Urknall - Big Bang

Ein Modell des expandierenden Universums, das sich von der linken Seite des Betrachters öffnet und dem Betrachter in einer 3/4-Pose zugewandt ist.
Zeitleiste der metrischen Expansion des Raums , wobei der Raum, einschließlich der hypothetischen nicht beobachtbaren Teile des Universums, zu jedem Zeitpunkt durch die kreisförmigen Abschnitte dargestellt wird. Auf der linken Seite findet die dramatische Expansion in der Inflationsepoche statt ; und im Zentrum beschleunigt sich die Expansion (Künstlerkonzept; nicht maßstabsgetreu).

Die Urknall - Theorie ist das vorherrschende kosmologischen Modell der Existenz der Erklärung beobachtbaren Universums von den frühesten bekannten Perioden durch seine spätere groß angelegte Entwicklung. Das Modell beschreibt , wie das Universum expandierte von einem Anfangszustand von hohen Dichte und Temperatur , und bietet eine umfassende Erklärung für ein breites Spektrum der beobachteten Phänomene, einschließlich der Fülle von Lichtelementen , die kosmische Mikrowellenhintergrund (CMB) Strahlung und Groß Struktur .

Entscheidend ist, dass die Theorie mit dem Hubble-Lemaître-Gesetz kompatibel ist – der Beobachtung, dass sich eine Galaxie umso schneller von der Erde entfernt, je weiter sie entfernt ist. Extrapoliert man diese kosmische Expansion in der Zeit rückwärts unter Verwendung der bekannten Gesetze der Physik , beschreibt die Theorie einen zunehmend konzentrierten Kosmos, dem eine Singularität vorausgeht, in der Raum und Zeit ihre Bedeutung verlieren (typischerweise "die Urknall-Singularität" genannt). Detaillierte Messungen der Expansionsrate des Universums belegen die Urknall-Singularität vor etwa 13,8  Milliarden Jahren, die damit als das Alter des Universums gilt .

Nach seiner anfänglichen Expansion, einem Ereignis, das selbst oft als "Urknall" bezeichnet wird, kühlte sich das Universum ausreichend ab, um die Bildung subatomarer Teilchen und späterer Atome zu ermöglichen . Riesige Wolken dieser Urelemente – hauptsächlich Wasserstoff , mit etwas Helium und Lithium – verschmolzen später durch die Schwerkraft und bildeten frühe Sterne und Galaxien, deren Nachkommen heute sichtbar sind. Neben diesen ursprünglichen Baumaterialien beobachten Astronomen die Gravitationseffekte einer unbekannten dunklen Materie, die Galaxien umgibt. Der größte Teil des Gravitationspotentials im Universum scheint in dieser Form vorzuliegen, und die Urknalltheorie und verschiedene Beobachtungen weisen darauf hin, dass dieses überschüssige Gravitationspotential nicht durch baryonische Materie wie normale Atome erzeugt wird. Messungen der Rotverschiebungen von Supernovae deuten darauf hin, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt , eine Beobachtung, die der Existenz der Dunklen Energie zugeschrieben wird .

Georges Lemaître bemerkte erstmals 1927, dass ein expandierendes Universum in der Zeit bis zu einem Ursprungspunkt zurückverfolgt werden kann, den er das "Uratom" nannte. Edwin Hubble bestätigte 1929 durch die Analyse galaktischer Rotverschiebungen, dass Galaxien tatsächlich auseinanderdriften; Dies ist ein wichtiger Beobachtungsbeweis für ein expandierendes Universum. Mehrere Jahrzehnte lang war die wissenschaftliche Gemeinschaft zwischen Befürwortern des Urknalls und des konkurrierenden Steady-State-Modells gespalten, die beide Erklärungen für die beobachtete Expansion lieferten, aber das Steady-State-Modell forderte im Gegensatz zum endlichen Alter des Urknalls ein ewiges Universum. 1964 wurde die CMB entdeckt, was viele Kosmologen davon überzeugte, dass die Steady-State-Theorie falsifiziert wurde , da der heiße Urknall im Gegensatz zur Steady-State- Theorie eine durch die hohen Temperaturen und Dichten in verursachte gleichmäßige Hintergrundstrahlung im gesamten Universum vorhersagte die ferne Vergangenheit. Eine breite Palette empirischer Beweise spricht stark für den Urknall, der heute im Wesentlichen allgemein akzeptiert wird.

Merkmale des Modells

Die Urknalltheorie bietet eine umfassende Erklärung für ein breites Spektrum beobachteter Phänomene, einschließlich der Häufigkeiten der leichten Elemente , der CMB , der großräumigen Struktur und des Hubble-Gesetzes . Die Theorie hängt von zwei Hauptannahmen ab: der Universalität physikalischer Gesetze und dem kosmologischen Prinzip . Die Universalität physikalischer Gesetze ist eines der grundlegenden Prinzipien der Relativitätstheorie . Das kosmologische Prinzip besagt , dass auf großen Skalen das Universum ist homogen und isotrop -appearing die in allen Richtungen gleich , unabhängig vom Standort.

Diese Ideen wurden zunächst als Postulate betrachtet, später wurden jedoch Anstrengungen unternommen, um jede von ihnen zu testen. Zum Beispiel wurde die erste Annahme durch Beobachtungen überprüft, die zeigten, dass die größtmögliche Abweichung der Feinstrukturkonstante über einen Großteil des Alters des Universums in der Größenordnung von 10 -5 liegt . Auch die Allgemeine Relativitätstheorie hat strenge Tests auf der Skala des Sonnensystems und der Doppelsterne bestanden .

Das großräumige Universum erscheint von der Erde aus gesehen isotrop. Wenn es tatsächlich isotrop ist, kann das kosmologische Prinzip aus dem einfacheren kopernikanischen Prinzip abgeleitet werden , das besagt, dass es keinen bevorzugten (oder speziellen) Beobachter oder Aussichtspunkt gibt. Zu diesem Zweck wurde das kosmologische Prinzip durch Beobachtungen der Temperatur des CMB auf einem Niveau von 10 -5 bestätigt . Auf der Skala des CMB-Horizonts wurde das Universum ab 1995 als homogen mit einer Obergrenze in der Größenordnung von 10 % Inhomogenität gemessen .

Raumerweiterung

Die Ausdehnung des Universums wurde aus astronomischen Beobachtungen des frühen 20. Jahrhunderts abgeleitet und ist ein wesentlicher Bestandteil der Urknalltheorie. Mathematisch beschreibt die Allgemeine Relativitätstheorie die Raumzeit durch eine Metrik , die die Entfernungen bestimmt, die nahegelegene Punkte trennen. Die Punkte, die Galaxien, Sterne oder andere Objekte sein können, werden mithilfe eines Koordinatendiagramms oder "Gitters" angegeben, das über die gesamte Raumzeit gelegt wird. Das kosmologische Prinzip impliziert, dass die Metrik auf großen Skalen homogen und isotrop sein sollte, was die Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW)-Metrik eindeutig hervorhebt . Diese Metrik enthält einen Skalierungsfaktor , der beschreibt, wie sich die Größe des Universums mit der Zeit ändert. Dies ermöglicht eine bequeme Wahl eines Koordinatensystems , das als mitbewegte Koordinaten bezeichnet wird . In diesem Koordinatensystem dehnt sich das Gitter mit dem Universum aus, und Objekte, die sich nur aufgrund der Ausdehnung des Universums bewegen , bleiben an festen Punkten auf dem Gitter. Während ihr Koordinatenabstand ( mitbewegter Abstand ) konstant bleibt, vergrößert sich der physikalische Abstand zwischen zwei solchen mitbewegten Punkten proportional mit dem Maßstabsfaktor des Universums.

Der Urknall ist keine Explosion von Materie, die sich nach außen bewegt, um ein leeres Universum zu füllen. Stattdessen dehnt sich der Raum selbst überall mit der Zeit aus und vergrößert die physischen Distanzen zwischen sich bewegenden Punkten. Mit anderen Worten, der Urknall ist keine Explosion im Weltraum , sondern eine Ausdehnung des Weltraums . Da die FLRW-Metrik von einer gleichmäßigen Verteilung von Masse und Energie ausgeht, gilt sie nur in großen Maßstäben für unser Universum – lokale Materiekonzentrationen wie unsere Galaxie dehnen sich nicht unbedingt mit der gleichen Geschwindigkeit aus wie das gesamte Universum.

Horizonte

Ein wichtiges Merkmal der Raumzeit des Urknalls ist das Vorhandensein von Teilchenhorizonten . Da das Universum ein endliches Alter hat und sich Licht mit endlicher Geschwindigkeit ausbreitet, kann es in der Vergangenheit Ereignisse geben, deren Licht noch keine Zeit hatte, uns zu erreichen. Dies setzt eine Grenze oder einen vergangenen Horizont für die am weitesten entfernten Objekte, die beobachtet werden können. Umgekehrt, weil sich der Raum ausdehnt und immer weiter entfernte Objekte immer schneller zurücktreten, kann das von uns heute emittierte Licht niemals sehr weit entfernte Objekte "einholen". Dies definiert einen Zukunftshorizont , der die Ereignisse in der Zukunft, die wir beeinflussen können, begrenzt. Das Vorhandensein beider Horizonttypen hängt von den Details des FLRW-Modells ab, das unser Universum beschreibt.

Unser Verständnis des Universums bis in sehr frühe Zeiten legt nahe, dass es einen vergangenen Horizont gibt, obwohl unsere Sicht in der Praxis auch durch die Undurchsichtigkeit des Universums zu frühen Zeiten eingeschränkt ist. Unser Blick kann sich also zeitlich nicht weiter nach hinten erstrecken, obwohl der Horizont im Raum zurücktritt. Wenn sich die Expansion des Universums weiter beschleunigt, gibt es auch einen Zukunftshorizont.

Thermalisierung

Einige Prozesse im frühen Universum verliefen im Vergleich zur Expansionsrate des Universums zu langsam, um ein annähernd thermodynamisches Gleichgewicht zu erreichen . Andere waren schnell genug, um eine Thermalisierung zu erreichen . Der Parameter, der normalerweise verwendet wird, um herauszufinden, ob ein Prozess im sehr frühen Universum ein thermisches Gleichgewicht erreicht hat, ist das Verhältnis zwischen der Geschwindigkeit des Prozesses (normalerweise der Kollisionsrate zwischen Teilchen) und dem Hubble-Parameter . Je größer das Verhältnis, desto länger mussten die Partikel thermalisieren, bevor sie zu weit voneinander entfernt waren.

Zeitleiste

Externe Zeitleiste Eine grafische Zeitleiste finden Sie unter
Grafische Zeitleiste des Urknalls

Nach der Urknalltheorie war das Universum zu Beginn sehr heiß und sehr kompakt und dehnt sich seitdem aus und kühlt sich ab.

Singularität

Die Extrapolation der zeitlichen Expansion des Universums mit Hilfe der Allgemeinen Relativitätstheorie ergibt eine unendliche Dichte und Temperatur zu einem endlichen Zeitpunkt in der Vergangenheit. Dieses unregelmäßige Verhalten, das als Gravitationssingularität bekannt ist , weist darauf hin, dass die allgemeine Relativitätstheorie keine angemessene Beschreibung der physikalischen Gesetze in diesem Regime ist. Modelle, die allein auf der Allgemeinen Relativitätstheorie basieren, können nicht auf die Singularität extrapolieren – vor dem Ende der sogenannten Planck-Epoche .

Diese ursprüngliche Singularität wird selbst manchmal als "Urknall" bezeichnet, aber der Begriff kann sich auch auf eine allgemeinere frühe heiße, dichte Phase des Universums beziehen. In beiden Fällen wird "der Urknall" als Ereignis umgangssprachlich auch als "Geburt" unseres Universums bezeichnet, da es den Punkt in der Geschichte darstellt, an dem nachgewiesen werden kann, dass das Universum in ein Regime eingetreten ist, in dem die Gesetze der Physik wie wir verstehen, dass sie (insbesondere die Allgemeine Relativitätstheorie und das Standardmodell der Teilchenphysik ) funktionieren. Basierend auf Messungen der Expansion mit Supernovae vom Typ Ia und Messungen von Temperaturschwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund beträgt die Zeit, die seit diesem Ereignis – bekannt als das „ Alter des Universums “ – 13,8 Milliarden Jahre.

Obwohl das Universum zu diesem Zeitpunkt extrem dicht war – viel dichter, als es normalerweise erforderlich ist, um ein Schwarzes Loch zu bilden – kollabierte das Universum nicht erneut zu einer Singularität. Häufig verwendete Berechnungen und Grenzen zur Erklärung des Gravitationskollapses basieren normalerweise auf Objekten relativ konstanter Größe, wie beispielsweise Sternen, und gelten nicht für sich schnell ausdehnende Räume wie den Urknall. Da das frühe Universum nicht sofort in eine Vielzahl von Schwarzen Löchern kollabierte, muss die Materie damals sehr gleichmäßig mit einem vernachlässigbaren Dichtegradienten verteilt gewesen sein .

Inflation und Baryogenese

Die frühesten Phasen des Urknalls sind Gegenstand vieler Spekulationen, da astronomische Daten über sie nicht verfügbar sind. In den gängigsten Modellen war das Universum homogen und isotrop mit einer sehr hohen Energiedichte und enormen Temperaturen und Drücken gefüllt und expandierte und kühlte sehr schnell ab. Der Zeitraum von 0 bis 10 –43 Sekunden in der Expansion, die Planck-Epoche , war eine Phase, in der die vier Grundkräfte – die elektromagnetische Kraft , die starke Kernkraft , die schwache Kernkraft und die Gravitationskraft – zu einer Einheit vereint wurden . In diesem Stadium war die charakteristische Skalenlänge des Universums die Planck-Länge .1,6 × 10 –35  m und hatte folglich eine Temperatur von ungefähr 10 32 Grad Celsius. Sogar das Konzept eines Teilchens versagt unter diesen Bedingungen. Ein richtiges Verständnis dieser Periode wartet auf die Entwicklung einer Theorie der Quantengravitation . Auf die Planck-Epoche folgte die Epoche der großen Vereinigung, die bei 10 −43 Sekunden begann, in der sich die Gravitation von den anderen Kräften trennte, als die Temperatur des Universums fiel.

Bei ungefähr 10 –37 Sekunden in der Expansion verursachte ein Phasenübergang eine kosmische Inflation , während der das Universum exponentiell wuchs , nicht durch die Lichtgeschwindigkeitsinvarianz eingeschränkt , und die Temperaturen um den Faktor 100.000 sanken. Mikroskopische Quantenfluktuationen , die aufgrund des Heisenbergschen Unschärferelationsprinzips auftraten, wurden in die Keime verstärkt, die später die großräumige Struktur des Universums bilden sollten. Zu einem Zeitpunkt um 10 –36 Sekunden beginnt die elektroschwache Epoche, wenn sich die starke Kernkraft von den anderen Kräften trennt, wobei nur die elektromagnetische Kraft und die schwache Kernkraft vereint bleiben.

Die Inflation stoppte bei etwa 10 –33 bis 10 –32 Sekunden, wobei das Volumen des Universums um mindestens den Faktor 10 78 zugenommen hatte . Es kam zu einer Wiedererwärmung, bis das Universum die Temperaturen erreichte, die für die Produktion eines Quark-Gluon-Plasmas sowie aller anderen Elementarteilchen erforderlich sind . Die Temperaturen waren so hoch, dass die zufälligen Bewegungen der Teilchen relativistische Geschwindigkeiten hatten , und Teilchen-Antiteilchen-Paare aller Art wurden kontinuierlich erzeugt und bei Kollisionen zerstört. Irgendwann verletzte eine unbekannte Reaktion namens Baryogenese die Erhaltung der Baryonenzahl , was zu einem sehr geringen Überschuss an Quarks und Leptonen gegenüber Antiquarks und Antileptonen führte – in der Größenordnung von einem Teil von 30 Millionen. Dies führte zur Vorherrschaft der Materie gegenüber der Antimaterie im gegenwärtigen Universum.

Kühlung

Eine Karte des Universums mit Flecken und Lichtsträngen in verschiedenen Farben.
Die Panoramaaufnahme des gesamten Nahinfrarothimmels zeigt die Verteilung der Galaxien jenseits der Milchstraße . Galaxien sind durch Rotverschiebung farbkodiert .

Das Universum nahm weiter an Dichte und Temperatur ab, daher nahm die typische Energie jedes Teilchens ab. Symmetriebrechende Phasenübergänge bringen die fundamentalen Kräfte der Physik und die Parameter von Elementarteilchen in ihre heutige Form, wobei sich die elektromagnetische Kraft und die schwache Kernkraft nach etwa 10 −12 Sekunden trennen . Nach etwa 10 −11 Sekunden wird das Bild weniger spekulativ, da die Teilchenenergien auf Werte sinken, die in Teilchenbeschleunigern erreicht werden können . Bei etwa 10 -6 Sekunden verbinden sich Quarks und Gluonen zu Baryonen wie Protonen und Neutronen . Der geringe Überschuss an Quarks gegenüber Antiquarks führte zu einem geringen Überschuss an Baryonen gegenüber Antibaryonen. Die Temperatur war nun nicht mehr hoch genug, um neue Proton-Antiproton-Paare zu erzeugen (ähnlich wie bei Neutronen-Antineutronen), so dass unmittelbar eine Massenvernichtung folgte, die nur noch eines von 10 8 der ursprünglichen Materieteilchen und keines ihrer Antiteilchen übrig ließ . Ein ähnlicher Prozess geschah nach etwa 1 Sekunde für Elektronen und Positronen. Nach diesen Annihilationen bewegten sich die restlichen Protonen, Neutronen und Elektronen nicht mehr relativistisch und die Energiedichte des Universums wurde von Photonen (mit einem geringen Beitrag von Neutrinos ) dominiert .

Ein paar Minuten in die Expansion, wenn die Temperatur über eine Milliarde war Kelvin und die Dichte der Materie im Universum waren vergleichbar mit der Stromdichte der Erdatmosphäre, Neutronen mit Protonen kombiniert das Universums zu bilden Deuterium und Helium - Kern in einem Prozess namens Big Bang-Nukleosynthese (BBN). Die meisten Protonen blieben als Wasserstoffkerne ungebunden.

Da das Universum die abgekühlte, Ruhenergie Dichte der Materie kam gravitations dominate zu der der Photonenstrahlung . Nach etwa 379.000 Jahren verbanden sich die Elektronen und Kerne zu Atomen (meist Wasserstoff ), die Strahlung aussenden konnten. Diese Reliktstrahlung, die sich weitgehend ungehindert durch den Weltraum fortsetzte, wird als kosmischer Mikrowellenhintergrund bezeichnet.

Strukturbildung

Künstlerische Darstellung des WMAP- Satelliten, der Daten sammelt, um Wissenschaftlern zu helfen, den Urknall zu verstehen

Über einen langen Zeitraum hinweg zogen die etwas dichteren Regionen der gleichmäßig verteilten Materie gravitativ nahe Materie an und wurden dadurch noch dichter und bildeten Gaswolken, Sterne, Galaxien und die anderen heute beobachtbaren astronomischen Strukturen. Die Details dieses Prozesses hängen von der Menge und Art der Materie im Universum ab. Die vier möglichen Arten von Materie sind als kalte dunkle Materie , warme dunkle Materie , heiße dunkle Materie und baryonische Materie bekannt . Die besten verfügbaren Messungen der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) zeigen, dass die Daten gut zu einem Lambda-CDM-Modell passen, bei dem dunkle Materie als kalt angenommen wird (warme dunkle Materie wird durch frühe Reionisation ausgeschlossen ). Es wird geschätzt, dass sie etwa 23% der Materie/Energie des Universums ausmacht, während baryonische Materie etwa 4,6% ausmacht. In einem "erweiterten Modell", das heiße dunkle Materie in Form von Neutrinos enthält, wird die "physikalische Baryonendichte" auf etwa 0,023 geschätzt (dies unterscheidet sich von der "Baryonendichte", ausgedrückt als Bruchteil der gesamten Materie/Energie Dichte, die etwa 0,046 beträgt) und die entsprechende Dichte der kalten Dunklen Materie etwa 0,11, die entsprechende Neutrinodichte wird auf weniger als 0,0062 geschätzt.

Kosmische Beschleunigung

Unabhängige Beweislinien von Typ-Ia-Supernovae und der CMB deuten darauf hin, dass das Universum heute von einer mysteriösen Energieform dominiert wird , die als dunkle Energie bekannt ist und anscheinend den gesamten Weltraum durchdringt. Die Beobachtungen deuten darauf hin, dass 73 % der gesamten Energiedichte des heutigen Universums in dieser Form vorliegen. Als das Universum noch sehr jung war, war es wahrscheinlich von dunkler Energie durchdrungen, aber mit weniger Raum und alles näher beieinander überwog die Schwerkraft und bremste langsam die Expansion. Aber schließlich, nach mehreren Milliarden Jahren der Expansion, führte die abnehmende Dichte der Materie im Verhältnis zur Dichte der dunklen Energie dazu, dass sich die Expansion des Universums langsam beschleunigte.

Dunkle Energie in ihrer einfachsten Formulierung nimmt die Form des kosmologischen Konstantenterms in Einstein-Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie an, aber ihre Zusammensetzung und ihr Mechanismus sind unbekannt, und allgemeiner die Details ihrer Zustandsgleichung und ihrer Beziehung zum Standardmodell der Teilchenphysik weiterhin sowohl durch Beobachtung als auch theoretisch untersucht werden.

All diese kosmische Entwicklung nach der Inflationsepoche kann durch das ΛCDM-Modell der Kosmologie, das die unabhängigen Rahmen der Quantenmechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie verwendet, genau beschrieben und modelliert werden . Es gibt keine leicht überprüfbaren Modelle, die die Situation vor etwa 10 -15 Sekunden beschreiben würden. Das Verständnis dieser frühesten Epoche in der Geschichte des Universums ist derzeit eines der größten ungelösten Probleme der Physik .

Geschichte

Etymologie

Dem englischen Astronomen Fred Hoyle wird zugeschrieben, den Begriff "Urknall" während eines Vortrags für eine BBC-Radiosendung im März 1949 geprägt zu haben , in dem er sagte: "Diese Theorien basierten auf der Hypothese, dass die gesamte Materie im Universum in einem einzigen Urknall zu einer besondere Zeit in der fernen Vergangenheit." Es setzte sich jedoch erst in den 1970er Jahren durch.

Es wird allgemein berichtet, dass Hoyle, der ein alternatives kosmologisches „ Steady-State “-Modell favorisierte , dies als abwertend beabsichtigte, aber Hoyle bestritt dies ausdrücklich und sagte, es sei nur ein markantes Bild, das den Unterschied zwischen den beiden Modellen hervorheben soll. Helge Kragh schreibt, dass die Beweise für die Behauptung, es sei als abwertend gemeint, "nicht überzeugend" seien, und erwähnt eine Reihe von Hinweisen, dass es sich nicht um abwertend handelte.

Der Begriff selbst ist eine Fehlbezeichnung, da er das Auftreten einer Explosion impliziert. Eine Explosion impliziert jedoch eine Ausdehnung von einem Mittelpunkt in den umgebenden Raum, der noch nicht existierte. Anstatt sich in den Weltraum auszudehnen, war der Urknall die Ausdehnung/Streckung des Weltraums selbst, was ein viel schwerer zu fassendes Konzept ist. Ein weiteres Problem, auf das Santhosh Mathew hinwies, ist, dass Knall einen Klang impliziert, der ein vibrierendes Teilchen und ein schwingendes Medium erfordern würde, durch das es sich fortbewegt. Da dies der Anfang von allem ist, was wir uns vorstellen können, gibt es keine Grundlage für einen Ton, und so war der Urknall wahrscheinlich still. Ein Versuch, eine geeignetere Alternative zu finden, war nicht erfolgreich.

Entwicklung

XDF- Größe im Vergleich zur Größe des Mondes ( XDF ist das kleine Kästchen links vom und fast unter dem Mond) – mehrere tausend Galaxien, die jeweils aus Milliarden von Sternen bestehen, sind in diesem kleinen Bild zu sehen.
XDF (2012) Ansicht – jeder Lichtfleck ist eine Galaxie – einige davon sind sogar 13,2 Milliarden Jahre alt – das Universum enthält schätzungsweise 200 Milliarden Galaxien.
Das XDF- Bild zeigt vollständig ausgereifte Galaxien in der Vordergrundebene – fast ausgereifte Galaxien vor 5 bis 9 Milliarden Jahren – Protogalaxien , die mit jungen Sternen über 9 Milliarden Jahre leuchten .

Die Urknalltheorie entstand aus Beobachtungen der Struktur des Universums und aus theoretischen Überlegungen. 1912 maß Vesto Slipher die erste Doppler-Verschiebung eines „ Spiralnebels “ (Spiralnebel ist die veraltete Bezeichnung für Spiralgalaxien) und stellte bald fest, dass sich fast alle dieser Nebel von der Erde zurückzogen. Er verstand die kosmologischen Implikationen dieser Tatsache nicht, und tatsächlich war es damals sehr umstritten, ob diese Nebel "Inseluniversen" außerhalb unserer Milchstraße waren oder nicht . Zehn Jahre später leitete Alexander Friedmann , ein russischer Kosmologe und Mathematiker , die Friedmann-Gleichungen aus Einstein-Feldgleichungen ab und zeigte, dass sich das Universum im Gegensatz zu dem damals von Albert Einstein vertretenen statischen Universumsmodell ausdehnen könnte .

1924 zeigte die Messung der großen Entfernung zu den nächsten Spiralnebeln durch den amerikanischen Astronomen Edwin Hubble , dass es sich bei diesen Systemen tatsächlich um andere Galaxien handelte. Ab demselben Jahr entwickelte Hubble sorgfältig eine Reihe von Entfernungsindikatoren, den Vorläufer der kosmischen Entfernungsleiter , unter Verwendung des 100-Zoll (2,5 m) Hooker-Teleskops am Mount Wilson Observatory . Dies erlaubte ihm, Entfernungen zu Galaxien abzuschätzen, deren Rotverschiebungen , hauptsächlich von Slipher, bereits gemessen worden waren. 1929 entdeckte Hubble eine Korrelation zwischen Entfernung und Rezessionsgeschwindigkeit – heute bekannt als Hubble-Gesetz. Zu diesem Zeitpunkt hatte Lemaître bereits gezeigt, dass dies angesichts des kosmologischen Prinzips zu erwarten war.

Unabhängig davon leitete Georges Lemaître , ein belgischer Physiker und römisch-katholischer Priester, 1927 Friedmanns Gleichungen ab, dass die abgeleitete Rezession der Nebel auf die Expansion des Universums zurückzuführen sei. Im Jahr 1931 ging Lemaître noch weiter und schlug vor, dass die offensichtliche Expansion des Universums, wenn man sie in die Vergangenheit projiziert, bedeutet, dass das Universum umso kleiner wird, je weiter in der Vergangenheit, bis irgendwann in der Vergangenheit die gesamte Masse des Universums in einem einzigen Punkt konzentriert, einem "Uratom", wo und wann das Gefüge von Zeit und Raum entstand.

In den 1920er und 1930er Jahren bevorzugte fast jeder große Kosmologe ein ewiges stationäres Universum, und mehrere beklagten, dass der Beginn der Zeit, der durch den Urknall impliziert wurde, religiöse Konzepte in die Physik importierte; dieser Einwand wurde später von Anhängern der Steady-State-Theorie wiederholt. Diese Wahrnehmung wurde durch die Tatsache verstärkt, dass der Begründer der Urknalltheorie, Lemaître, ein römisch-katholischer Priester war. Arthur Eddington stimmte mit Aristoteles überein, dass das Universum keinen zeitlichen Anfang hat, nämlich dass die Materie ewig ist . Ein Anfang in der Zeit war ihm "zuwider". Lemaître war jedoch anderer Meinung:

Wenn die Welt mit einem einzigen Quantum begonnen hätte , würden die Begriffe von Raum und Zeit am Anfang überhaupt keine Bedeutung haben; sie würden erst anfangen, eine sinnvolle Bedeutung zu haben, wenn das ursprüngliche Quant in eine ausreichende Anzahl von Quanten zerlegt worden wäre. Wenn dieser Vorschlag richtig ist, geschah der Beginn der Welt kurz vor dem Beginn von Raum und Zeit.

In den 1930er Jahren wurden auch andere Ideen , wie vorgeschlagen , Nicht-Standard - Kosmologie Hubble-Beobachtungen zu erklären, einschließlich dem Milne Modell , das oszillierende Universum (ursprünglich von Friedmann vorgeschlagen, aber von Albert Einstein und befürworteten Richard C. Tolman ) und Fritz Zwicky ‚s müde Licht Hypothese.

Nach dem Zweiten Weltkrieg ergaben sich zwei verschiedene Möglichkeiten. Eines davon war Fred Hoyles Steady-State-Modell, bei dem neue Materie erschaffen würde, während das Universum sich auszudehnen schien. In diesem Modell ist das Universum zu jedem Zeitpunkt ungefähr gleich. Die andere war die Urknalltheorie von Lemaître, die von George Gamow befürwortet und entwickelt wurde , der BBN einführte und dessen Mitarbeiter Ralph Alpher und Robert Herman das CMB vorhersagten. Ironischerweise war es Hoyle, der den Ausdruck prägte, der auf Lemaîtres Theorie angewendet wurde, und ihn während einer BBC-Radiosendung im März 1949 als "diese Urknall- Idee" bezeichnete. Eine Zeit lang war die Unterstützung zwischen diesen beiden Theorien geteilt. Schließlich begannen die Beobachtungsbeweise, vor allem aus der Zählung von Radioquellen , den Urknall gegenüber dem stationären Zustand zu bevorzugen. Die Entdeckung und Bestätigung des CMB im Jahr 1964 sicherte den Urknall als beste Theorie über den Ursprung und die Entwicklung des Universums. Ein Großteil der aktuellen Arbeiten in der Kosmologie umfasst das Verständnis der Galaxienentstehung im Kontext des Urknalls, das Verständnis der Physik des Universums zu früheren und früheren Zeiten und das Abgleichen von Beobachtungen mit der grundlegenden Theorie.

1968 und 1970 veröffentlichten Roger Penrose , Stephen Hawking und George FR Ellis Veröffentlichungen, in denen sie zeigten, dass mathematische Singularitäten eine unvermeidliche Anfangsbedingung relativistischer Modelle des Urknalls sind. Dann, von den 1970er bis in die 1990er Jahre, arbeiteten Kosmologen daran, die Eigenschaften des Urknall-Universums zu charakterisieren und noch offene Probleme zu lösen. 1981 gelang Alan Guth mit der Einführung einer Epoche schneller Expansion im frühen Universum, die er "Inflation" nannte, einen Durchbruch in der theoretischen Arbeit zur Lösung bestimmter herausragender theoretischer Probleme der Urknalltheorie. Während dieser Jahrzehnte waren zwei Fragen in der Beobachtungskosmologie , die viele Diskussionen und Meinungsverschiedenheiten auslösten, die genauen Werte der Hubble-Konstante und der Materiedichte des Universums (vor der Entdeckung der Dunklen Energie, die als Schlüsselvorhersage für die eventuelles Schicksal des Universums ).

Mitte der 1990er Jahre schienen Beobachtungen bestimmter Kugelsternhaufen darauf hinzuweisen, dass sie etwa 15 Milliarden Jahre alt waren, was den meisten damals aktuellen Schätzungen des Alters des Universums (und tatsächlich dem heute gemessenen) widersprach . Dieses Problem wurde später behoben, als neue Computersimulationen, die die Auswirkungen des Massenverlusts aufgrund von Sternwinden einschlossen , ein viel jüngeres Alter für Kugelsternhaufen anzeigten. Während noch einige Fragen offen bleiben, wie genau das Alter der Haufen gemessen wird, sind Kugelsternhaufen als einige der ältesten Objekte im Universum für die Kosmologie von Interesse.

Bedeutende Fortschritte in der Urknall-Kosmologie wurden seit Ende der 1990er Jahre aufgrund von Fortschritten in der Teleskoptechnologie sowie der Analyse von Daten von Satelliten wie dem Cosmic Background Explorer (COBE), dem Hubble-Weltraumteleskop und WMAP erzielt. Kosmologen haben jetzt ziemlich genaue und genaue Messungen vieler Parameter des Urknallmodells und haben die unerwartete Entdeckung gemacht, dass sich die Expansion des Universums zu beschleunigen scheint.

Beobachtungsbeweise

"[Das] Urknallbild ist zu fest in Daten aus allen Bereichen verankert, um sich in seinen allgemeinen Merkmalen als ungültig erweisen zu können."

Lawrence Krauss

Die frühesten und direktesten Beobachtungsbeweise für die Gültigkeit der Theorie sind die Expansion des Universums gemäß dem Hubble-Gesetz (wie durch die Rotverschiebungen der Galaxien angezeigt), die Entdeckung und Messung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds und die relativen Häufigkeiten von Lichtelementen, die von Urknall-Nukleosynthese (BBN). Neuere Beweise umfassen Beobachtungen der Galaxienentstehung und -entwicklung sowie der Verteilung großräumiger kosmischer Strukturen . Diese werden manchmal als die "vier Säulen" der Urknalltheorie bezeichnet.

Präzise moderne Modelle des Urknalls appellieren an verschiedene exotische physikalische Phänomene, die weder in terrestrischen Laborexperimenten beobachtet noch in das Standardmodell der Teilchenphysik integriert wurden. Von diesen Merkmalen ist die Dunkle Materie derzeit Gegenstand der aktivsten Laboruntersuchungen. Zu den verbleibenden Themen gehören das Cuspy-Halo-Problem und das Zwerggalaxienproblem der kalten dunklen Materie. Dunkle Energie ist auch für Wissenschaftler von großem Interesse, aber es ist nicht klar, ob ein direkter Nachweis von Dunkler Energie möglich sein wird. Inflation und Baryogenese bleiben eher spekulative Merkmale aktueller Urknallmodelle. Nach tragfähigen, quantitativen Erklärungen für solche Phänomene wird noch gesucht. Dies sind derzeit ungelöste Probleme in der Physik.

Hubbles Gesetz und die Ausdehnung des Weltraums

Beobachtungen von fernen Galaxien und Quasaren zeigen, dass diese Objekte rotverschoben sind: Das von ihnen emittierte Licht wurde zu längeren Wellenlängen verschoben. Dies kann gesehen werden, indem man ein Frequenzspektrum eines Objekts nimmt und das spektroskopische Muster von Emissions- oder Absorptionslinien anpasst , die Atomen der chemischen Elemente entsprechen, die mit dem Licht wechselwirken. Diese Rotverschiebungen sind gleichmäßig isotrop und gleichmäßig auf die beobachteten Objekte in alle Richtungen verteilt. Wird die Rotverschiebung als Dopplerverschiebung interpretiert, kann die Rezessionsgeschwindigkeit des Objekts berechnet werden. Für einige Galaxien ist es möglich, Entfernungen über die kosmische Entfernungsleiter abzuschätzen. Wenn die Rezessionsgeschwindigkeiten gegen diese Abstände aufgetragen werden, wird eine lineare Beziehung beobachtet, die als Hubble-Gesetz bekannt ist: wobei

  • ist die Rezessionsgeschwindigkeit der Galaxie oder eines anderen entfernten Objekts,
  • der richtige Abstand zum Objekt ist und
  • ist die Hubble-Konstante , gemessen zu70,4+1,3
    -1,4
    km / s / Mpc von der WMAP.

Das Hubble-Gesetz hat zwei mögliche Erklärungen. Entweder befinden wir uns im Zentrum einer Explosion von Galaxien – die unter der Annahme des kopernikanischen Prinzips unhaltbar ist – oder das Universum dehnt sich überall gleichmäßig aus. Diese universelle Expansion wurde von Friedmann 1922 und Lemaître 1927 aus der allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt, lange bevor Hubble 1929 seine Analysen und Beobachtungen machte, und sie bleibt der Eckpfeiler der Urknalltheorie, wie sie von Friedmann, Lemaître, Robertson und Walker entwickelt wurde.

Die Theorie erfordert, dass die Beziehung zu allen Zeiten gilt, wobei der richtige Abstand ist, v die Rezessionsgeschwindigkeit ist und , , und variiert, wenn sich das Universum ausdehnt (daher schreiben wir, um die heutige Hubble-"Konstante" zu bezeichnen). Für Entfernungen, die viel kleiner sind als die Größe des beobachtbaren Universums , kann man sich die Hubble-Rotverschiebung als die der Rezessionsgeschwindigkeit entsprechende Doppler-Verschiebung vorstellen . Die Rotverschiebung ist jedoch keine echte Dopplerverschiebung, sondern das Ergebnis der Expansion des Universums zwischen dem Zeitpunkt, an dem das Licht emittiert wurde, und dem Zeitpunkt, an dem es entdeckt wurde.

Dass der Raum einer metrischen Expansion unterliegt, wird durch direkte Beobachtungen des kosmologischen Prinzips und des kopernikanischen Prinzips gezeigt, die zusammen mit dem Hubble-Gesetz keine andere Erklärung haben. Astronomische Rotverschiebungen sind extrem isotrop und homogen und unterstützen das kosmologische Prinzip, dass das Universum in alle Richtungen gleich aussieht, zusammen mit vielen anderen Beweisen. Wenn die Rotverschiebungen das Ergebnis einer Explosion aus einem von uns entfernten Zentrum wären, wären sie in verschiedenen Richtungen nicht so ähnlich.

Messungen der Auswirkungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung auf die Dynamik entfernter astrophysikalischer Systeme im Jahr 2000 bewiesen das kopernikanische Prinzip, dass die Erde im kosmologischen Maßstab nicht an einer zentralen Position steht. Die Strahlung des Urknalls war zu früheren Zeiten im gesamten Universum nachweislich wärmer. Eine gleichmäßige Abkühlung der CMB über Milliarden von Jahren ist nur erklärbar, wenn das Universum eine metrische Expansion erfährt, und schließt die Möglichkeit aus, dass wir uns in der Nähe des einzigartigen Zentrums einer Explosion befinden.

Kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung

Das vom FIRAS-Instrument auf dem COBE- Satelliten gemessene kosmische Mikrowellen-Hintergrundspektrum ist das am genauesten gemessene Schwarzkörperspektrum in der Natur. Die Datenpunkte und Fehlerbalken in diesem Diagramm werden durch die theoretische Kurve verdeckt.

1964 entdeckten Arno Penzias und Robert Wilson zufällig die kosmische Hintergrundstrahlung, ein omnidirektionales Signal im Mikrowellenband . Ihre Entdeckung sofern wesentliche Bestätigung der Big-Bang - Prognosen von Alpher, Herman und Gamow um 1950. Durch die 1970er Jahre wurde die Strahlung zu etwa im Einklang mit einem gefundenen schwarzen Spektrum in alle Richtungen; dieses Spektrum wurde durch die Expansion des Universums rotverschoben und entspricht heute etwa 2,725 K. Dies kippte die Beweislage zugunsten des Urknallmodells, und Penzias und Wilson erhielten 1978 den Nobelpreis für Physik .

Die Oberfläche der letzten Streuung , die der Emission des CMB entspricht, tritt kurz nach der Rekombination auf , der Epoche, in der neutraler Wasserstoff stabil wird. Vor dieser Zeit bestand das Universum eine heiße dichte Photon-Baryon Plasma Meer , wo Photonen schnell wurden zerstreut von freien geladenen Teilchen. Spitzenwert bei ca.372 ± 14 kyr wird die mittlere freie Weglänge eines Photons lang genug, um den heutigen Tag zu erreichen, und das Universum wird transparent.

9-Jahres-WMAP-Aufnahme der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung (2012). Die Strahlung ist zu etwa einem von 100.000 Teilen isotrop .

1989 startete die NASA COBE, die zwei große Fortschritte machte: 1990 zeigten hochpräzise Spektralmessungen, dass das CMB-Frequenzspektrum ein fast perfekter schwarzer Körper ohne Abweichungen von 1 zu 10 4 ist , und maßen eine Resttemperatur von 2,726 K (neuere Messungen haben diese Zahl leicht auf 2,7255 K nach unten korrigiert); 1992 entdeckten dann weitere COBE-Messungen winzige Fluktuationen ( Anisotropien ) der CMB-Temperatur am Himmel, in Höhe von etwa einem zu 10 5 . John C. Mather und George Smoot wurden 2006 für ihre führende Rolle bei diesen Ergebnissen mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

Während des folgenden Jahrzehnts wurden CMB-Anisotropien durch eine Vielzahl von Boden- und Ballonexperimenten weiter untersucht. In den Jahren 2000-2001 fanden mehrere Experimente, insbesondere BOOMERanG , heraus, dass die Form des Universums räumlich fast flach ist, indem die typische Winkelgröße (die Größe am Himmel) der Anisotropien gemessen wurde.

Anfang 2003 wurden die ersten Ergebnisse der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe veröffentlicht, die die damals genauesten Werte für einige der kosmologischen Parameter lieferten. Die Ergebnisse widerlegten mehrere spezifische kosmische Inflationsmodelle, stimmen jedoch mit der Inflationstheorie im Allgemeinen überein. Die Raumsonde Planck wurde im Mai 2009 gestartet. Weitere boden- und ballonbasierte kosmische Mikrowellen-Hintergrundexperimente sind im Gange.

Fülle von Urelementen

Mit dem Urknallmodell lässt sich die Konzentration von Helium-4 , Helium-3 , Deuterium und Lithium-7 im Universum als Verhältnis zur Menge an gewöhnlichem Wasserstoff berechnen . Die relativen Häufigkeiten hängen von einem einzigen Parameter ab, dem Verhältnis von Photonen zu Baryonen. Dieser Wert kann unabhängig von der detaillierten Struktur der CMB-Schwankungen berechnet werden. Die vorhergesagten Verhältnisse (nach Masse, nicht nach Anzahl) betragen etwa 0,25 für , etwa 10 –3 für , etwa 10 –4 für und etwa 10 –9 für .

Die gemessenen Häufigkeiten stimmen alle zumindest grob mit denen überein, die aus einem einzigen Wert des Baryonen-Photonen-Verhältnisses vorhergesagt wurden. Die Übereinstimmung ist ausgezeichnet für Deuterium, nahe, aber formal abweichend für , und um den Faktor zwei daneben (diese Anomalie ist als kosmologisches Lithiumproblem bekannt ); in den beiden letztgenannten Fällen bestehen erhebliche systematische Unsicherheiten . Nichtsdestotrotz ist die allgemeine Übereinstimmung mit den von BBN vorhergesagten Häufigkeiten ein starker Beweis für den Urknall, da die Theorie die einzige bekannte Erklärung für die relativen Häufigkeiten von leichten Elementen ist und es praktisch unmöglich ist, den Urknall so einzustellen, dass viel mehr produziert wird oder weniger als 20-30% Helium. Tatsächlich gibt es außerhalb des Urknalls keinen offensichtlichen Grund dafür, dass beispielsweise das junge Universum (dh vor der Sternentstehung , wie durch das Studium von Materie, die angeblich frei von stellaren Nukleosyntheseprodukten ist , bestimmt wurde) mehr Helium als Deuterium oder mehr Deuterium als . und auch in konstanten Verhältnissen.

Galaktische Evolution und Verteilung

Detaillierte Beobachtungen der Morphologie und Verteilung von Galaxien und Quasaren stimmen mit dem aktuellen Stand der Urknalltheorie überein. Eine Kombination aus Beobachtungen und Theorien legt nahe, dass die ersten Quasare und Galaxien etwa eine Milliarde Jahre nach dem Urknall entstanden sind und sich seitdem größere Strukturen wie Galaxienhaufen und Superhaufen gebildet haben .

Populationen von Sternen alterten und entwickelten sich, so dass ferne Galaxien (die wie im frühen Universum beobachtet wurden) ganz anders aussehen als nahe Galaxien (beobachtet in einem neueren Zustand). Darüber hinaus unterscheiden sich Galaxien, die vor relativ kurzer Zeit entstanden sind, deutlich von Galaxien, die in ähnlicher Entfernung, aber kurz nach dem Urknall entstanden sind. Diese Beobachtungen sind starke Argumente gegen das stationäre Modell. Beobachtungen von Sternentstehung, Galaxien- und Quasarverteilungen und größeren Strukturen stimmen gut mit Urknallsimulationen der Strukturbildung im Universum überein und tragen dazu bei, die Details der Theorie zu vervollständigen.

Ursprüngliche Gaswolken

Brennebene des BICEP2-Teleskops unter einem Mikroskop - wird verwendet, um im CMB nach Polarisation zu suchen.

Im Jahr 2011 fanden Astronomen durch die Analyse von Absorptionslinien in den Spektren entfernter Quasare, was sie für unberührte Wolken aus Urgas hielten. Vor dieser Entdeckung wurde beobachtet, dass alle anderen astronomischen Objekte schwere Elemente enthalten, die in Sternen gebildet werden. Obwohl sie gegenüber Kohlenstoff, Sauerstoff und Silizium empfindlich sind, wurden diese drei Elemente in diesen beiden Wolken nicht nachgewiesen. Da die Gaswolken keine nachweisbaren Mengen an schweren Elementen aufweisen, bildeten sie sich wahrscheinlich in den ersten Minuten nach dem Urknall während des BBN.

Andere Beweise

Das Alter des Universums, wie es aus der Hubble-Expansion und dem CMB geschätzt wurde, stimmt jetzt gut mit anderen Schätzungen überein, die das Alter der ältesten Sterne verwenden, sowohl gemessen durch die Anwendung der Theorie der Sternentwicklung auf Kugelsternhaufen als auch durch radiometrische Datierung einzelner Populationen II Sterne. Es stimmt auch gut mit Altersschätzungen überein, die auf Messungen der Expansion mit Typ-Ia-Supernovae und Messungen von Temperaturschwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund basieren . Die Übereinstimmung unabhängiger Messungen dieses Alters unterstützt das Lambda-CDM (ΛCDM)-Modell, da das Modell verwendet wird, um einige der Messungen mit einer Altersschätzung zu verknüpfen, und alle Schätzungen stimmen überein. Dennoch geben einige Beobachtungen von Objekten aus dem relativ frühen Universum (insbesondere Quasar APM 08279+5255 ) Anlass zur Sorge, ob diese Objekte genügend Zeit hatten, sich so früh im ΛCDM-Modell zu bilden.

Die Vorhersage, dass die CMB-Temperatur in der Vergangenheit höher war, wurde experimentell durch Beobachtungen von Absorptionslinien sehr niedriger Temperatur in Gaswolken bei hoher Rotverschiebung gestützt. Diese Vorhersage impliziert auch, dass die Amplitude des Sunyaev-Zel'dovich-Effekts in Galaxienhaufen nicht direkt von der Rotverschiebung abhängt. Beobachtungen haben ergeben, dass dies in etwa richtig ist, aber dieser Effekt hängt von den Clustereigenschaften ab, die sich mit der kosmischen Zeit ändern, was genaue Messungen erschwert.

Zukünftige Beobachtungen

Zukünftige Gravitationswellen-Observatorien könnten früheste Gravitationswellen , Relikte des frühen Universums, bis zu weniger als eine Sekunde nach dem Urknall nachweisen.

Probleme und verwandte Fragen in der Physik

Wie bei jeder Theorie sind durch die Entwicklung der Urknalltheorie eine Reihe von Geheimnissen und Problemen entstanden. Einige dieser Geheimnisse und Probleme wurden gelöst, während andere noch offen sind. Die vorgeschlagenen Lösungen für einige der Probleme des Urknallmodells haben eigene neue Mysterien aufgedeckt. Zum Beispiel werden das Horizontproblem , das magnetische Monopolproblem und das Flachheitsproblem am häufigsten mit der Inflationstheorie gelöst, aber die Details des inflationären Universums sind immer noch ungelöst und viele, einschließlich einiger Begründer der Theorie, sagen, es sei widerlegt worden . Was folgt, ist eine Liste der mysteriösen Aspekte der Urknalltheorie, die immer noch von Kosmologen und Astrophysikern intensiv untersucht werden .

Baryonenasymmetrie

Es ist noch nicht klar, warum das Universum mehr Materie als Antimaterie enthält. Es wird allgemein angenommen, dass das Universum, als es jung und sehr heiß war, sich im statistischen Gleichgewicht befand und die gleiche Anzahl von Baryonen und Antibaryonen enthielt. Beobachtungen deuten jedoch darauf hin, dass das Universum, einschließlich seiner entferntesten Teile, fast ausschließlich aus Materie besteht. Ein Prozess namens Baryogenese wurde vermutet, um die Asymmetrie zu erklären. Damit die Baryogenese stattfinden kann, müssen die Sacharow-Bedingungen erfüllt sein. Diese erfordern, dass die Baryonenzahl nicht erhalten bleibt, dass die C-Symmetrie und die CP-Symmetrie verletzt werden und das Universum vom thermodynamischen Gleichgewicht abweicht . All diese Bedingungen treten im Standardmodell auf, aber die Effekte sind nicht stark genug, um die gegenwärtige Baryonenasymmetrie zu erklären.

Dunkle Energie

Messungen der Rotverschiebungs- Magnituden- Beziehung für Supernovae vom Typ Ia zeigen, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt, seit das Universum etwa die Hälfte seines heutigen Alters erreicht hat. Um diese Beschleunigung zu erklären, erfordert die Allgemeine Relativitätstheorie, dass ein Großteil der Energie im Universum aus einer Komponente mit großem Unterdruck besteht, die als "dunkle Energie" bezeichnet wird.

Dunkle Energie, obwohl spekulativ, löst zahlreiche Probleme. Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds zeigen, dass das Universum räumlich nahezu flach ist und daher nach der Allgemeinen Relativitätstheorie fast genau die kritische Masse/Energiedichte des Universums haben muss . Aber die Massendichte des Universums kann anhand seiner Gravitationscluster gemessen werden und hat nur etwa 30% der kritischen Dichte. Da die Theorie darauf hindeutet, dass dunkle Energie nicht wie üblich Cluster bildet, ist dies die beste Erklärung für die "fehlende" Energiedichte. Dunkle Energie hilft auch, zwei geometrische Maße der Gesamtkrümmung des Universums zu erklären, eines mit der Frequenz von Gravitationslinsen und das andere mit dem charakteristischen Muster der großräumigen Struktur als kosmischer Herrscher.

Es wird angenommen, dass Unterdruck eine Eigenschaft der Vakuumenergie ist , aber die genaue Natur und Existenz der dunklen Energie bleibt eines der großen Geheimnisse des Urknalls. Die Ergebnisse des WMAP-Teams von 2008 stimmen mit einem Universum überein, das aus 73 % dunkler Energie, 23 % dunkler Materie, 4,6 % regulärer Materie und weniger als 1 % Neutrinos besteht. Der Theorie zufolge nimmt die Energiedichte in der Materie mit der Expansion des Universums ab, aber die dunkle Energiedichte bleibt konstant (oder fast so), wenn sich das Universum ausdehnt. Daher machte Materie in der Vergangenheit einen größeren Anteil an der Gesamtenergie des Universums aus als heute, aber ihr Anteil wird in ferner Zukunft sinken, wenn die dunkle Energie noch dominanter wird.

Die dunkle Energiekomponente des Universums wurde von Theoretikern mit einer Vielzahl konkurrierender Theorien erklärt, darunter Einsteins kosmologische Konstante, aber auch exotischere Formen der Quintessenz oder andere modifizierte Gravitationsschemata. Ein kosmologisches Konstantenproblem , das manchmal als "das peinlichste Problem der Physik" bezeichnet wird, resultiert aus der scheinbaren Diskrepanz zwischen der gemessenen Energiedichte der dunklen Energie und der naiv vorhergesagten von Planck-Einheiten .

Dunkle Materie

Die Grafik zeigt den Anteil der verschiedenen Komponenten des Universums – etwa 95 % sind dunkle Materie und dunkle Energie .

In den 1970er und 1980er Jahren zeigten verschiedene Beobachtungen, dass es nicht genügend sichtbare Materie im Universum gibt, um die scheinbare Stärke der Gravitationskräfte innerhalb und zwischen Galaxien zu erklären. Dies führte zu der Idee, dass bis zu 90% der Materie im Universum dunkle Materie ist, die kein Licht emittiert oder mit normaler baryonischer Materie wechselwirkt. Darüber hinaus führte die Annahme, dass das Universum hauptsächlich aus normaler Materie besteht, zu Vorhersagen, die stark von den Beobachtungen abwichen. Insbesondere ist das Universum heute viel klumpiger und enthält viel weniger Deuterium, als ohne Dunkle Materie erklärt werden kann. Obwohl dunkle Materie schon immer umstritten war, wird sie aus verschiedenen Beobachtungen abgeleitet: den Anisotropien im CMB, Geschwindigkeitsdispersionen von Galaxienhaufen, großräumigen Strukturverteilungen, Gravitationslinsenstudien und Röntgenmessungen von Galaxienhaufen.

Indirekte Beweise für Dunkle Materie stammen von ihrem gravitativen Einfluss auf andere Materie, da in Labors keine Teilchen der Dunklen Materie beobachtet wurden. Es wurden viele Kandidaten der Teilchenphysik für Dunkle Materie vorgeschlagen, und mehrere Projekte, um sie direkt nachzuweisen, sind im Gange.

Darüber hinaus gibt es noch offene Probleme im Zusammenhang mit dem derzeit bevorzugten Modell der kalten Dunklen Materie, zu denen das Zwerggalaxieproblem und das Cuspy-Halo-Problem gehören. Es wurden alternative Theorien vorgeschlagen, die keine große Menge unentdeckter Materie erfordern, sondern stattdessen die von Newton und Einstein aufgestellten Gravitationsgesetze modifizieren; dennoch war keine alternative Theorie bei der Erklärung aller vorhandenen Beobachtungen so erfolgreich wie der Vorschlag der kalten dunklen Materie.

Horizontproblem

Das Horizontproblem resultiert aus der Prämisse, dass Informationen nicht schneller als das Licht reisen können . In einem Universum endlichen Alters setzt dies eine Grenze – den Teilchenhorizont – für die Trennung von zwei beliebigen Raumregionen, die in kausalem Kontakt stehen. Problematisch ist dabei die beobachtete Isotropie der CMB: Wäre das Universum bis zur Epoche der letzten Streuung zu allen Zeiten von Strahlung oder Materie dominiert worden, entspräche der Teilchenhorizont zu diesem Zeitpunkt etwa 2 Grad am Himmel. Es gäbe dann keinen Mechanismus, um zu bewirken, dass breitere Bereiche die gleiche Temperatur haben.

Eine Lösung für diese scheinbare Inkonsistenz bietet die Inflationstheorie, bei der ein homogenes und isotropes skalares Energiefeld das Universum zu einem sehr frühen Zeitpunkt (vor der Baryogenese) dominiert. Während der Inflation erfährt das Universum eine exponentielle Expansion, und der Partikelhorizont dehnt sich viel schneller aus als bisher angenommen, so dass Regionen, die sich derzeit auf gegenüberliegenden Seiten des beobachtbaren Universums befinden, deutlich innerhalb des Partikelhorizonts des jeweils anderen liegen. Die beobachtete Isotropie des CMB folgt dann aus der Tatsache, dass dieser größere Bereich vor Beginn der Inflation in kausalem Kontakt stand.

Heisenbergs Unschärferelation sagt voraus, dass es während der inflationären Phase quantenthermische Fluktuationen geben würde, die in kosmische Größenordnungen vergrößert würden. Diese Fluktuationen dienten als Keime für alle aktuellen Strukturen im Universum. Die Inflation sagt voraus, dass die primordialen Fluktuationen nahezu skaleninvariant und gaußförmig sind , was durch Messungen des CMB genau bestätigt wurde.

Im Falle einer Inflation würde eine exponentielle Expansion große Weltraumregionen weit über unseren beobachtbaren Horizont hinausschieben.

Ein mit dem klassischen Horizontproblem verwandtes Problem entsteht, weil in den meisten kosmologischen Standard-Inflationsmodellen die Inflation lange vor dem elektroschwachen Symmetriebruch aufhört , sodass Inflation nicht in der Lage sein sollte, großräumige Diskontinuitäten im elektroschwachen Vakuum zu verhindern, da weit entfernte Teile des beobachtbaren Universums kausal getrennt, wenn die elektroschwache Epoche endete.

Magnetische Monopole

Der Einwand des magnetischen Monopols wurde Ende der 1970er Jahre erhoben. Grand Unified Theorys (GUTs) sagten topologische Defekte im Weltraum voraus , die sich als magnetische Monopole manifestieren würden . Diese Objekte würden im heißen frühen Universum effizient produziert werden, was zu einer viel höheren Dichte führt, als mit den Beobachtungen konsistent ist, da keine Monopole gefunden wurden. Dieses Problem wird durch die kosmische Inflation gelöst, die alle Punktdefekte aus dem beobachtbaren Universum entfernt, genauso wie sie die Geometrie in die Flachheit treibt.

Ebenheitsproblem

Die Gesamtgeometrie des Universums wird dadurch bestimmt, ob der kosmologische Parameter Omega kleiner, gleich oder größer als 1 ist. Von oben nach unten dargestellt sind ein geschlossenes Universum mit positiver Krümmung, ein hyperbolisches Universum mit negativer Krümmung und ein flaches Universum mit Null Krümmung.

Das Flachheitsproblem (auch als Altheitsproblem bekannt) ist ein Beobachtungsproblem, das mit einem FLRW verbunden ist. Das Universum kann je nach seiner Gesamtenergiedichte eine positive, negative oder keine räumliche Krümmung aufweisen. Die Krümmung ist negativ, wenn ihre Dichte kleiner als die kritische Dichte ist; positiv, wenn größer; und Null bei der kritischen Dichte, in welchem ​​Fall der Raum als flach bezeichnet wird . Beobachtungen deuten darauf hin, dass das Universum im Einklang mit einem flachen ist.

Das Problem ist, dass jede kleine Abweichung von der kritischen Dichte mit der Zeit zunimmt, und dennoch bleibt das Universum heute sehr flach. Angesichts der Tatsache, dass eine natürliche Zeitskala für die Abweichung von der Flachheit die Planck-Zeit von 10 –43 Sekunden sein könnte, bedarf die Tatsache, dass das Universum nach Milliarden von Jahren weder einen Hitzetod noch einen Big Crunch erreicht hat , einer Erklärung. Zum Beispiel muss die Dichte des Universums selbst im relativ späten Alter von wenigen Minuten (der Zeit der Nukleosynthese) innerhalb eines Teils von 10 14 ihres kritischen Wertes gewesen sein, sonst würde es nicht so existieren, wie es heute der Fall ist.

Ultimatives Schicksal des Universums

Vor der Beobachtung der dunklen Energie haben Kosmologen zwei Szenarien für die Zukunft des Universums in Betracht gezogen. Wäre die Massendichte des Universums größer als die kritische Dichte, würde das Universum eine maximale Größe erreichen und dann zu kollabieren beginnen. Es würde wieder dichter und heißer und endete mit einem Zustand ähnlich dem, in dem es begonnen hatte – einem Big Crunch.

Wenn die Dichte im Universum der kritischen Dichte entspricht oder darunter liegt, würde sich die Expansion verlangsamen, aber nie aufhören. Die Sternentstehung würde mit dem Verbrauch von interstellarem Gas in jeder Galaxie aufhören; Sterne würden ausbrennen und weiße Zwerge , Neutronensterne und Schwarze Löcher hinterlassen . Kollisionen zwischen diesen würden zu einer Massenakkumulation in immer größeren Schwarzen Löchern führen. Die durchschnittliche Temperatur des Universums würde sich ganz allmählich asymptotisch dem absoluten Nullpunkt nähern – einem Big Freeze . Wenn Protonen instabil sind , würde darüber hinaus die baryonische Materie verschwinden und nur Strahlung und Schwarze Löcher zurückbleiben. Schließlich würden Schwarze Löcher durch die Emission von Hawking-Strahlung verdampfen . Die Entropie des Universums würde so weit ansteigen, dass ihm keine organisierte Energieform entzogen werden könnte, ein Szenario, das als Hitzetod bekannt ist.

Moderne Beobachtungen einer beschleunigten Expansion implizieren, dass immer mehr des derzeit sichtbaren Universums unseren Ereignishorizont verlassen und den Kontakt mit uns verlieren wird. Das Endergebnis ist nicht bekannt. Das ΛCDM-Modell des Universums enthält dunkle Energie in Form einer kosmologischen Konstante. Diese Theorie besagt, dass nur gravitativ gebundene Systeme wie Galaxien zusammenbleiben und auch sie dem Hitzetod unterliegen, wenn sich das Universum ausdehnt und abkühlt. Andere Erklärungen der Dunklen Energie, sogenannte Phantomenergietheorien , legen nahe, dass letztendlich Galaxienhaufen, Sterne, Planeten, Atome, Kerne und die Materie selbst durch die ständig zunehmende Ausdehnung in einem sogenannten Big Rip auseinandergerissen werden .

Missverständnisse

Eines der häufigsten Missverständnisse über das Urknallmodell ist, dass es den Ursprung des Universums vollständig erklärt . Das Urknallmodell beschreibt jedoch nicht die Entstehung von Energie, Zeit und Raum, sondern die Entstehung des gegenwärtigen Universums aus einem ultradichten und hochtemperierten Anfangszustand. Es ist irreführend, sich den Urknall vorzustellen, indem man seine Größe mit Alltagsgegenständen vergleicht. Wenn die Größe des Universums beim Urknall beschrieben wird, bezieht sich dies auf die Größe des beobachtbaren Universums und nicht auf das gesamte Universum.

Das Hubble-Gesetz sagt voraus, dass Galaxien, die sich außerhalb der Hubble-Distanz befinden, schneller als die Lichtgeschwindigkeit zurücktreten. Die spezielle Relativitätstheorie gilt jedoch nicht über die Bewegung durch den Raum hinaus. Das Hubble-Gesetz beschreibt die Geschwindigkeit, die sich aus der Ausdehnung des Raums ergibt und nicht durch den Raum.

Astronomen bezeichnen die kosmologische Rotverschiebung oft als Dopplerverschiebung, die zu einem Missverständnis führen kann. Obwohl ähnlich, ist die kosmologische Rotverschiebung nicht identisch mit der klassisch abgeleiteten Doppler-Rotverschiebung, da die meisten elementaren Ableitungen der Doppler-Rotverschiebung die Raumausdehnung nicht berücksichtigen. Eine genaue Ableitung der kosmologischen Rotverschiebung erfordert die Verwendung der Allgemeinen Relativitätstheorie, und während eine Behandlung mit einfacheren Doppler-Effekt-Argumenten fast identische Ergebnisse für nahe Galaxien liefert, kann die Interpretation der Rotverschiebung von weiter entfernten Galaxien aufgrund der einfachsten Doppler-Rotverschiebungsbehandlungen Verwirrung stiften.

Kosmologie vor dem Urknall

Der Urknall erklärt die Entwicklung des Universums ausgehend von einer anfänglichen Dichte und Temperatur, die weit über die Fähigkeit der Menschheit hinausgeht, sich zu replizieren, daher sind Extrapolationen auf die extremsten Bedingungen und frühesten Zeiten notwendigerweise spekulativer. Lemaitre nannte diesen Anfangszustand des „ Uratom “ , während das Material Gamow „genannt ylem “. Wie der Anfangszustand des Universums entstanden ist, ist noch offen, aber das Urknallmodell schränkt einige seiner Eigenschaften ein. Bestimmte Naturgesetze sind zum Beispiel höchstwahrscheinlich zufällig entstanden, aber wie Inflationsmodelle zeigen, sind einige Kombinationen davon viel wahrscheinlicher. Ein topologisch flaches Universum impliziert ein Gleichgewicht zwischen potentieller Gravitationsenergie und anderen Energieformen, bei dem keine zusätzliche Energie erzeugt werden muss.

Die Urknalltheorie, die auf den Gleichungen der klassischen allgemeinen Relativitätstheorie aufgebaut ist, weist auf eine Singularität am Ursprung der kosmischen Zeit hin, und eine solch unendliche Energiedichte kann eine physikalische Unmöglichkeit sein. Allerdings sind die physikalischen Theorien der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Quantenmechanik, wie sie derzeit realisiert werden, nicht vor der Planck-Epoche anwendbar, und um dies zu korrigieren, muss eine korrekte Behandlung der Quantengravitation entwickelt werden. Bestimmte Quantengravitationsbehandlungen, wie die Wheeler-DeWitt-Gleichung , implizieren, dass die Zeit selbst eine emergente Eigenschaft sein könnte . Daher kann die Physik zu dem Schluss kommen, dass es vor dem Urknall keine Zeit gab.

Obwohl nicht bekannt ist, was dem heißen dichten Zustand des frühen Universums vorausgegangen sein könnte oder wie und warum er entstanden ist oder ob solche Fragen sinnvoll sind, gibt es viele Spekulationen über das Thema "Kosmogonie".

Einige spekulative Vorschläge in dieser Hinsicht, die jeweils ungeprüfte Hypothesen beinhalten, sind:

  • Die einfachsten Modelle, bei denen der Urknall durch Quantenfluktuationen verursacht wurde . Dieses Szenario hatte nur sehr geringe Chancen, aber nach dem totalitären Prinzip wird selbst das unwahrscheinlichste Ereignis irgendwann eintreten. Dies geschah aus unserer Sicht sofort, da die Zeit vor dem Urknall nicht wahrgenommen wurde.
  • Modelle, in denen die gesamte Raumzeit endlich ist, einschließlich der Hartle-Hawking-Grenzbedingung . Für diese Fälle stellt der Urknall zwar die Grenze der Zeit dar, jedoch ohne Singularität. In einem solchen Fall ist das Universum autark.
  • Brane-Kosmologiemodelle , bei denen Inflation auf die Bewegung von Branes in der Stringtheorie zurückzuführen ist ; das Modell vor dem Urknall; das ekpyrotische Modell, bei dem der Urknall das Ergebnis einer Kollision zwischen Branen ist; und das zyklische Modell , eine Variante des ekpyrotischen Modells, bei dem Kollisionen periodisch auftreten. Im letzteren Modell ging dem Urknall ein Big Crunch voraus und das Universum wechselt von einem Prozess zum anderen.
  • Ewige Inflation , bei der die universelle Inflation lokal hier und da zufällig endet, wobei jeder Endpunkt zu einem Blasenuniversum führt , das sich von seinem eigenen Urknall aus ausdehnt.

Vorschläge in den letzten beiden Kategorien sehen den Urknall als Ereignis entweder in einem viel größeren und älteren Universum oder in einem Multiversum .

Religiöse und philosophische Interpretationen

Als Beschreibung des Ursprungs des Universums hat der Urknall bedeutende Bedeutung für Religion und Philosophie. Dadurch ist es zu einem der lebendigsten Gebiete im Diskurs zwischen Wissenschaft und Religion geworden . Einige glauben, dass der Urknall einen Schöpfer impliziert, während andere argumentieren, dass die Urknall-Kosmologie die Vorstellung eines Schöpfers überflüssig macht.

Siehe auch

  • Anthropisches Prinzip  – Philosophische Prämisse, dass alle wissenschaftlichen Beobachtungen ein Universum voraussetzen, das mit der Entstehung empfindungsfähiger Organismen kompatibel ist, die diese Beobachtungen machen
  • Big Bounce  – Hypothetisches kosmologisches Modell für den Ursprung des bekannten Universums
  • Big Crunch  – Theoretisches Szenario für das ultimative Schicksal des Universums
  • Cold Big Bang  – Bezeichnung einer absoluten Nulltemperatur zu Beginn des Universums
  • Kosmischer Kalender  – Methode zur Visualisierung der Chronologie des Universums
  • Kosmogonie  – Wissenschaftszweig oder eine Theorie über den Ursprung des Universums
  • Eureka: A Prose Poem  – Langes Sachbuch des amerikanischen Autors Edgar Allan Poe, eine Urknall-Spekulation
  • Zukunft eines expandierenden Universums  – Zukunftsszenario unter der Annahme, dass die Expansion des Universums für immer andauern oder einen Punkt erreichen kann, an dem es beginnt, sich zusammenzuziehen.
  • Hitzetod des Universums  – Mögliches "Schicksal" des Universums.. Auch bekannt als Big Chill und Big Freeze
  • Form des Universums  – Die lokale und globale Geometrie des Universums
  • Steady-State-Modell  – Modell der Evolution des Universums, eine diskreditierte Theorie, die den Urknall leugnete und postulierte, dass das Universum immer existierte.

Anmerkungen

Verweise

Literaturverzeichnis

Weiterlesen

Externe Links

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