehr groß oder sogar praktisch unendlich und extrem nahe an flacher Geometrie ist. Dennoch bleibt die Frage der globalen Form des Universums in gewissem Maße offen: selbst mit perfekter Kenntnis des beobachtbaren Universums könnte die Topologie des Gesamten unerkennbar bleiben, wenn sie sich auf Skalen jenseits unseres Horizonts abspielt.