Strukturbildung - Structure formation
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| Physikalische Kosmologie |
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In der physikalischen Kosmologie ist Strukturbildung die Bildung von Galaxien, Galaxienhaufen und größeren Strukturen aus kleinen Schwankungen der frühen Dichte. Das Universum , wie es heute aus Beobachtungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung bekannt ist, begann vor ungefähr 13,8 Milliarden Jahren in einem heißen, dichten, nahezu gleichmäßigen Zustand . Wenn man heute den Nachthimmel betrachtet, kann man Strukturen auf allen Skalen sehen, von Sternen und Planeten bis zu Galaxien. In noch größeren Maßstäben sind Galaxienhaufen und blattartige Strukturen von Galaxien durch enorme Hohlräume getrennt, die nur wenige Galaxien enthalten. Die Strukturbildung versucht zu modellieren, wie diese Strukturen durch Gravitationsinstabilität kleiner früher Wellen in der Raumzeitdichte gebildet werden.
Das moderne Lambda-CDM- Modell kann die beobachtete großräumige Verteilung von Galaxien, Clustern und Hohlräumen erfolgreich vorhersagen. Auf der Skala einzelner Galaxien gibt es jedoch viele Komplikationen aufgrund hochgradig nichtlinearer Prozesse, die baryonische Physik, Erwärmung und Abkühlung von Gas, Sternentstehung und Rückkopplung umfassen. Das Verständnis der Prozesse der Galaxienbildung ist ein Hauptthema der modernen kosmologischen Forschung, sowohl über Beobachtungen wie das Hubble Ultra-Deep Field als auch über große Computersimulationen.
Überblick
Unter den vorliegenden Modellen wurde die Struktur des sichtbaren Universums in den folgenden Stadien gebildet:
Sehr frühes Universum
In dieser Phase war ein Mechanismus wie die kosmische Inflation für die Festlegung der Anfangsbedingungen des Universums verantwortlich: Homogenität, Isotropie und Ebenheit. Die kosmische Inflation hätte auch winzige Quantenfluktuationen (vor der Inflation) zu leichten Dichtewellen von Über- und Unterdichte (nach der Inflation) verstärkt.
Wachstum der Struktur
Das frühe Universum wurde von Strahlung dominiert; In diesem Fall wachsen Dichteschwankungen, die größer als der kosmische Horizont sind, proportional zum Skalierungsfaktor, da die Schwankungen des Gravitationspotentials konstant bleiben. Strukturen, die kleiner als der Horizont waren, blieben aufgrund der das Wachstum behindernden Strahlungsdominanz im Wesentlichen eingefroren. Während sich das Universum ausdehnt, fällt die Strahlungsdichte schneller ab als die Materie (aufgrund der Rotverschiebung der Photonenenergie); Dies führte ~ 50.000 Jahre nach dem Urknall zu einem Übergang namens Materie-Strahlungs-Gleichheit. Danach konnten alle Wellen der dunklen Materie frei wachsen und Samen bilden, in die die Baryonen später fallen konnten. Die Größe des Universums in dieser Epoche bildet einen Umsatz im Leistungsspektrum der Materie , der in großen Rotverschiebungsmessungen gemessen werden kann .
Rekombination
Das Universum wurde während des größten Teils dieser Phase von Strahlung dominiert, und aufgrund der intensiven Hitze und Strahlung wurden der ursprüngliche Wasserstoff und das Helium vollständig in Kerne und freie Elektronen ionisiert. In dieser heißen und dichten Situation konnte sich die Strahlung (Photonen) nicht weit bewegen, bevor Thomson ein Elektron abstreute. Das Universum war sehr heiß und dicht, dehnte sich jedoch schnell aus und kühlte daher ab. Schließlich, etwas weniger als 400.000 Jahre nach dem "Knall", wurde es kühl genug (um 3000 K), damit die Protonen negativ geladene Elektronen einfangen und neutrale Wasserstoffatome bilden konnten. (Heliumatome bildeten sich aufgrund ihrer größeren Bindungsenergie etwas früher). Sobald fast alle geladenen Teilchen in neutralen Atomen gebunden waren, wechselwirketen die Photonen nicht mehr mit ihnen und konnten sich die nächsten 13,8 Milliarden Jahre frei ausbreiten. Wir entdecken derzeit diese Photonen, die um den Faktor 1090 auf 2,725 K rotverschoben sind, als die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung ( CMB ), die das heutige Universum füllt. Mehrere bemerkenswerte weltraumgestützte Missionen ( COBE , WMAP , Planck ) haben sehr geringe Unterschiede in der Dichte und Temperatur des CMB festgestellt. Diese Variationen waren subtil und der CMB erscheint in jeder Richtung nahezu gleichmäßig gleich. Die geringfügigen Temperaturschwankungen in der Größenordnung einiger Teile von 100.000 sind jedoch von enormer Bedeutung, da es sich im Wesentlichen um frühe "Keime" handelte, aus denen sich letztendlich alle nachfolgenden komplexen Strukturen im Universum entwickelten.
Die Theorie dessen, was nach den ersten 400.000 Jahren des Universums geschah, ist eine der hierarchischen Strukturbildung: Die kleineren gravitationsgebundenen Strukturen wie Materiepeaks, die die ersten Sterne und Sternhaufen enthalten, die zuerst gebildet wurden und diese anschließend mit Gas und dunkler Materie verschmolzen, um Galaxien zu bilden. gefolgt von Gruppen, Clustern und Superclustern von Galaxien.
Sehr frühes Universum
Das sehr frühe Universum ist aus Sicht der Grundlagenphysik noch eine schlecht verstandene Epoche. Die vorherrschende Theorie, die kosmische Inflation , erklärt die beobachtete Flachheit , Homogenität und Isotropie des Universums sowie das Fehlen exotischer Reliktpartikel (wie magnetischer Monopole ). Eine andere Vorhersage, die durch Beobachtung bestätigt wird, ist, dass winzige Störungen im Uruniversum die spätere Bildung von Struktur auslösen. Diese Schwankungen bilden zwar die Grundlage für alle Strukturen, erscheinen jedoch am deutlichsten als winzige Temperaturschwankungen an einem Teil von 100.000. (Um dies ins rechte Licht zu rücken, würde das gleiche Ausmaß an Schwankungen auf einer topografischen Karte der Vereinigten Staaten kein Merkmal zeigen, das größer als einige Zentimeter ist.) Diese Schwankungen sind kritisch, da sie die Keime liefern, aus denen die größten Strukturen wachsen können und schließlich kollabieren, um Galaxien und Sterne zu bilden. COBE (Cosmic Background Explorer) lieferte in den 1990er Jahren erstmals die intrinsischen Schwankungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung.
Es wird angenommen, dass diese Störungen einen sehr spezifischen Charakter haben: Sie bilden ein Gaußsches Zufallsfeld, dessen Kovarianzfunktion diagonal und nahezu skalierungsinvariant ist. Beobachtete Schwankungen scheinen genau diese Form zu haben, und die zusätzlich spektralen Index gemessen von WMAP -der spektralen Index misst die Abweichung von einer skaleninvarianten (oder Harrison-Zel'dovich) Spektrum-ist fast der Wert von einfachsten vorhergesagt und robustesten Inflationsmodelle. Eine weitere wichtige Eigenschaft der Urstörungen, dass sie adiabatisch (oder isentrop zwischen den verschiedenen Arten von Materie, aus denen das Universum besteht) sind, wird durch kosmische Inflation vorhergesagt und durch Beobachtungen bestätigt.
Es wurden andere Theorien des sehr frühen Universums vorgeschlagen, von denen behauptet wird, dass sie ähnliche Vorhersagen treffen, wie die Brangaskosmologie, das zyklische Modell , das Pre-Big-Bang-Modell und das holographische Universum , aber sie bleiben im Entstehen begriffen und werden nicht allgemein akzeptiert. Einige Theorien, wie z. B. kosmische Strings , wurden durch immer präzisere Daten weitgehend widerlegt.
Das Horizontproblem
Ein wichtiges Konzept bei der Strukturbildung ist der Begriff des Hubble-Radius , der oft einfach als Horizont bezeichnet wird, da er eng mit dem Partikelhorizont verwandt ist . Der Hubble Radius, der den Hubble Parameter bezogen ist , wie , wo die ist mit Lichtgeschwindigkeit definiert, grob gesagt, das Volumen der in der Nähe Universum , das vor kurzem (in der letzten Expansionszeit) hat in der kausalen Kontakt mit einem Beobachter. Da sich das Universum kontinuierlich ausdehnt, nimmt seine Energiedichte kontinuierlich ab (ohne wirklich exotische Materie wie Phantomenergie ). Die Friedmann-Gleichung bezieht die Energiedichte des Universums auf den Hubble-Parameter und zeigt, dass der Hubble-Radius kontinuierlich zunimmt.
Das Horizontproblem der Urknallkosmologie besagt, dass Störungen ohne Inflation vor ihrem Eintritt in den Horizont nie in kausalem Kontakt standen und daher die Homogenität und Isotropie beispielsweise der großräumigen Galaxienverteilungen nicht erklärt werden kann. Dies liegt daran, dass in einer gewöhnlichen Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-Kosmologie der Hubble-Radius schneller zunimmt als der Raum expandiert, sodass Störungen nur in den Hubble-Radius eintreten und durch die Expansion nicht herausgedrückt werden. Dieses Paradoxon wird durch die kosmische Inflation gelöst, was darauf hindeutet, dass während einer Phase schneller Expansion im frühen Universum der Hubble-Radius nahezu konstant war. Eine Isotropie im großen Maßstab ist daher auf Quantenfluktuationen zurückzuführen, die während der kosmischen Inflation erzeugt werden und außerhalb des Horizonts liegen.
Urplasma
Das Ende des Aufblasens wird als Wiedererhitzen bezeichnet , wenn die Aufblaspartikel in ein heißes thermisches Plasma anderer Partikel zerfallen. In dieser Epoche ist der Energiegehalt des Universums vollständig Strahlung, wobei Standardmodellteilchen relativistische Geschwindigkeiten aufweisen. Es wird angenommen, dass beim Abkühlen des Plasmas Baryogenese und Leptogenese auftreten, wenn sich das Quark-Gluon-Plasma abkühlt, dass die elektroschwache Symmetrie bricht und das Universum hauptsächlich aus gewöhnlichen Protonen , Neutronen und Elektronen besteht . Als das Universum kühlt weiter, Big Bang Nukleosynthese auftritt und geringe Mengen an Deuterium , Helium und Lithium Kerne erzeugt werden. Während sich das Universum abkühlt und ausdehnt, beginnt sich die Energie in Photonen rot zu verschieben, Teilchen werden nicht relativistisch und gewöhnliche Materie beginnt das Universum zu dominieren. Schließlich beginnen sich Atome zu bilden, wenn freie Elektronen an Kerne binden. Dies unterdrückt die Thomson-Streuung von Photonen. In Kombination mit der Verdünnung des Universums (und der daraus resultierenden Zunahme des mittleren freien Wegs der Photonen) macht dies das Universum transparent und der kosmische Mikrowellenhintergrund wird bei der Rekombination (der Oberfläche der letzten Streuung ) emittiert .
Akustische Schwingungen
Das Urplasma hätte sehr geringe Materiedichten gehabt, von denen angenommen wurde, dass sie von der Vergrößerung der Quantenfluktuationen während des Aufblasens herrühren. Unabhängig von der Quelle ziehen diese Überdichten die Materie gravitativ an. Die intensive Hitze der nahezu konstanten Photon-Materie-Wechselwirkungen dieser Epoche sucht jedoch ziemlich stark nach einem thermischen Gleichgewicht, das einen großen Druck nach außen erzeugt. Diese entgegenwirkenden Schwerkraft- und Druckkräfte erzeugen Schwingungen, analog zu Schallwellen, die durch Druckunterschiede in der Luft erzeugt werden.
Diese Störungen sind wichtig, da sie für die subtile Physik verantwortlich sind, die zur Anisotropie des kosmischen Mikrowellenhintergrunds führt. In dieser Epoche schwingt die Amplitude der Störungen, die in den Horizont eintreten, sinusförmig, wobei dichte Bereiche verdünnt werden und dann wieder dicht werden, mit einer Frequenz, die mit der Größe der Störung zusammenhängt. Wenn die Störung zwischen dem Eintritt in den Horizont und der Rekombination ein Integral oder ein Halbintegral schwingt, erscheint sie als akustischer Peak der kosmischen Mikrowellenhintergrundanisotropie. (Eine Halbschwingung, bei der eine dichte Region zu einer verdünnten Region wird oder umgekehrt, erscheint als Peak, da die Anisotropie als Leistungsspektrum angezeigt wird , sodass Unterdichten ebenso zur Überleistung beitragen wie Überdichten.) Die Physik, die bestimmt Die detaillierte Peakstruktur des Mikrowellenhintergrunds ist kompliziert, aber diese Schwingungen liefern die Essenz.
Lineare Struktur
Eine der wichtigsten Erkenntnisse der Kosmologen in den 1970er und 1980er Jahren war, dass der größte Teil des Materiegehalts des Universums nicht aus Atomen bestand , sondern aus einer mysteriösen Form von Materie, die als dunkle Materie bekannt ist. Dunkle Materie interagiert durch die Schwerkraft , besteht jedoch nicht aus Baryonen und es ist mit sehr hoher Genauigkeit bekannt, dass sie keine Strahlung emittiert oder absorbiert . Es kann aus Partikeln bestehen, die durch die schwache Wechselwirkung interagieren , wie z. B. Neutrinos , aber es kann nicht vollständig aus den drei bekannten Arten von Neutrinos bestehen (obwohl einige vorgeschlagen haben, dass es sich um ein steriles Neutrino handelt ). Jüngste Erkenntnisse deuten darauf hin, dass es etwa fünfmal so viel dunkle Materie gibt wie baryonische Materie, und daher wird die Dynamik des Universums in dieser Epoche von dunkler Materie dominiert.
Dunkle Materie spielt eine entscheidende Rolle bei der Strukturbildung, da sie nur die Schwerkraft spürt: Der Gravitationsinstabilität von Jeans, die die Bildung kompakter Strukturen ermöglicht, wird durch keine Kraft wie Strahlungsdruck entgegengewirkt . Infolgedessen beginnt die Dunkle Materie weit vor der gewöhnlichen Materie, die durch Druckkräfte behindert wird, in ein komplexes Netzwerk von Halos der Dunklen Materie zusammenzufallen. Ohne dunkle Materie würde die Epoche der Galaxienbildung wesentlich später im Universum stattfinden als beobachtet.
Die Physik der Strukturbildung in dieser Epoche ist besonders einfach, da sich Störungen der Dunklen Materie mit unterschiedlichen Wellenlängen unabhängig voneinander entwickeln. Wenn der Hubble-Radius im expandierenden Universum wächst, umfasst er immer größere Störungen. Während der Dominanz der Materie wachsen alle kausalen Störungen der Dunklen Materie durch Gravitationscluster. Bei den Störungen mit kürzerer Wellenlänge, die während der Strahlungsdominierung auftreten, ist das Wachstum jedoch bis zur Materiedominierung verzögert. In diesem Stadium wird erwartet, dass leuchtende, baryonische Materie die Entwicklung der dunklen Materie einfach widerspiegelt, und ihre Verteilungen sollten einander genau folgen.
Es ist einfach, dieses "lineare Leistungsspektrum" zu berechnen, und als Werkzeug für die Kosmologie ist es von vergleichbarer Bedeutung wie der kosmische Mikrowellenhintergrund. Galaxy-Vermessungen haben das Leistungsspektrum gemessen, wie beispielsweise die Sloan Digital Sky Survey und Vermessungen des Lyman-α-Waldes . Da diese Studien Strahlung beobachten, die von Galaxien und Quasaren emittiert wird, messen sie nicht direkt die Dunkle Materie, aber es wird erwartet, dass die großräumige Verteilung von Galaxien (und Absorptionslinien im Lyman-α-Wald) die Verteilung von Dunkler Materie genau widerspiegelt . Dies hängt von der Tatsache ab, dass Galaxien in dichteren Teilen des Universums größer und zahlreicher sein werden, während sie in verdünnten Regionen vergleichsweise selten sein werden.
Nichtlineare Struktur
Wenn die Störungen ausreichend gewachsen sind, kann eine kleine Region wesentlich dichter werden als die mittlere Dichte des Universums. An diesem Punkt wird die Physik wesentlich komplizierter. Wenn die Abweichungen von der Homogenität gering sind, kann die dunkle Materie als drucklose Flüssigkeit behandelt werden und entwickelt sich durch sehr einfache Gleichungen. In Regionen, die wesentlich dichter als der Hintergrund sind, muss die vollständige Newtonsche Gravitationstheorie einbezogen werden. (Die Newtonsche Theorie ist angemessen, da die beteiligten Massen viel geringer sind als diejenigen, die zur Bildung eines Schwarzen Lochs erforderlich sind , und die Schwerkraftgeschwindigkeit ignoriert werden kann, da die Lichtübergangszeit für die Struktur immer noch kleiner als die charakteristische dynamische Zeit ist.) Eins Ein Zeichen dafür, dass die linearen und flüssigen Näherungen ungültig werden, ist, dass dunkle Materie beginnt, Ätzmittel zu bilden, in denen sich die Trajektorien benachbarter Partikel kreuzen, oder Partikel beginnen, Bahnen zu bilden. Diese Dynamik lässt sich am besten mit N- Körper-Simulationen verstehen (obwohl in einigen Fällen verschiedene semi-analytische Schemata wie der Press-Schechter-Formalismus verwendet werden können). Während diese Simulationen im Prinzip recht einfach sind, sind sie in der Praxis schwer zu implementieren, da sie die Simulation von Millionen oder sogar Milliarden von Partikeln erfordern. Darüber hinaus wiegt jedes Partikel trotz der großen Anzahl von Partikeln typischerweise 10 9 Sonnenmassen und Diskretisierungseffekte können signifikant werden. Die größte derartige Simulation ab 2005 ist die Millennium-Simulation .
Das Ergebnis von N- Körper-Simulationen legt nahe, dass das Universum größtenteils aus Hohlräumen besteht , deren Dichte nur ein Zehntel des kosmologischen Mittels betragen kann . Die Materie kondensiert in großen Filamenten und Lichthöfen , die eine komplizierte netzartige Struktur aufweisen. Diese bilden Galaxiengruppen , Cluster und Supercluster . Während die Simulationen weitgehend mit den Beobachtungen übereinzustimmen scheinen, wird ihre Interpretation durch das Verständnis erschwert, wie dichte Ansammlungen dunkler Materie die Galaxienbildung ankurbeln. Insbesondere bilden sich viel mehr kleine Lichthöfe als wir in astronomischen Beobachtungen als Zwerggalaxien und Kugelhaufen sehen . Dies ist als Problem der Zwerggalaxie bekannt , und es wurden verschiedene Erklärungen vorgeschlagen. Die meisten erklären dies als einen Effekt in der komplizierten Physik der Galaxienbildung, aber einige haben vorgeschlagen, dass es ein Problem mit unserem Modell der dunklen Materie ist und dass ein Effekt, wie warme dunkle Materie , die Bildung der kleinsten Halos verhindert.
Gasentwicklung
Das letzte Stadium der Evolution kommt, wenn Baryonen in den Zentren von Galaxienhalos zu Galaxien, Sternen und Quasaren kondensieren . Dunkle Materie beschleunigt die Bildung dichter Lichthöfe erheblich. Da dunkle Materie keinen Strahlungsdruck hat, ist die Bildung kleinerer Strukturen aus dunkler Materie unmöglich. Dies liegt daran, dass dunkle Materie den Drehimpuls nicht abführen kann, während gewöhnliche baryonische Materie zusammenbrechen kann, um dichte Objekte zu bilden, indem der Drehimpuls durch Strahlungskühlung abgeführt wird . Das Verständnis dieser Prozesse ist ein enorm schwieriges Rechenproblem, da sie die Physik der Schwerkraft, die Magnetohydrodynamik , die Atomphysik , Kernreaktionen , Turbulenzen und sogar die allgemeine Relativitätstheorie umfassen können . In den meisten Fällen ist es noch nicht möglich, Simulationen durchzuführen, die quantitativ mit Beobachtungen verglichen werden können, und das Beste, was erreicht werden kann, sind ungefähre Simulationen, die die wichtigsten qualitativen Merkmale eines Prozesses wie einer Sternentstehung veranschaulichen.
Modellierung der Strukturbildung
Kosmologische Störungen
Ein Großteil der Schwierigkeiten und viele Streitigkeiten beim Verständnis der großräumigen Struktur des Universums können gelöst werden, indem die Wahl des Messgeräts in der allgemeinen Relativitätstheorie besser verstanden wird . Durch die scalar-Vektor-Tensor Zersetzung enthält die Metrik vier skalare Perturbationen, zwei Vektor Perturbationen und ein Tensor Perturbation. Nur die skalaren Störungen sind signifikant: Die Vektoren werden im frühen Universum exponentiell unterdrückt, und der Tensormodus leistet nur einen kleinen (aber wichtigen) Beitrag in Form der primordialen Gravitationsstrahlung und der B-Moden der kosmischen Mikrowellenhintergrundpolarisation. Zwei der vier Skalarmodi können durch eine physikalisch bedeutungslose Koordinatentransformation entfernt werden. Welche Modi eliminiert werden, bestimmt die unendliche Anzahl möglicher Messbefestigungen . Das beliebteste Messgerät ist das Newtonsche Messgerät (und das eng verwandte konforme Newtonsche Messgerät), bei dem die beibehaltenen Skalare die Newtonschen Potentiale Φ und Ψ sind, die genau der Newtonschen Potentialenergie aus der Newtonschen Schwerkraft entsprechen. Es werden viele andere Messgeräte verwendet, einschließlich des Synchronmessgeräts , das ein effizientes Messgerät für die numerische Berechnung sein kann (es wird von CMBFAST verwendet ). Jedes Messgerät enthält noch einige unphysische Freiheitsgrade. Es gibt einen sogenannten Eichinvarianten-Formalismus, bei dem nur Eichinvariantenkombinationen von Variablen berücksichtigt werden.
Inflation und Anfangsbedingungen
Es wird angenommen, dass sich die Anfangsbedingungen für das Universum aus den skaleninvarianten quantenmechanischen Schwankungen der kosmischen Inflation ergeben . Die Störung der Hintergrundenergiedichte an einem bestimmten Punkt im Raum ist dann durch ein isotropes , homogenes Gaußsches Zufallsfeld mit dem Mittelwert Null gegeben. Dies bedeutet, dass die räumliche Fourier-Transformation von - die folgenden Korrelationsfunktionen hat
- ,
wo ist die dreidimensionale Dirac-Delta-Funktion und ist die Länge von . Darüber hinaus ist das von der Inflation vorhergesagte Spektrum nahezu skalierungsinvariant , was bedeutet
- ,
wo ist eine kleine Zahl. Schließlich sind die Anfangsbedingungen adiabatisch oder isentrop, was bedeutet, dass die fraktionierte Störung in der Entropie jeder Partikelart gleich ist. Die resultierenden Vorhersagen passen sehr gut zu Beobachtungen, es gibt jedoch ein konzeptionelles Problem mit dem oben dargestellten physikalischen Bild. Der Quantenzustand, aus dem die Quantenfluktuationen extrahiert werden, ist tatsächlich vollständig homogen und isotrop, und daher kann nicht argumentiert werden, dass die Quantenfluktuationen die ursprünglichen Inhomogenitäten und Anisotropien darstellen. Die Interpretation von Quantenunsicherheiten im Wert des Inflationsfeldes (was die sogenannten Quantenfluktuationen tatsächlich sind) als statistische Fluktuationen in einem Gaußschen Zufallsfeld folgt nicht aus der Anwendung von Standardregeln der Quantentheorie. Das Problem wird manchmal in Bezug auf den "Übergang von Quanten zu Klassik" dargestellt, was eine verwirrende Art ist, sich auf das vorliegende Problem zu beziehen, da es nur sehr wenige Physiker gibt, die argumentieren würden, dass es eine Entität gibt, die wirklich ist klassisch auf der fundamentalen Ebene. Tatsächlich bringt uns die Betrachtung dieser Fragen mit dem sogenannten Messproblem in der Quantentheorie in Berührung. Wenn überhaupt, verschärft sich das Problem im kosmologischen Kontext, da das frühe Universum keine Entitäten enthält, die als "Beobachter" oder "Messgeräte" angesehen werden könnten, die beide für den Standardgebrauch der Quantenmechanik wesentlich sind . Die beliebteste Haltung unter Kosmologen besteht in dieser Hinsicht darin, sich auf Argumente zu stützen, die auf Dekohärenz und einer Form der " Interpretation vieler Welten " der Quantentheorie beruhen . Es gibt eine intensive Debatte über die Angemessenheit dieser Haltung.
Siehe auch
- Urknall - Kosmologisches Modell
- Chronologie des Universums - Geschichte und Zukunft des Universums
- Galaxienbildung und -entwicklung - Prozesse, die von einem homogenen Anfang an ein heterogenes Universum bildeten, die Bildung der ersten Galaxien, die Art und Weise, wie sich Galaxien im Laufe der Zeit verändern
- Illustris-Projekt - Computersimulierte Universen
- Stellare Evolution - Ändert sich im Laufe seiner Lebensdauer zu einem Stern
- Zeitleiste des Urknalls