Universum

Universum ⓘ

Das Hubble-Ultra-Tiefenfeldbild zeigt einige der entlegensten Galaxien, die mit der heutigen Technologie sichtbar sind und jeweils aus Milliarden von Sternen bestehen. (Scheinbare Bildfläche etwa 1/79 der eines Vollmondes)
Alter (innerhalb des Lambda-CDM-Modells)	13,799 ± 0,021 Milliarden Jahre
Durchmesser	Unbekannt. Durchmesser des beobachtbaren Universums: 8,8×1026 m (28,5 Gpc oder 93 Gly)
Masse (gewöhnliche Materie)	Mindestens 1053 kg
Durchschnittliche Dichte (einschließlich des Beitrags der Energie)	9,9 x 10-30 g/cm3
Durchschnittliche Temperatur	2,72548 K (-270,4 °C oder -454,8 °F)
Hauptbestandteile	Gewöhnliche (baryonische) Materie (4,9%) Dunkle Materie (26,8%) Dunkle Energie (68,3%)
Form	Flach mit einer Fehlermarge von 0,4%

Das Universum (lateinisch: universus) ist die Gesamtheit von Raum und Zeit und deren Inhalt, einschließlich der Planeten, Sterne, Galaxien und aller anderen Formen von Materie und Energie. Die Urknalltheorie ist die vorherrschende kosmologische Beschreibung der Entwicklung des Universums. Nach dieser Theorie sind Raum und Zeit vor 13,787±0,020 Milliarden Jahren zusammen entstanden, und das Universum dehnt sich seither aus. Während die räumliche Ausdehnung des gesamten Universums nicht bekannt ist, lässt sich die Größe des beobachtbaren Universums messen, das heute einen Durchmesser von etwa 93 Milliarden Lichtjahren hat. ⓘ

Die frühesten kosmologischen Modelle des Universums wurden von griechischen und indischen Philosophen entwickelt und waren geozentrisch, d. h. die Erde stand im Mittelpunkt. Im Laufe der Jahrhunderte führten genauere astronomische Beobachtungen dazu, dass Nikolaus Kopernikus das heliozentrische Modell entwickelte, bei dem die Sonne im Zentrum des Sonnensystems steht. Bei der Entwicklung des Gesetzes der universellen Gravitation stützte sich Isaac Newton auf Kopernikus' Arbeit sowie auf Johannes Keplers Gesetze der Planetenbewegung und auf Beobachtungen von Tycho Brahe. ⓘ

Weitere Verbesserungen der Beobachtungen führten zu der Erkenntnis, dass die Sonne einer von einigen hundert Milliarden Sternen in der Milchstraße ist, die wiederum eine von einigen hundert Milliarden Galaxien im Universum ist. Viele der Sterne in einer Galaxie haben Planeten. Im größten Maßstab sind die Galaxien gleichmäßig und in alle Richtungen gleich verteilt, was bedeutet, dass das Universum weder einen Rand noch ein Zentrum hat. In kleineren Maßstäben sind die Galaxien in Haufen und Superhaufen verteilt, die riesige Filamente und Hohlräume im Weltraum bilden und eine riesige schaumartige Struktur schaffen. Entdeckungen zu Beginn des 20. Jahrhunderts lassen vermuten, dass das Universum einen Anfang hatte und sich der Raum seitdem mit zunehmender Geschwindigkeit ausdehnt. ⓘ

Die Urknalltheorie besagt, dass die ursprünglich vorhandene Energie und Materie mit der Ausdehnung des Universums an Dichte verloren hat. Nach einer anfänglichen beschleunigten Ausdehnung, der so genannten Inflationsepoche von etwa 10-32 Sekunden, und der Trennung der vier bekannten Grundkräfte kühlte sich das Universum allmählich ab und dehnte sich weiter aus, so dass sich die ersten subatomaren Teilchen und einfachen Atome bilden konnten. Die dunkle Materie sammelte sich allmählich und bildete unter dem Einfluss der Schwerkraft eine schaumartige Struktur aus Fäden und Hohlräumen. Riesige Wolken aus Wasserstoff und Helium wurden allmählich an die Orte gezogen, an denen die dunkle Materie am dichtesten war, und bildeten die ersten Galaxien, Sterne und alles andere, was wir heute sehen. ⓘ

Bei der Untersuchung der Bewegung von Galaxien hat man entdeckt, dass das Universum viel mehr Materie enthält, als in den sichtbaren Objekten - Sternen, Galaxien, Nebeln und interstellarem Gas - zu finden ist. Diese unsichtbare Materie wird als dunkle Materie bezeichnet (dunkel bedeutet, dass es eine Vielzahl starker indirekter Hinweise auf ihre Existenz gibt, wir sie aber noch nicht direkt nachgewiesen haben). Das ΛCDM-Modell ist das am meisten akzeptierte Modell des Universums. Es geht davon aus, dass etwa 69,2 %±1,2 % [2015] der Masse und Energie im Universum eine kosmologische Konstante ist (oder, in Erweiterungen des ΛCDM, andere Formen dunkler Energie, wie z. B. ein Skalarfeld), die für die derzeitige Expansion des Raums verantwortlich ist, und etwa 25,8 %±1,1 % [2015] ist dunkle Materie. Die gewöhnliche ("baryonische") Materie macht also nur 4,84 %±0,1 % [2015] des physikalischen Universums aus. Sterne, Planeten und sichtbare Gaswolken machen nur etwa 6 % der gewöhnlichen Materie aus. ⓘ

Es gibt viele konkurrierende Hypothesen über das endgültige Schicksal des Universums und darüber, was, wenn überhaupt, dem Urknall vorausging, während andere Physiker und Philosophen sich weigern zu spekulieren, da sie bezweifeln, dass Informationen über frühere Zustände jemals zugänglich sein werden. Einige Physiker haben verschiedene Multiversumshypothesen vorgeschlagen, in denen unser Universum eines von vielen Universen sein könnte, die ebenfalls existieren. ⓘ

Struktur des Universums ⓘ

Die Kosmologie, ein Teilgebiet sowohl der Physik als auch der gegenwärtigen Philosophie der Naturwissenschaften, befasst sich mit dem Studium des Universums und versucht Eigenschaften des Universums wie beispielsweise die Frage nach der Feinabstimmung der Naturkonstanten zu beantworten. ⓘ

Die heute allgemein anerkannte Theorie zur Beschreibung der großräumigen Struktur des Universums ist das Standardmodell der Kosmologie. Sie beruht auf der allgemeinen Relativitätstheorie in Kombination mit astronomischen Beobachtungen. Auch die Quantenphysik hat wichtige Beiträge zum Verständnis speziell des frühen Universums der Zeit kurz nach dem Urknall geliefert, in dem die Dichte und Temperatur sehr hoch waren. Wahrscheinlich wird ein erweitertes Verständnis des Universums erst erreicht, wenn die Physik eine Theorie entwirft, die die allgemeine Relativitätstheorie mit der Quantenphysik vereint. Diese „theory of everything“ oder auch Weltformel genannte Theorie der Quantengravitation soll die vier Grundkräfte der Physik einheitlich erklären. ⓘ

Definition

Hubble Weltraumteleskop - Galaxien im Ultra-Tiefenfeld zum Legacy-Feld herauszoomen
(Video 00:50; 2. Mai 2019) ⓘ

Das physikalische Universum ist definiert als der gesamte Raum und die gesamte Zeit (zusammenfassend als Raumzeit bezeichnet) und deren Inhalt. Dieser Inhalt umfasst die gesamte Energie in ihren verschiedenen Formen, einschließlich elektromagnetischer Strahlung und Materie, und somit Planeten, Monde, Sterne, Galaxien und den Inhalt des intergalaktischen Raums. Das Universum umfasst auch die physikalischen Gesetze, die Energie und Materie beeinflussen, wie die Erhaltungssätze, die klassische Mechanik und die Relativitätstheorie. ⓘ

Das Universum wird oft als "die Gesamtheit der Existenz" definiert, d. h. alles, was existiert, alles, was existiert hat, und alles, was existieren wird. Einige Philosophen und Wissenschaftler befürworten sogar die Einbeziehung von Ideen und abstrakten Konzepten - wie Mathematik und Logik - in die Definition des Universums. Das Wort Universum kann sich auch auf Konzepte wie den Kosmos, die Welt und die Natur beziehen. ⓘ

Etymologie

Das Wort „Universum“ wurde im 17. Jahrhundert von Philipp von Zesen durch das Wort „Weltall“ verdeutscht. Während das Universum bzw. Weltall alles umfasst, ist mit dem Begriff Weltraum nur der Raum außerhalb der Erdatmosphäre und außerhalb der Atmosphären anderer Himmelskörper gemeint, in dem nahezu ein Vakuum herrscht. Umgangssprachlich wird „Weltall“ oder „All“ aber auch mit der Bedeutung von „Weltraum“ verwendet. ⓘ

Die Bezeichnung „Kosmos“ ist aus altgriechisch κόσμος ‚Ordnung‘ entlehnt und drückt zusätzlich zur Bezeichnung „Universum“ aus, dass sich das Universum in einem „geordneten“ Zustand befinde, als Gegenbegriff zum Chaos. Es ist seit dem 19. Jahrhundert bezeugt. ⓘ

Synonyme

Bei den griechischen Philosophen seit Pythagoras war ein Begriff für Universum τὸ πᾶν (tò pân) "das Ganze", definiert als die gesamte Materie und der gesamte Raum, und τὸ ὅλον (tò hólon) "alle Dinge", was nicht unbedingt die Leere einschloss. Ein weiteres Synonym war ὁ κόσμος (ho kósmos) mit der Bedeutung "die Welt, der Kosmos". Synonyme finden sich auch bei lateinischen Autoren (totum, mundus, natura) und überleben in modernen Sprachen, z. B. die deutschen Wörter Das All, Weltall und Natur für Universum. Die gleichen Synonyme finden sich auch im Englischen, z. B. everything (wie in der Theorie von allem), the cosmos (wie in der Kosmologie), the world (wie in der Viele-Welten-Interpretation) und nature (wie in Naturgesetzen oder Naturphilosophie). ⓘ

Chronologie und der Urknall

Das vorherrschende Modell für die Entwicklung des Universums ist die Urknalltheorie. Das Urknallmodell besagt, dass der früheste Zustand des Universums ein extrem heißer und dichter war, und dass sich das Universum anschließend ausdehnte und abkühlte. Das Modell basiert auf der allgemeinen Relativitätstheorie und auf vereinfachenden Annahmen wie der Homogenität und Isotropie des Raums. Eine Version des Modells mit einer kosmologischen Konstante (Lambda) und kalter dunkler Materie, das so genannte Lambda-CDM-Modell, ist das einfachste Modell, das verschiedene Beobachtungen über das Universum einigermaßen gut erklären kann. Das Urknallmodell erklärt Beobachtungen wie die Korrelation von Entfernung und Rotverschiebung von Galaxien, das Verhältnis der Anzahl von Wasserstoff- zu Heliumatomen und den Mikrowellenhintergrund. ⓘ

In diesem Diagramm läuft die Zeit von links nach rechts ab, so dass das Universum zu einem bestimmten Zeitpunkt durch einen scheibenförmigen "Ausschnitt" des Diagramms dargestellt wird ⓘ

Der heiße, dichte Anfangszustand wird als Planck-Epoche bezeichnet, ein kurzer Zeitraum, der sich von der Zeit Null bis zu einer Planck-Zeiteinheit von etwa 10-43 Sekunden erstreckt. Während der Planck-Epoche waren alle Arten von Materie und alle Arten von Energie in einem dichten Zustand konzentriert, und man nimmt an, dass die Schwerkraft - derzeit die bei weitem schwächste der vier bekannten Kräfte - genauso stark war wie die anderen fundamentalen Kräfte, und dass alle Kräfte möglicherweise vereint waren. Seit der Planck-Epoche dehnt sich der Raum bis zu seiner heutigen Größe aus, wobei eine sehr kurze, aber intensive Periode der kosmischen Inflation innerhalb der ersten 10-32 Sekunden stattgefunden haben soll. Diese Art der Expansion unterschied sich von derjenigen, die wir heute um uns herum beobachten können. Die Objekte im Raum bewegten sich nicht physisch, sondern die Metrik, die den Raum selbst definiert, veränderte sich. Obwohl sich Objekte in der Raumzeit nicht schneller als mit Lichtgeschwindigkeit bewegen können, gilt diese Einschränkung nicht für die Metrik der Raumzeit selbst. Man nimmt an, dass diese anfängliche Periode der Inflation erklärt, warum der Raum sehr flach erscheint und viel größer ist, als sich das Licht seit Beginn des Universums bewegen konnte. ⓘ

Innerhalb des ersten Sekundenbruchteils der Existenz des Universums hatten sich die vier Grundkräfte getrennt. Als sich das Universum von seinem unvorstellbar heißen Zustand weiter abkühlte, konnten sich in kurzen Zeiträumen, die als Quark-Epoche, Hadron-Epoche und Lepton-Epoche bekannt sind, verschiedene Arten subatomarer Teilchen bilden. Zusammen umfassten diese Epochen weniger als 10 Sekunden nach dem Urknall. Diese Elementarteilchen verbanden sich stabil zu immer größeren Kombinationen, einschließlich stabiler Protonen und Neutronen, die dann durch Kernfusion komplexere Atomkerne bildeten. Dieser Prozess, der als Urknall-Nukleosynthese bezeichnet wird, dauerte nur etwa 17 Minuten und endete etwa 20 Minuten nach dem Urknall, so dass nur die schnellsten und einfachsten Reaktionen stattfanden. Etwa 25 % der Protonen und alle Neutronen im Universum wurden nach Masse in Helium umgewandelt, mit geringen Mengen an Deuterium (einer Form von Wasserstoff) und Spuren von Lithium. Alle anderen Elemente wurden nur in sehr geringen Mengen gebildet. Die übrigen 75 % der Protonen blieben unverändert als Wasserstoffkerne erhalten. ⓘ

Nach dem Ende der Nukleosynthese trat das Universum in eine Periode ein, die als Photonen-Epoche bekannt ist. In dieser Zeit war das Universum noch viel zu heiß, als dass die Materie neutrale Atome hätte bilden können, und so bestand es aus einem heißen, dichten, nebligen Plasma aus negativ geladenen Elektronen, neutralen Neutrinos und positiven Kernen. Nach etwa 377.000 Jahren hatte sich das Universum soweit abgekühlt, dass Elektronen und Kerne die ersten stabilen Atome bilden konnten. Dieser Vorgang wird aus historischen Gründen als Rekombination bezeichnet; tatsächlich verbanden sich Elektronen und Kerne zum ersten Mal. Im Gegensatz zu Plasma sind neutrale Atome für viele Wellenlängen des Lichts durchlässig, so dass auch das Universum zum ersten Mal durchsichtig wurde. Die bei der Bildung dieser Atome freigesetzten ("entkoppelten") Photonen sind auch heute noch sichtbar; sie bilden den kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB). ⓘ

Während sich das Universum ausdehnt, nimmt die Energiedichte der elektromagnetischen Strahlung schneller ab als die der Materie, da die Energie eines Photons mit seiner Wellenlänge abnimmt. Vor etwa 47.000 Jahren wurde die Energiedichte der Materie größer als die der Photonen und Neutrinos und begann, das großräumige Verhalten des Universums zu dominieren. Dies markierte das Ende der von Strahlung dominierten Ära und den Beginn der von Materie dominierten Ära. ⓘ

In den frühesten Stadien des Universums führten winzige Fluktuationen in der Dichte des Universums dazu, dass sich allmählich Konzentrationen dunkler Materie bildeten. Gewöhnliche Materie, die durch die Schwerkraft angezogen wurde, bildete große Gaswolken und schließlich Sterne und Galaxien, wo die dunkle Materie am dichtesten war, und Hohlräume, wo sie am wenigsten dicht war. Nach etwa 100 bis 300 Millionen Jahren bildeten sich die ersten Sterne, die so genannten Populationssterne III. Diese waren wahrscheinlich sehr massereich, leuchtend, nicht metallisch und kurzlebig. Sie waren für die allmähliche Reionisierung des Universums zwischen etwa 200-500 Millionen Jahren und 1 Milliarde Jahren verantwortlich und sorgten auch dafür, dass das Universum durch stellare Nukleosynthese mit Elementen, die schwerer als Helium sind, angereichert wurde. Das Universum enthält auch eine geheimnisvolle Energie - möglicherweise ein Skalarfeld -, die so genannte dunkle Energie, deren Dichte sich im Laufe der Zeit nicht ändert. Nach etwa 9,8 Milliarden Jahren hatte sich das Universum so weit ausgedehnt, dass die Dichte der Materie geringer war als die Dichte der dunklen Energie, was den Beginn der heutigen, von dunkler Energie dominierten Ära markiert. In diesem Zeitalter beschleunigt sich die Expansion des Universums aufgrund der dunklen Energie. ⓘ

Physikalische Eigenschaften

Von den vier fundamentalen Wechselwirkungen ist die Gravitation auf astronomischen Längenskalen die dominierende. Die Auswirkungen der Gravitation sind kumulativ; im Gegensatz dazu heben sich die Auswirkungen positiver und negativer Ladungen in der Regel gegenseitig auf, so dass der Elektromagnetismus auf astronomischen Längenskalen relativ unbedeutend ist. Die beiden verbleibenden Wechselwirkungen, die schwache und die starke Kernkraft, nehmen mit der Entfernung sehr schnell ab; ihre Wirkungen beschränken sich hauptsächlich auf subatomare Längenskalen. ⓘ

Im Universum scheint es viel mehr Materie als Antimaterie zu geben, eine Asymmetrie, die möglicherweise mit der CP-Verletzung zusammenhängt. Dieses Ungleichgewicht zwischen Materie und Antimaterie ist teilweise für die Existenz der heute existierenden Materie verantwortlich, da sich Materie und Antimaterie, wenn sie beim Urknall gleichermaßen entstanden wären, gegenseitig vollständig vernichtet hätten und nur Photonen als Ergebnis ihrer Wechselwirkung übrig geblieben wären. Das Universum scheint auch weder einen Nettodrehimpuls noch einen Drehimpuls zu haben, was anerkannten physikalischen Gesetzen folgt, wenn das Universum endlich ist. Diese Gesetze sind das Gaußsche Gesetz und die Nicht-Divergenz des Spannungs-Energie-Drehimpuls-Pseudotensors. ⓘ

Größe und Regionen

Die von der Erde ausgestrahlten Fernsehsignale werden niemals die Ränder dieses Bildes erreichen. ⓘ

Nach der allgemeinen Relativitätstheorie können weit entfernte Regionen des Weltraums aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit und der ständigen Ausdehnung des Raums niemals mit der unseren in Wechselwirkung treten, auch nicht während der Lebensdauer des Universums. So können beispielsweise von der Erde gesendete Funksprüche einige Regionen des Weltraums nie erreichen, selbst wenn das Universum ewig existieren würde: Der Raum dehnt sich schneller aus, als das Licht ihn durchqueren kann. ⓘ

Der räumliche Bereich, der mit Teleskopen beobachtet werden kann, wird als das beobachtbare Universum bezeichnet, das vom Standort des Beobachters abhängt. Die Eigenentfernung - die Entfernung, die zu einem bestimmten Zeitpunkt, einschließlich der Gegenwart, gemessen würde - zwischen der Erde und dem Rand des beobachtbaren Universums beträgt 46 Milliarden Lichtjahre (14 Milliarden Parsecs), so dass der Durchmesser des beobachtbaren Universums etwa 93 Milliarden Lichtjahre (28 Milliarden Parsecs) beträgt. Die Entfernung, die das Licht vom Rand des beobachtbaren Universums zurückgelegt hat, kommt dem Alter des Universums mal der Lichtgeschwindigkeit sehr nahe, nämlich 13,8 Milliarden Lichtjahre (4,2×10⁹ pc), aber dies entspricht nicht der Entfernung zu einem bestimmten Zeitpunkt, da sich der Rand des beobachtbaren Universums und die Erde seitdem weiter voneinander entfernt haben. Zum Vergleich: Der Durchmesser einer typischen Galaxie beträgt 30.000 Lichtjahre (9.198 Parsec), und der typische Abstand zwischen zwei benachbarten Galaxien beträgt 3 Millionen Lichtjahre (919,8 Kiloparsec). Die Milchstraße hat beispielsweise einen Durchmesser von etwa 100.000-180.000 Lichtjahren, und die nächstgelegene Schwestergalaxie der Milchstraße, die Andromedagalaxie, ist etwa 2,5 Millionen Lichtjahre entfernt. ⓘ

Da wir den Raum jenseits der Grenze des beobachtbaren Universums nicht beobachten können, ist nicht bekannt, ob die Größe des Universums in seiner Gesamtheit endlich oder unendlich ist. Schätzungen gehen davon aus, dass das gesamte Universum, wenn es endlich ist, mehr als 250 Mal größer sein muss als das beobachtbare Universum. Einige umstrittene Schätzungen für die Gesamtgröße des Universums, falls es endlich ist, reichen bis zu $10^{10^{10^{122}}}$ Megaparsec, wie in einem Lösungsvorschlag des No-Boundary Proposal angedeutet. ⓘ

Anmerkung: Die Größenskalen sind teilweise überlappend. So existieren beispielsweise Monde, die Planeten an Größe übertreffen, oder Asteroiden, die wesentlich größer als manche Monde sind. ⓘ

Alter und Ausdehnung

Astronomen berechnen das Alter des Universums, indem sie davon ausgehen, dass das Lambda-CDM-Modell die Entwicklung des Universums von einem sehr gleichmäßigen, heißen, dichten Urzustand bis zu seinem heutigen Zustand genau beschreibt, und indem sie die kosmologischen Parameter messen, die das Modell ausmachen. Dieses Modell ist theoretisch gut verstanden und wird durch die jüngsten hochpräzisen astronomischen Beobachtungen wie WMAP und Planck unterstützt. Zu den Beobachtungen, die angepasst werden, gehören die Anisotropie des kosmischen Mikrowellenhintergrunds, die Helligkeits-Rotverschiebungs-Relation für Supernovae vom Typ Ia und die großräumige Galaxienhäufung, einschließlich der akustischen Baryonenschwingung. Andere Beobachtungen, wie die Hubble-Konstante, die Häufigkeit von Galaxienhaufen, schwaches Gravitationslinseneffekt und das Alter von Kugelsternhaufen, stimmen im Allgemeinen mit diesen Beobachtungen überein, was eine Überprüfung des Modells ermöglicht, sind aber derzeit weniger genau gemessen. Unter der Annahme, dass das Lambda-CDM-Modell korrekt ist, ergeben die Messungen der Parameter mit verschiedenen Techniken in zahlreichen Experimenten einen besten Wert für das Alter des Universums (Stand 2015) von 13,799 ± 0,021 Milliarden Jahren. ⓘ

Astronomen haben in der Milchstraßengalaxie Sterne entdeckt, die fast 13,6 Milliarden Jahre alt sind. ⓘ

Im Laufe der Zeit haben sich das Universum und sein Inhalt weiterentwickelt; so hat sich beispielsweise die relative Population von Quasaren und Galaxien verändert und der Raum selbst hat sich ausgedehnt. Aufgrund dieser Ausdehnung können Wissenschaftler auf der Erde das Licht einer 30 Milliarden Lichtjahre entfernten Galaxie beobachten, obwohl dieses Licht nur 13 Milliarden Jahre lang unterwegs war; der Raum zwischen ihnen hat sich ausgedehnt. Diese Ausdehnung steht im Einklang mit der Beobachtung, dass das Licht von fernen Galaxien rotverschoben ist; die ausgesandten Photonen wurden auf ihrer Reise auf längere Wellenlängen und niedrigere Frequenzen gestreckt. Analysen von Supernovae des Typs Ia deuten darauf hin, dass sich die räumliche Expansion beschleunigt. ⓘ

Je mehr Materie im Universum vorhanden ist, desto stärker ist die gegenseitige Anziehungskraft der Materie. Wäre das Universum zu dicht, würde es in eine Gravitationssingularität kollabieren. Enthält das Universum jedoch zu wenig Materie, wäre die Eigengravitation zu schwach, um astronomische Strukturen wie Galaxien oder Planeten zu bilden. Seit dem Urknall hat sich das Universum monoton ausgedehnt. Es ist vielleicht nicht überraschend, dass unser Universum genau die richtige Masse-Energie-Dichte hat, die etwa 5 Protonen pro Kubikmeter entspricht, so dass es sich in den letzten 13,8 Milliarden Jahren ausdehnen konnte und Zeit hatte, das heute beobachtete Universum zu bilden. ⓘ

Auf die Teilchen im Universum wirken dynamische Kräfte, die die Expansionsgeschwindigkeit beeinflussen. Vor 1998 ging man davon aus, dass die Expansionsrate aufgrund des Einflusses gravitativer Wechselwirkungen im Universum im Laufe der Zeit abnimmt; daher gibt es eine zusätzliche beobachtbare Größe im Universum, den so genannten Verzögerungsparameter, von dem die meisten Kosmologen annahmen, dass er positiv ist und mit der Materiedichte des Universums zusammenhängt. Im Jahr 1998 wurde der Verzögerungsparameter von zwei verschiedenen Gruppen als negativ, etwa -0,55, gemessen, was technisch gesehen bedeutet, dass die zweite Ableitung des kosmischen Skalenfaktors ${\ddot {a}}$ in den letzten 5-6 Milliarden Jahren positiv war. Diese Beschleunigung bedeutet jedoch nicht, dass der Hubble-Parameter derzeit ansteigt; siehe Verzögerungsparameter für weitere Einzelheiten. ⓘ

Raumzeit

Raumzeiten sind die Arenen, in denen alle physikalischen Ereignisse stattfinden. Die Grundelemente von Raumzeiten sind Ereignisse. In einer gegebenen Raumzeit ist ein Ereignis definiert als eine eindeutige Position zu einer eindeutigen Zeit. Eine Raumzeit ist die Vereinigung aller Ereignisse (so wie eine Linie die Vereinigung aller ihrer Punkte ist), die formal zu einer Mannigfaltigkeit organisiert sind. ⓘ

Ereignisse, wie Materie und Energie, krümmen die Raumzeit. Die gekrümmte Raumzeit hingegen zwingt Materie und Energie dazu, sich auf eine bestimmte Weise zu verhalten. Es macht keinen Sinn, das eine ohne das andere zu betrachten. ⓘ

Das Universum scheint ein glattes Raumzeitkontinuum zu sein, das aus drei räumlichen Dimensionen und einer zeitlichen Dimension (Zeit) besteht (ein Ereignis in der Raumzeit des physikalischen Universums kann daher durch einen Satz von vier Koordinaten identifiziert werden: (x, y, z, t). Im Durchschnitt wird beobachtet, dass der Raum nahezu flach ist (mit einer Krümmung nahe Null), was bedeutet, dass die euklidische Geometrie empirisch mit hoher Genauigkeit im größten Teil des Universums gilt. Die Raumzeit scheint auch eine einfach zusammenhängende Topologie zu haben, in Analogie zu einer Kugel, zumindest auf der Längenskala des beobachtbaren Universums. Die gegenwärtigen Beobachtungen können jedoch nicht ausschließen, dass das Universum mehr Dimensionen hat (was von Theorien wie der Stringtheorie postuliert wird) und dass seine Raumzeit eine mehrfach zusammenhängende globale Topologie aufweist, analog zu den zylindrischen oder toroidalen Topologien zweidimensionaler Räume. Die Raumzeit des Universums wird gewöhnlich aus einer euklidischen Perspektive interpretiert, wobei der Raum aus drei Dimensionen und die Zeit aus einer Dimension, der "vierten Dimension", besteht. Durch die Zusammenfassung von Raum und Zeit zu einer einzigen Mannigfaltigkeit, dem Minkowski-Raum, haben die Physiker eine Vielzahl physikalischer Theorien vereinfacht und die Funktionsweise des Universums sowohl auf supergalaktischer als auch auf subatomarer Ebene einheitlicher beschrieben. ⓘ

Die Ereignisse der Raumzeit sind räumlich und zeitlich nicht absolut definiert, sondern relativ zur Bewegung eines Beobachters. Der Minkowski-Raum ist eine Annäherung an das Universum ohne Schwerkraft; die pseudo-Riemannschen Mannigfaltigkeiten der allgemeinen Relativitätstheorie beschreiben die Raumzeit mit Materie und Schwerkraft. ⓘ

Form

Die drei möglichen Optionen für die Form des Universums ⓘ

Die allgemeine Relativitätstheorie beschreibt, wie die Raumzeit durch Masse und Energie (Schwerkraft) gekrümmt und verbogen wird. Die Topologie oder Geometrie des Universums umfasst sowohl die lokale Geometrie im beobachtbaren Universum als auch die globale Geometrie. Kosmologen arbeiten häufig mit einem bestimmten raumähnlichen Ausschnitt der Raumzeit, den sogenannten Bewegungskoordinaten. Der Abschnitt der Raumzeit, der beobachtet werden kann, ist der Rückwärtslichtkegel, der den kosmologischen Horizont abgrenzt. Der kosmologische Horizont (auch Teilchenhorizont oder Lichthorizont genannt) ist die maximale Entfernung, die Teilchen im Alter des Universums zum Beobachter zurückgelegt haben können. Dieser Horizont stellt die Grenze zwischen den beobachtbaren und den unbeobachtbaren Bereichen des Universums dar. Die Existenz, die Eigenschaften und die Bedeutung eines kosmologischen Horizonts hängen von dem jeweiligen kosmologischen Modell ab. ⓘ

Ein wichtiger Parameter, der die zukünftige Entwicklung der Universumstheorie bestimmt, ist der Dichteparameter Omega (Ω), definiert als die durchschnittliche Materiedichte des Universums geteilt durch einen kritischen Wert dieser Dichte. Damit wird eine von drei möglichen Geometrien ausgewählt, je nachdem, ob Ω gleich, kleiner oder größer als 1 ist. Diese werden als flaches, offenes bzw. geschlossenes Universum bezeichnet. ⓘ

Beobachtungen wie die des Cosmic Background Explorer (COBE), der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) und der Planck-Karten des CMB deuten darauf hin, dass das Universum eine unendliche Ausdehnung und ein endliches Alter hat, wie es die Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-Modelle (FLRW) beschreiben. Diese FLRW-Modelle unterstützen somit inflationäre Modelle und das Standardmodell der Kosmologie, das ein flaches, homogenes Universum beschreibt, das derzeit von dunkler Materie und dunkler Energie dominiert wird. ⓘ

Unterstützung des Lebens

Die Hypothese des fein abgestimmten Universums besagt, dass die Bedingungen, die die Existenz von beobachtbarem Leben im Universum ermöglichen, nur dann gegeben sind, wenn bestimmte universelle physikalische Grundkonstanten innerhalb eines sehr engen Wertebereichs liegen, so dass es unwahrscheinlich ist, dass das Universum für die Entstehung und Entwicklung von Materie, astronomischen Strukturen, elementarer Vielfalt oder Leben, wie wir es verstehen, förderlich gewesen wäre, wenn eine von mehreren Grundkonstanten nur geringfügig anders gewesen wäre. Die These wird von Philosophen, Wissenschaftlern, Theologen und Anhängern des Kreationismus diskutiert. ⓘ

Zusammensetzung

Das Universum besteht fast vollständig aus dunkler Energie, dunkler Materie und gewöhnlicher Materie. Weitere Bestandteile sind elektromagnetische Strahlung (die schätzungsweise zwischen 0,005 % und fast 0,01 % der gesamten Masseenergie des Universums ausmacht) und Antimaterie. ⓘ

Die Anteile aller Arten von Materie und Energie haben sich im Laufe der Geschichte des Universums verändert. Die Gesamtmenge der im Universum erzeugten elektromagnetischen Strahlung hat sich in den letzten 2 Milliarden Jahren um die Hälfte verringert. Heute macht die gewöhnliche Materie, zu der Atome, Sterne, Galaxien und Leben gehören, nur noch 4,9 % des Inhalts des Universums aus. Die derzeitige Gesamtdichte dieser Art von Materie ist sehr gering, etwa 4,5 × 10-31 Gramm pro Kubikzentimeter, was einer Dichte in der Größenordnung von nur einem Proton pro vier Kubikmeter Volumen entspricht. Die Natur sowohl der dunklen Energie als auch der dunklen Materie ist unbekannt. Die dunkle Materie, eine mysteriöse Form der Materie, die noch nicht identifiziert wurde, macht 26,8 % des kosmischen Inhalts aus. Die dunkle Energie, die die Energie des leeren Raums ist und die Expansion des Universums beschleunigt, macht die restlichen 68,3 % des Inhalts aus. ⓘ

Die Bildung von Haufen und großräumigen Filamenten im Modell der kalten dunklen Materie mit dunkler Energie. Die Bilder zeigen die Entwicklung der Strukturen in einer Box von 43 Millionen Parsec (oder 140 Millionen Lichtjahren) von der Rotverschiebung 30 bis zur gegenwärtigen Epoche (oben links z=30 bis unten rechts z=0). ⓘ

Eine Karte der Superhaufen und Leerräume in Erdnähe ⓘ

Materie, dunkle Materie und dunkle Energie sind über Längenskalen von mehr als 300 Millionen Lichtjahren gleichmäßig im Universum verteilt. Auf kürzeren Längenskalen neigt die Materie jedoch dazu, sich hierarchisch zu verklumpen; viele Atome werden zu Sternen verdichtet, die meisten Sterne zu Galaxien, die meisten Galaxien zu Haufen, Superhaufen und schließlich zu großräumigen galaktischen Filamenten. Das beobachtbare Universum enthält bis zu 200 Milliarden Galaxien und insgesamt schätzungsweise 1×10²⁴ Sterne (mehr Sterne als alle Sandkörner auf der Erde). Typische Galaxien reichen von Zwergen mit nur zehn Millionen (10⁷) Sternen bis zu Giganten mit einer Billion (10¹²) Sternen. Zwischen den größeren Strukturen befinden sich Leerräume, die typischerweise einen Durchmesser von 10-150 Mpc (33 Millionen-490 Millionen ly) haben. Die Milchstraße ist Teil der Lokalen Gruppe von Galaxien, die wiederum zum Laniakea-Superhaufen gehört. Dieser Superhaufen erstreckt sich über 500 Millionen Lichtjahre, während sich die Lokale Gruppe über 10 Millionen Lichtjahre erstreckt. Das Universum weist auch riesige Regionen relativer Leere auf; die größte bekannte Leere misst 1,8 Milliarden ly (550 Mpc). ⓘ

Vergleich des Inhalts des Universums heute und 380 000 Jahre nach dem Urknall, gemessen mit 5-Jahres-WMAP-Daten (von 2008). (Aufgrund von Rundungsfehlern beträgt die Summe dieser Zahlen nicht 100 %). Dies spiegelt die Grenzen von WMAPs Fähigkeit wider, dunkle Materie und dunkle Energie zu definieren. ⓘ

Das beobachtbare Universum ist auf Skalen, die deutlich größer sind als Supercluster, isotrop, d. h. die statistischen Eigenschaften des Universums sind in allen Richtungen gleich, wie von der Erde aus beobachtet. Das Universum ist in hochgradig isotrope Mikrowellenstrahlung getaucht, die einem thermischen Gleichgewichtsschwarzkörperspektrum von etwa 2,72548 Kelvin entspricht. Die Hypothese, dass das großräumige Universum homogen und isotrop ist, ist als kosmologisches Prinzip bekannt. Ein Universum, das sowohl homogen als auch isotrop ist, sieht aus allen Blickwinkeln gleich aus und hat kein Zentrum. ⓘ

Dunkle Energie

Eine Erklärung dafür, warum sich die Expansion des Universums beschleunigt, ist nach wie vor schwer zu finden. Sie wird häufig der "dunklen Energie" zugeschrieben, einer unbekannten Form von Energie, die den Raum durchdringen soll. Auf der Basis der Masse-Energie-Äquivalenz ist die Dichte der dunklen Energie (~ 7 × 10-30 g/cm³) viel geringer als die Dichte der gewöhnlichen Materie oder der dunklen Materie in Galaxien. In der gegenwärtigen Ära der dunklen Energie dominiert sie jedoch die Masse-Energie des Universums, da sie im gesamten Raum gleichförmig ist. ⓘ

Zwei Formen der dunklen Energie werden vorgeschlagen: die kosmologische Konstante, eine konstante Energiedichte, die den Raum homogen ausfüllt, und Skalarfelder wie die Quintessenz oder Moduli, dynamische Größen, deren Energiedichte in Zeit und Raum variieren kann. Beiträge von Skalarfeldern, die im Raum konstant sind, werden in der Regel in die kosmologische Konstante mit einbezogen. Die kosmologische Konstante kann als Äquivalent zur Vakuumenergie formuliert werden. Skalare Felder, die nur eine geringe räumliche Inhomogenität aufweisen, wären nur schwer von einer kosmologischen Konstante zu unterscheiden. ⓘ

Dunkle Materie

Dunkle Materie ist eine hypothetische Art von Materie, die für das gesamte elektromagnetische Spektrum unsichtbar ist, aber den größten Teil der Materie im Universum ausmacht. Die Existenz und die Eigenschaften der dunklen Materie werden aus ihren Gravitationswirkungen auf sichtbare Materie, Strahlung und die großräumige Struktur des Universums abgeleitet. Abgesehen von Neutrinos, einer Form von heißer dunkler Materie, wurde dunkle Materie nicht direkt nachgewiesen, was sie zu einem der größten Rätsel der modernen Astrophysik macht. Dunkle Materie emittiert oder absorbiert weder Licht noch andere elektromagnetische Strahlung in nennenswertem Umfang. Es wird geschätzt, dass die dunkle Materie 26,8 % der gesamten Masse-Energie und 84,5 % der gesamten Materie im Universum ausmacht. ⓘ

Gewöhnliche Materie

Die verbleibenden 4,9 % der Masse-Energie des Universums sind gewöhnliche Materie, d. h. Atome, Ionen, Elektronen und die Objekte, die sie bilden. Zu dieser Materie gehören die Sterne, die fast das gesamte Licht erzeugen, das wir von den Galaxien sehen, sowie das interstellare Gas im interstellaren und intergalaktischen Medium, die Planeten und alle Gegenstände des täglichen Lebens, an die wir stoßen, die wir berühren oder quetschen können. Tatsächlich ist der größte Teil der gewöhnlichen Materie im Universum unsichtbar, denn die sichtbaren Sterne und das Gas in Galaxien und Galaxienhaufen machen weniger als 10 % des Beitrags der gewöhnlichen Materie zur Masse-Energie-Dichte des Universums aus. ⓘ

Gewöhnliche Materie existiert im Allgemeinen in vier Zuständen (oder Phasen): fest, flüssig, gasförmig und Plasma. Durch Fortschritte bei den experimentellen Techniken wurden jedoch weitere, bisher theoretische Phasen entdeckt, wie Bose-Einstein-Kondensate und fermionische Kondensate. ⓘ

Gewöhnliche Materie setzt sich aus zwei Arten von Elementarteilchen zusammen: Quarks und Leptonen. Das Proton beispielsweise besteht aus zwei Up-Quarks und einem Down-Quark, das Neutron aus zwei Down-Quarks und einem Up-Quark, und das Elektron ist eine Art Lepton. Ein Atom besteht aus einem Atomkern, der sich aus Protonen und Neutronen zusammensetzt, und Elektronen, die den Kern umkreisen. Da der größte Teil der Masse eines Atoms in seinem Kern konzentriert ist, der aus Baryonen besteht, verwenden Astronomen oft den Begriff baryonische Materie, um gewöhnliche Materie zu beschreiben, obwohl ein kleiner Teil dieser "baryonischen Materie" aus Elektronen besteht. ⓘ

Kurz nach dem Urknall bildeten sich die ersten Protonen und Neutronen aus dem Quark-Gluon-Plasma des frühen Universums, das sich auf unter zwei Billionen Grad abkühlte. Wenige Minuten später bildeten sich in einem als Urknall-Nukleosynthese bezeichneten Prozess Kerne aus den Urprotonen und -neutronen. Bei dieser Nukleosynthese bildeten sich leichtere Elemente mit kleinen Ordnungszahlen bis hin zu Lithium und Beryllium, während die Häufigkeit schwererer Elemente mit steigender Ordnungszahl stark abnahm. Möglicherweise bildete sich zu dieser Zeit etwas Bor, aber das nächst schwerere Element, Kohlenstoff, wurde nicht in nennenswerten Mengen gebildet. Die Nukleosynthese des Urknalls kam nach etwa 20 Minuten zum Erliegen, da die Temperatur und die Dichte des sich ausdehnenden Universums rasch abnahmen. Die anschließende Bildung schwererer Elemente erfolgte durch stellare Nukleosynthese und Supernova-Nukleosynthese. ⓘ

Teilchen

Standardmodell der Elementarteilchen: die 12 fundamentalen Fermionen und 4 fundamentalen Bosonen. Braune Schleifen zeigen an, welche Bosonen (rot) mit welchen Fermionen (lila und grün) gekoppelt sind. In den Spalten sind drei Generationen von Materie (Fermionen) und eine Generation von Kräften (Bosonen) dargestellt. In den ersten drei Spalten enthalten zwei Reihen Quarks und zwei Leptonen. Die oberen beiden Spalten enthalten up- (u) und down-Quarks (d), charm- (c) und strange-Quarks (s), top- (t) und bottom-Quarks (b) sowie Photonen (γ) und Gluonen (g). Die Spalten der unteren beiden Reihen enthalten das Elektronenneutrino (νe) und das Elektron (e), das Myonenneutrino (ν_μ) und das Myon (μ), das Tau-Neutrino (ν_τ) und das Tau (τ) sowie die Z⁰- und W^±-Träger der schwachen Kraft. Für jedes Teilchen werden Masse, Ladung und Spin angegeben. ⓘ

Die gewöhnliche Materie und die Kräfte, die auf die Materie wirken, können mit Hilfe von Elementarteilchen beschrieben werden. Diese Teilchen werden manchmal als fundamental bezeichnet, da sie eine unbekannte Substruktur haben und nicht bekannt ist, ob sie aus kleineren und noch fundamentaleren Teilchen bestehen. Von zentraler Bedeutung ist das Standardmodell, eine Theorie, die sich mit den elektromagnetischen Wechselwirkungen sowie der schwachen und starken Kernwechselwirkung befasst. Das Standardmodell wird durch die experimentelle Bestätigung der Existenz der Teilchen gestützt, aus denen die Materie besteht: Quarks und Leptonen und ihre entsprechenden "Antimaterie"-Duale sowie die Kraftteilchen, die die Wechselwirkungen vermitteln: das Photon, die W- und Z-Bosonen und das Gluon. Das Standardmodell sagte die Existenz des kürzlich entdeckten Higgs-Bosons voraus, ein Teilchen, das eine Manifestation eines Feldes im Universum ist, das Teilchen mit Masse ausstatten kann. Aufgrund seines Erfolgs bei der Erklärung einer Vielzahl von experimentellen Ergebnissen wird das Standardmodell manchmal als "Theorie von fast allem" bezeichnet. Das Standardmodell berücksichtigt jedoch nicht die Gravitation. Eine echte Kraft-Teilchen-"Theorie von allem" wurde noch nicht erreicht. ⓘ

Hadronen

Ein Hadron ist ein zusammengesetztes Teilchen, das aus Quarks besteht, die durch die starke Kraft zusammengehalten werden. Hadronen werden in zwei Familien eingeteilt: Baryonen (z. B. Protonen und Neutronen), die aus drei Quarks bestehen, und Mesonen (z. B. Pionen), die aus einem Quark und einem Antiquark bestehen. Von den Hadronen sind die Protonen stabil, und die in den Atomkernen gebundenen Neutronen sind stabil. Die anderen Hadronen sind unter normalen Bedingungen instabil und daher unbedeutende Bestandteile des modernen Universums. Etwa 10-6 Sekunden nach dem Urknall, während einer Periode, die als Hadronenepoche bezeichnet wird, war die Temperatur des Universums so weit gesunken, dass sich Quarks zu Hadronen verbinden konnten, und die Masse des Universums wurde von Hadronen dominiert. Anfangs war die Temperatur hoch genug, um die Bildung von Hadron/Anti-Hadron-Paaren zu ermöglichen, die Materie und Antimaterie im thermischen Gleichgewicht hielten. Als die Temperatur des Universums jedoch weiter sank, wurden keine Hadron/Anti-Hadron-Paare mehr gebildet. Die meisten Hadronen und Anti-Hadronen wurden dann in Teilchen-Antiteilchen-Annihilationsreaktionen eliminiert, so dass ein kleiner Rest von Hadronen übrig blieb, als das Universum etwa eine Sekunde alt war. ⓘ

Leptonen

Ein Lepton ist ein elementares Teilchen mit halbzahligem Spin, das keine starke Wechselwirkung erfährt, aber dem Pauli-Ausschlussprinzip unterliegt; keine zwei Leptonen derselben Art können sich zur gleichen Zeit in genau demselben Zustand befinden. Es gibt zwei Hauptklassen von Leptonen: geladene Leptonen (auch als elektronenähnliche Leptonen bekannt) und neutrale Leptonen (besser bekannt als Neutrinos). Elektronen sind stabil und die häufigsten geladenen Leptonen im Universum, während Myonen und Taus instabile Teilchen sind, die schnell zerfallen, nachdem sie in hochenergetischen Kollisionen, z. B. mit kosmischer Strahlung oder in Teilchenbeschleunigern, erzeugt wurden. Geladene Leptonen können sich mit anderen Teilchen verbinden, um verschiedene zusammengesetzte Teilchen wie Atome und Positronium zu bilden. Das Elektron beherrscht fast die gesamte Chemie, da es in Atomen vorkommt und direkt mit allen chemischen Eigenschaften verbunden ist. Neutrinos treten nur selten in Wechselwirkung mit anderen Teilchen und werden daher auch nur selten beobachtet. Neutrinos strömen durch das Universum, treten aber nur selten mit normaler Materie in Wechselwirkung. ⓘ

Die Leptonenepoche war der Zeitraum in der Entwicklung des frühen Universums, in dem die Leptonen die Masse des Universums dominierten. Sie begann etwa 1 Sekunde nach dem Urknall, nachdem sich die meisten Hadronen und Anti-Hadronen am Ende der Hadronenepoche gegenseitig vernichtet hatten. Während der Leptonenepoche war die Temperatur des Universums noch hoch genug, um Lepton/Antilepton-Paare zu erzeugen, so dass sich Leptonen und Antileptonen im thermischen Gleichgewicht befanden. Etwa 10 Sekunden nach dem Urknall war die Temperatur des Universums so weit gesunken, dass keine Lepton-Anti-Lepton-Paare mehr entstanden. Die meisten Leptonen und Antileptonen wurden dann durch Annihilationsreaktionen eliminiert, wobei ein kleiner Rest von Leptonen übrig blieb. Die Masse des Universums wurde dann von Photonen dominiert, als es in die folgende Photonen-Epoche eintrat. ⓘ

Photonen

Ein Photon ist das Quantum des Lichts und aller anderen Formen elektromagnetischer Strahlung. Es ist der Kraftträger für die elektromagnetische Kraft, auch wenn sie durch virtuelle Photonen statisch ist. Die Auswirkungen dieser Kraft sind sowohl auf mikroskopischer als auch auf makroskopischer Ebene leicht zu beobachten, da das Photon eine Ruhemasse von Null hat; dies ermöglicht Wechselwirkungen über große Entfernungen. Wie alle Elementarteilchen lassen sich auch Photonen derzeit am besten durch die Quantenmechanik erklären und weisen den Welle-Teilchen-Dualismus auf, d. h. sie haben sowohl Wellen- als auch Teilcheneigenschaften. ⓘ

Die Photonenepoche begann, nachdem die meisten Leptonen und Antileptonen am Ende der Leptonenepoche, etwa 10 Sekunden nach dem Urknall, vernichtet worden waren. In den ersten Minuten der Photonenepoche wurden im Prozess der Nukleosynthese Atomkerne erzeugt. Für den Rest der Photonenepoche bestand das Universum aus einem heißen, dichten Plasma aus Atomkernen, Elektronen und Photonen. Etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall sank die Temperatur des Universums auf einen Punkt, an dem sich Kerne mit Elektronen zu neutralen Atomen verbinden konnten. Dies hatte zur Folge, dass Photonen nicht mehr häufig mit der Materie wechselwirkten und das Universum transparent wurde. Die stark rotverschobenen Photonen aus dieser Zeit bilden den kosmischen Mikrowellenhintergrund. Winzige Temperatur- und Dichteschwankungen, die im CMB nachweisbar sind, waren die frühen "Keime", aus denen sich alle späteren Strukturen bildeten.

Kosmologische Modelle

Modell des Universums auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie

Die allgemeine Relativitätstheorie ist die von Albert Einstein 1915 veröffentlichte geometrische Theorie der Gravitation und die aktuelle Beschreibung der Gravitation in der modernen Physik. Sie ist die Grundlage der aktuellen kosmologischen Modelle des Universums. Die allgemeine Relativitätstheorie verallgemeinert die spezielle Relativitätstheorie und das Newtonsche Gesetz der universellen Gravitation und liefert eine einheitliche Beschreibung der Gravitation als geometrische Eigenschaft von Raum und Zeit, oder Raumzeit. Insbesondere steht die Krümmung der Raumzeit in direktem Zusammenhang mit der Energie und dem Impuls der Materie und der Strahlung, die vorhanden sind. Diese Beziehung wird durch die Einsteinschen Feldgleichungen, ein System partieller Differentialgleichungen, beschrieben. In der allgemeinen Relativitätstheorie bestimmt die Verteilung von Materie und Energie die Geometrie der Raumzeit, die ihrerseits die Beschleunigung der Materie beschreibt. Daher beschreiben die Lösungen der Einstein-Feldgleichungen die Entwicklung des Universums. In Verbindung mit Messungen der Menge, Art und Verteilung der Materie im Universum beschreiben die Gleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie die Entwicklung des Universums im Laufe der Zeit. ⓘ

Unter der Annahme des kosmologischen Prinzips, dass das Universum überall homogen und isotrop ist, ist eine spezifische Lösung der Feldgleichungen, die das Universum beschreibt, der metrische Tensor, die Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-Metrik,

$ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2}}}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)$

wobei (r, θ, φ) einem sphärischen Koordinatensystem entspricht. Diese Metrik hat nur zwei unbestimmte Parameter. Ein dimensionsloser Längenskalenfaktor R beschreibt die Größenskala des Universums in Abhängigkeit von der Zeit; eine Zunahme von R bedeutet die Expansion des Universums. Ein Krümmungsindex k beschreibt die Geometrie. Der Index k ist so definiert, dass er nur einen von drei Werten annehmen kann: 0, was einer flachen euklidischen Geometrie entspricht; 1, was einem Raum mit positiver Krümmung entspricht; oder -1, was einem Raum mit positiver oder negativer Krümmung entspricht. Der Wert von R als Funktion der Zeit t hängt von k und der kosmologischen Konstante Λ ab. Die kosmologische Konstante stellt die Energiedichte des Vakuums im Raum dar und könnte mit der dunklen Energie in Verbindung gebracht werden. Die Gleichung, die beschreibt, wie sich R mit der Zeit verändert, ist nach ihrem Erfinder, Alexander Friedmann, als Friedmann-Gleichung bekannt. ⓘ

Die Lösungen für R(t) hängen von k und Λ ab, aber einige qualitative Merkmale solcher Lösungen sind allgemein. Erstens und vor allem kann die Längenskala R des Universums nur dann konstant bleiben, wenn das Universum vollkommen isotrop und positiv gekrümmt ist (k=1) und überall genau den gleichen Dichtewert hat, wie Albert Einstein erstmals feststellte. Dieses Gleichgewicht ist jedoch instabil: Da das Universum auf kleineren Skalen inhomogen ist, muss sich R mit der Zeit ändern. Wenn sich R ändert, ändern sich alle räumlichen Entfernungen im Universum gleichzeitig; es kommt zu einer allgemeinen Ausdehnung oder Kontraktion des Raums. Dies erklärt die Beobachtung, dass Galaxien scheinbar auseinanderfliegen; der Raum zwischen ihnen dehnt sich aus. Die Ausdehnung des Raums erklärt auch das scheinbare Paradoxon, dass zwei Galaxien 40 Milliarden Lichtjahre voneinander entfernt sein können, obwohl sie vor 13,8 Milliarden Jahren vom selben Punkt aus gestartet sind und sich nie schneller als mit Lichtgeschwindigkeit bewegt haben. ⓘ

Zweitens deuten alle Lösungen darauf hin, dass es in der Vergangenheit eine Gravitationssingularität gab, als R auf Null ging und Materie und Energie unendlich dicht waren. Diese Schlussfolgerung mag unsicher erscheinen, da sie auf den fragwürdigen Annahmen der perfekten Homogenität und Isotropie (dem kosmologischen Prinzip) beruht und nur die Gravitationswechselwirkung von Bedeutung ist. Die Singularitätstheoreme von Penrose und Hawking zeigen jedoch, dass eine Singularität unter sehr allgemeinen Bedingungen existieren sollte. Nach den Einsteinschen Feldgleichungen wuchs R daher schnell aus einem unvorstellbar heißen, dichten Zustand, der unmittelbar nach dieser Singularität (als R einen kleinen, endlichen Wert hatte) existierte; dies ist die Essenz des Urknallmodells des Universums. Um die Singularität des Urknalls zu verstehen, ist wahrscheinlich eine Quantentheorie der Schwerkraft erforderlich, die noch nicht formuliert wurde. ⓘ

Drittens bestimmt der Krümmungsindex k das Vorzeichen der mittleren räumlichen Krümmung der Raumzeit, gemittelt über ausreichend große Längenskalen (größer als etwa eine Milliarde Lichtjahre). Wenn k=1 ist, ist die Krümmung positiv und das Universum hat ein endliches Volumen. Ein Universum mit positiver Krümmung wird häufig als eine dreidimensionale Kugel in einem vierdimensionalen Raum dargestellt. Umgekehrt hat das Universum ein unendliches Volumen, wenn k null oder negativ ist. Es mag widersinnig erscheinen, dass ein unendliches und doch unendlich dichtes Universum in einem einzigen Augenblick beim Urknall entstehen könnte, wenn R=0 ist, aber genau das wird mathematisch vorhergesagt, wenn k ungleich 1 ist. In Analogie dazu hat eine unendliche Ebene eine Krümmung von Null, aber eine unendliche Fläche, während ein unendlicher Zylinder in einer Richtung endlich ist und ein Torus in beiden Richtungen endlich ist. Ein torusförmiges Universum könnte sich wie ein normales Universum mit periodischen Randbedingungen verhalten. ⓘ

Das endgültige Schicksal des Universums ist noch unbekannt, da es entscheidend vom Krümmungsindex k und der kosmologischen Konstante Λ abhängt. Wäre das Universum hinreichend dicht, wäre k gleich +1, was bedeutet, dass seine durchschnittliche Krümmung durchweg positiv ist und das Universum schließlich in einem Big Crunch wieder zusammenfällt und möglicherweise ein neues Universum in einem Big Bounce entsteht. Wäre das Universum dagegen unzureichend dicht, wäre k gleich 0 oder -1, und das Universum würde sich ewig ausdehnen, abkühlen und schließlich das Große Eis und den Wärmetod des Universums erreichen. Moderne Daten deuten darauf hin, dass die Expansionsrate des Universums nicht, wie ursprünglich erwartet, abnimmt, sondern zunimmt; wenn dies unendlich lange anhält, könnte das Universum schließlich einen Großen Riss erreichen. Nach den Beobachtungen scheint das Universum flach zu sein (k = 0), mit einer Gesamtdichte, die sehr nahe an dem kritischen Wert zwischen Rückfall und ewiger Expansion liegt. ⓘ

Multiversum-Hypothese

Einige spekulative Theorien gehen davon aus, dass unser Universum nur eines von mehreren unzusammenhängenden Universen ist, die zusammen als Multiversum bezeichnet werden und engere Definitionen des Universums in Frage stellen oder ergänzen. Wissenschaftliche Multiversenmodelle unterscheiden sich von Konzepten wie alternativen Bewusstseinsebenen und simulierter Realität. ⓘ

Max Tegmark entwickelte ein vierteiliges Klassifizierungsschema für die verschiedenen Arten von Multiversen, die Wissenschaftler als Antwort auf verschiedene Probleme der Physik vorgeschlagen haben. Ein Beispiel für ein solches Multiversum ist dasjenige, das sich aus dem chaotischen Inflationsmodell des frühen Universums ergibt. Ein anderes ist das Multiversum, das sich aus der Viele-Welten-Interpretation der Quantenmechanik ergibt. In dieser Interpretation werden parallele Welten auf ähnliche Weise wie Quantensuperposition und Dekohärenz erzeugt, wobei alle Zustände der Wellenfunktionen in separaten Welten realisiert werden. In der Viele-Welten-Interpretation entwickelt sich das Multiversum tatsächlich als universelle Wellenfunktion. Wenn der Urknall, der unser Multiversum hervorgebracht hat, ein Ensemble von Multiversen geschaffen hat, wäre die Wellenfunktion des Ensembles in diesem Sinne verschränkt. ⓘ

Die am wenigsten umstrittene, aber immer noch höchst umstrittene Kategorie von Multiversen in Tegmarks Schema ist Stufe I. Die Multiversen dieser Stufe setzen sich aus weit entfernten Raumzeitereignissen "in unserem eigenen Universum" zusammen. Tegmark und andere haben argumentiert, dass, wenn der Raum unendlich oder hinreichend groß und gleichförmig ist, identische Instanzen der Geschichte des gesamten Hubble-Volumens der Erde in regelmäßigen Abständen auftreten, einfach durch Zufall. Tegmark hat berechnet, dass unser nächster so genannter Doppelgänger 10¹⁰¹¹⁵ Meter von uns entfernt ist (eine doppelte Exponentialfunktion, die größer ist als ein Googolplex). Die verwendeten Argumente sind jedoch spekulativer Natur. Außerdem wäre es unmöglich, die Existenz eines identischen Hubble-Volumens wissenschaftlich zu überprüfen. ⓘ

Man kann sich unverbundene Raumzeiten vorstellen, die zwar existieren, aber nicht miteinander interagieren können. Eine leicht zu visualisierende Metapher für dieses Konzept ist eine Gruppe getrennter Seifenblasen, in der Beobachter, die in einer Seifenblase leben, nicht einmal im Prinzip mit denen in anderen Seifenblasen interagieren können. Nach einer gängigen Terminologie wird jede "Seifenblase" der Raumzeit als Universum bezeichnet, während unsere spezielle Raumzeit als das Universum bezeichnet wird, so wie wir unseren Mond als Mond bezeichnen. Die gesamte Ansammlung dieser einzelnen Raumzeiten wird als Multiversum bezeichnet. Mit dieser Terminologie sind die verschiedenen Universen nicht kausal miteinander verbunden. Im Prinzip können die anderen unverbundenen Universen unterschiedliche Dimensionalitäten und Topologien der Raumzeit, unterschiedliche Formen von Materie und Energie sowie unterschiedliche physikalische Gesetze und physikalische Konstanten haben, obwohl solche Möglichkeiten rein spekulativ sind. Andere betrachten jede der verschiedenen Blasen, die im Rahmen der chaotischen Inflation entstanden sind, als separate Universen, obwohl diese Universen in diesem Modell alle einen gemeinsamen kausalen Ursprung haben. ⓘ

Historische Auffassungen

In der Geschichte gab es viele Vorstellungen vom Kosmos (Kosmologien) und seinem Ursprung (Kosmogonien). Theorien über ein unpersönliches Universum, das von physikalischen Gesetzen bestimmt wird, wurden zuerst von den Griechen und Indern aufgestellt. Die alte chinesische Philosophie vertrat die Auffassung, dass das Universum sowohl den gesamten Raum als auch die gesamte Zeit umfasst. Im Laufe der Jahrhunderte führten Verbesserungen bei astronomischen Beobachtungen und Theorien über Bewegung und Gravitation zu immer genaueren Beschreibungen des Universums. Die moderne Ära der Kosmologie begann mit Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie von 1915, die es ermöglichte, den Ursprung, die Entwicklung und das Ende des Universums als Ganzes quantitativ vorherzusagen. Die meisten modernen, anerkannten Theorien der Kosmologie beruhen auf der allgemeinen Relativitätstheorie und insbesondere auf dem vorhergesagten Urknall. ⓘ

Mythologien

Viele Kulturen haben Geschichten, die den Ursprung der Welt und des Universums beschreiben. Im Allgemeinen wird diesen Geschichten ein gewisser Wahrheitsgehalt zugeschrieben. Unter denjenigen, die an einen übernatürlichen Ursprung glauben, gibt es jedoch viele unterschiedliche Vorstellungen darüber, wie diese Geschichten zu verstehen sind. Sie reichen von einem Gott, der das Universum in seiner jetzigen Form direkt erschaffen hat, bis hin zu einem Gott, der lediglich die "Räder in Bewegung" gesetzt hat (z. B. durch Mechanismen wie den Urknall und die Evolution). ⓘ

Ethnologen und Anthropologen, die sich mit Mythen beschäftigen, haben verschiedene Klassifizierungsschemata für die verschiedenen Themen entwickelt, die in Schöpfungsgeschichten vorkommen. So wird in einer Art von Geschichte die Welt aus einem Weltenei geboren; solche Geschichten sind beispielsweise das finnische Epos Kalevala, die chinesische Geschichte von Pangu oder das indische Brahmanda Purana. In verwandten Geschichten wird das Universum von einer einzelnen Entität erschaffen, die etwas aus sich selbst heraus ausstrahlt oder hervorbringt, wie im Konzept des tibetischen Buddhismus von Adi-Buddha, in der altgriechischen Geschichte von Gaia (Mutter Erde), im Mythos der aztekischen Göttin Coatlicue, in der Geschichte des altägyptischen Gottes Atum und in der jüdisch-christlichen Schöpfungserzählung der Genesis, in der der abrahamitische Gott das Universum erschuf. In einer anderen Art von Geschichte wird das Universum durch die Vereinigung von männlichen und weiblichen Gottheiten geschaffen, wie in der Maori-Geschichte von Rangi und Papa. In anderen Geschichten wird das Universum aus bereits vorhandenem Material erschaffen, z. B. aus dem Leichnam eines toten Gottes - wie aus Tiamat im babylonischen Epos Enuma Elish oder aus dem Riesen Ymir in der nordischen Mythologie - oder aus chaotischem Material, wie in Izanagi und Izanami in der japanischen Mythologie. In anderen Geschichten geht das Universum von grundlegenden Prinzipien aus, wie Brahman und Prakrti, dem Schöpfungsmythos der Serer oder dem Yin und Yang des Tao. ⓘ

Philosophische Modelle

Die vorsokratischen griechischen Philosophen und die indischen Philosophen entwickelten einige der frühesten philosophischen Konzepte des Universums. Die ersten griechischen Philosophen stellten fest, dass der Schein trügen kann, und versuchten, die zugrunde liegende Realität hinter dem Schein zu verstehen. Sie bemerkten insbesondere die Fähigkeit der Materie, ihre Form zu verändern (z. B. von Eis zu Wasser zu Dampf), und mehrere Philosophen schlugen vor, dass alle physischen Materialien in der Welt verschiedene Formen eines einzigen Urmaterials, der Arche, sind. Der erste, der dies tat, war Thales, der vorschlug, dass dieser Stoff Wasser sei. Anaximander, ein Schüler von Thales, schlug vor, dass alles aus dem grenzenlosen Apeiron stammt. Anaximenes vertrat die Ansicht, dass der Urstoff Luft sei, und zwar aufgrund seiner wahrgenommenen anziehenden und abstoßenden Eigenschaften, die dazu führen, dass sich die Arche in verschiedene Formen kondensiert oder dissoziiert. Anaxagoras schlug das Prinzip des Nous (Geist) vor, während Heraklit das Feuer vorschlug (und von logos sprach). Empedokles schlug als Elemente die Erde, das Wasser, die Luft und das Feuer vor. Sein Vier-Elemente-Modell wurde sehr populär. Wie Pythagoras glaubte auch Platon, dass alle Dinge aus Zahlen bestehen, wobei die Elemente des Empedokles die Form der platonischen Körper annahmen. Demokrit und spätere Philosophen - vor allem Leucippus - schlugen vor, dass das Universum aus unteilbaren Atomen besteht, die sich durch eine Leere (Vakuum) bewegen, obwohl Aristoteles dies nicht für möglich hielt, da Luft wie Wasser der Bewegung einen Widerstand entgegensetzt. Luft würde sofort einströmen, um eine Leere auszufüllen, und zwar ohne Widerstand und mit unendlicher Geschwindigkeit. ⓘ

Obwohl Heraklit für den ewigen Wandel plädierte, machte sein Zeitgenosse Parmenides den radikalen Vorschlag, dass aller Wandel eine Illusion ist, dass die wahre, zugrunde liegende Realität ewig unveränderlich und von einer einzigen Natur ist. Parmenides bezeichnete diese Wirklichkeit als τὸ ἐν (Das Eine). Parmenides' Idee erschien vielen Griechen unplausibel, doch sein Schüler Zenon von Elea forderte sie mit mehreren berühmten Paradoxien heraus. Aristoteles reagierte auf diese Paradoxa, indem er den Begriff der potenziellen abzählbaren Unendlichkeit sowie das unendlich teilbare Kontinuum entwickelte. Im Gegensatz zu den ewigen und unveränderlichen Zyklen der Zeit glaubte er, dass die Welt durch die himmlischen Sphären begrenzt ist und dass die kumulative stellare Größe nur eine endliche Multiplikation ist. ⓘ

Der indische Philosoph Kanada, Begründer der Vaisheshika-Schule, entwickelte den Begriff des Atomismus und vertrat die Ansicht, dass Licht und Wärme Varianten derselben Substanz seien. Im 5. Jahrhundert n. Chr. schlug der buddhistische Atomist Dignāga vor, dass Atome punktförmig, ohne Dauer und aus Energie bestehen. Sie leugneten die Existenz substanzieller Materie und vertraten die Ansicht, dass die Bewegung aus momentanen Blitzen eines Energiestroms besteht. ⓘ

Der Gedanke der zeitlichen Endlichkeit wurde von der Schöpfungslehre der drei abrahamitischen Religionen inspiriert: Judentum, Christentum und Islam. Der christliche Philosoph Johannes Philoponus lieferte die philosophischen Argumente gegen die altgriechische Vorstellung von einer unendlichen Vergangenheit und Zukunft. Philoponus' Argumente gegen eine unendliche Vergangenheit wurden von dem frühen muslimischen Philosophen Al-Kindi (Alkindus), dem jüdischen Philosophen Saadia Gaon (Saadia ben Joseph) und dem muslimischen Theologen Al-Ghazali (Algazel) verwendet. ⓘ

Astronomische Konzepte

Berechnungen von Aristarchus aus dem 3. Jahrhundert v. Chr. über die relativen Größen von Sonne, Erde und Mond (von links nach rechts), nach einer griechischen Kopie aus dem 10. ⓘ

Astronomische Modelle des Universums wurden schon bald nach den Anfängen der Astronomie von den babylonischen Astronomen vorgeschlagen, die das Universum als eine flache, im Ozean schwimmende Scheibe betrachteten, und dies bildet die Grundlage für frühe griechische Karten wie die von Anaximander und Hekataeus von Milet. ⓘ

Spätere griechische Philosophen, die die Bewegungen der Himmelskörper beobachteten, befassten sich mit der Entwicklung von Modellen des Universums, die sich stärker auf empirische Erkenntnisse stützten. Das erste kohärente Modell wurde von Eudoxus von Cnidos vorgeschlagen. Nach Aristoteles' physikalischer Interpretation des Modells drehen sich die Himmelskugeln ewig mit gleichmäßiger Bewegung um eine stationäre Erde. Die normale Materie ist vollständig in der irdischen Sphäre enthalten. ⓘ

In De Mundo (verfasst vor 250 v. Chr. oder zwischen 350 und 200 v. Chr.) heißt es: "Fünf Elemente, die sich in Sphären in fünf Regionen befinden, wobei das Geringere jeweils vom Größeren umgeben ist - nämlich die Erde vom Wasser, das Wasser von der Luft, die Luft vom Feuer und das Feuer vom Äther - bilden das gesamte Universum". ⓘ

Dieses Modell wurde auch von Kallippus verfeinert, und nachdem die konzentrischen Sphären aufgegeben worden waren, wurde es von Ptolemäus in nahezu perfekte Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gebracht. Der Erfolg eines solchen Modells ist weitgehend auf die mathematische Tatsache zurückzuführen, dass jede Funktion (wie die Position eines Planeten) in eine Reihe von Kreisfunktionen (die Fourier-Modi) zerlegt werden kann. Andere griechische Wissenschaftler, wie der pythagoreische Philosoph Philolaus, postulierten (nach dem Bericht von Stobaeus), dass sich im Zentrum des Universums ein "Zentralfeuer" befand, um das sich die Erde, die Sonne, der Mond und die Planeten in einer gleichmäßigen Kreisbewegung drehten. ⓘ

Der griechische Astronom Aristarchos von Samos war die erste bekannte Person, die ein heliozentrisches Modell des Universums vorschlug. Obwohl der Originaltext verloren gegangen ist, beschreibt ein Verweis in Archimedes' Buch The Sand Reckoner das heliozentrische Modell von Aristarchus. Archimedes schrieb:

Du, König Gelon, weißt, dass das Universum der Name ist, den die meisten Astronomen der Kugel geben, deren Mittelpunkt der Mittelpunkt der Erde ist, während ihr Radius der geraden Linie zwischen dem Mittelpunkt der Sonne und dem Mittelpunkt der Erde entspricht. Dies ist die übliche Darstellung, die ihr von den Astronomen gehört habt. Aber Aristarchus hat ein Buch herausgebracht, das aus bestimmten Hypothesen besteht, aus denen hervorgeht, dass das Universum um ein Vielfaches größer ist als das soeben genannte Universum. Seine Hypothesen lauten, dass die Fixsterne und die Sonne unbewegt bleiben, dass sich die Erde auf dem Umfang eines Kreises um die Sonne dreht, wobei die Sonne in der Mitte der Bahn liegt, und dass die Sphäre der Fixsterne, die sich um denselben Mittelpunkt wie die Sonne befindet, so groß ist, dass der Kreis, in dem sich seiner Meinung nach die Erde dreht, in einem solchen Verhältnis zur Entfernung der Fixsterne steht, wie der Mittelpunkt der Sphäre zu ihrer Oberfläche ⓘ

Aristarchus glaubte also, dass die Sterne sehr weit entfernt seien, und sah darin den Grund dafür, dass die stellare Parallaxe nicht beobachtet worden war, d. h. dass man nicht beobachtet hatte, dass sich die Sterne relativ zueinander bewegten, während sich die Erde um die Sonne bewegte. Die Sterne sind in der Tat viel weiter entfernt als in der Antike allgemein angenommen wurde, weshalb die Sternparallaxe nur mit Präzisionsinstrumenten nachweisbar ist. Das geozentrische Modell, das mit der planetarischen Parallaxe übereinstimmt, wurde als Erklärung für die Unbeobachtbarkeit des parallelen Phänomens der stellaren Parallaxe angenommen. Die Ablehnung der heliozentrischen Sichtweise war offenbar ziemlich stark, wie die folgende Passage aus Plutarch nahelegt (Über das scheinbare Gesicht in der Mondkugel):

Cleanthes [ein Zeitgenosse des Aristarchos und Anführer der Stoiker] hielt es für die Pflicht der Griechen, Aristarchos von Samos wegen Pietätlosigkeit anzuklagen, weil er den Herd des Universums [d.h. die Erde] in Bewegung gesetzt hatte, ... indem er annahm, der Himmel bleibe in Ruhe und die Erde drehe sich in einem schiefen Kreis, während sie sich gleichzeitig um ihre eigene Achse dreht ⓘ

Flammarion-Gravur, Paris 1888 ⓘ

Der einzige andere namentlich bekannte Astronom der Antike, der das heliozentrische Modell von Aristarchos unterstützte, war Seleukos von Seleukia, ein hellenistischer Astronom, der ein Jahrhundert nach Aristarchos lebte. Laut Plutarch war Seleukos der erste, der das heliozentrische System durch Argumentation bewies, aber es ist nicht bekannt, welche Argumente er verwendete. Seleukos' Argumente für eine heliozentrische Kosmologie standen wahrscheinlich im Zusammenhang mit dem Phänomen der Gezeiten. Laut Strabo (1.1.9) war Seleukos der erste, der feststellte, dass die Gezeiten auf die Anziehungskraft des Mondes zurückzuführen sind und dass die Höhe der Gezeiten von der Position des Mondes im Verhältnis zur Sonne abhängt. Alternativ dazu könnte er die Heliozentrik bewiesen haben, indem er die Konstanten eines geometrischen Modells für die Heliozentrik bestimmte und Methoden zur Berechnung der Planetenpositionen anhand dieses Modells entwickelte, wie es später Nikolaus Kopernikus im 16. Im Mittelalter wurden heliozentrische Modelle auch von dem indischen Astronomen Aryabhata und von den persischen Astronomen Albumasar und Al-Sijzi vorgeschlagen. ⓘ

Modell des kopernikanischen Universums von Thomas Digges aus dem Jahr 1576, mit der Änderung, dass die Sterne nicht mehr auf eine Kugel beschränkt sind, sondern sich gleichmäßig über den die Planeten umgebenden Raum verteilen. ⓘ

Das aristotelische Modell wurde in der westlichen Welt etwa zwei Jahrtausende lang akzeptiert, bis Kopernikus die Sichtweise von Aristarch wieder aufnahm, dass die astronomischen Daten plausibler erklärt werden könnten, wenn sich die Erde um ihre Achse drehen und die Sonne im Zentrum des Universums stehen würde. ⓘ

Im Zentrum ruht die Sonne. Denn wer würde diese Lampe eines sehr schönen Tempels an einen anderen oder besseren Ort stellen als diesen, von dem aus sie alles gleichzeitig erleuchten kann?

- Nikolaus Kopernikus, in Kapitel 10, Buch 1 von De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543) ⓘ

Wie Kopernikus selbst feststellte, ist die Vorstellung, dass sich die Erde dreht, sehr alt und geht mindestens auf Philolaus (ca. 450 v. Chr.), Heraclides Ponticus (ca. 350 v. Chr.) und Ecphantus den Pythagoräer zurück. Ungefähr ein Jahrhundert vor Kopernikus schlug der christliche Gelehrte Nikolaus von Kues in seinem Buch Über die gelehrte Unwissenheit (1440) ebenfalls vor, dass sich die Erde um ihre Achse dreht. Auch Al-Sijzi schlug vor, dass sich die Erde um ihre Achse dreht. Empirische Beweise für die Rotation der Erde um ihre Achse wurden von Tusi (1201-1274) und Ali Qushji (1403-1474) erbracht, wobei sie das Phänomen der Kometen nutzten. ⓘ

Diese Kosmologie wurde von Isaac Newton, Christiaan Huygens und späteren Wissenschaftlern akzeptiert. Edmund Halley (1720) und Jean-Philippe de Chéseaux (1744) stellten unabhängig voneinander fest, dass die Annahme eines unendlichen Raums, der gleichmäßig mit Sternen gefüllt ist, zu der Vorhersage führen würde, dass der nächtliche Himmel so hell wie die Sonne selbst sein würde; dies wurde im 19. Jahrhundert als Olberssches Paradoxon bekannt. Newton glaubte, dass ein unendlicher, gleichmäßig mit Materie gefüllter Raum unendliche Kräfte und Instabilitäten verursachen würde, die dazu führen würden, dass die Materie unter ihrer eigenen Schwerkraft nach innen gedrückt wird. Diese Instabilität wurde 1902 durch das Jeanssche Instabilitätskriterium geklärt. Eine Lösung für diese Paradoxa ist das Charlier-Universum, in dem die Materie hierarchisch angeordnet ist (Systeme von umlaufenden Körpern, die ihrerseits in einem größeren System umlaufen, ad infinitum), so dass das Universum eine vernachlässigbar kleine Gesamtdichte aufweist; ein solches kosmologisches Modell war bereits 1761 von Johann Heinrich Lambert vorgeschlagen worden. Ein wichtiger astronomischer Fortschritt des 18. Jahrhunderts war die Entdeckung von Nebeln durch Thomas Wright, Immanuel Kant und andere. ⓘ

Im Jahr 1919, als das Hooker-Teleskop fertiggestellt wurde, herrschte immer noch die Ansicht vor, dass das Universum ausschließlich aus der Milchstraßengalaxie besteht. Mit Hilfe des Hooker-Teleskops identifizierte Edwin Hubble Cepheid-Variablen in mehreren Spiralnebeln und wies 1922-1923 eindeutig nach, dass der Andromedanebel und das Dreieck unter anderem ganze Galaxien außerhalb unserer eigenen sind, womit er bewies, dass das Universum aus einer Vielzahl von Galaxien besteht. ⓘ

Die moderne Ära der physikalischen Kosmologie begann 1917, als Albert Einstein erstmals seine allgemeine Relativitätstheorie anwandte, um die Struktur und Dynamik des Universums zu modellieren. ⓘ

Karte des beobachtbaren Universums mit einigen der wichtigsten heute bekannten astronomischen Objekte. Der Längenmaßstab nimmt nach rechts hin exponentiell zu. Die Himmelskörper sind vergrößert dargestellt, damit man ihre Form besser verstehen kann.

Lage der Erde im Universum

Erde

Sonnensystem

Radcliffe-Welle

Orion-Arm

Milchstraße

Lokale Gruppe

Jungfrau SCl

Laniakea SCl

Unser Universum ⓘ

Form und Volumen

Konsequenzen eines unendlichen Raumzeitvolumens

Die Annahme eines Universums mit einem unendlichen Raumzeitvolumen wirft einige Fragen nach den erkenntnistheoretischen Konsequenzen dieser Annahme auf. Hier spielt besonders das anthropische Prinzip eine Rolle, wie es z. B. von Brandon Carter formuliert wurde. Danach muss – in der vorsichtigsten Interpretation – zumindest die Notwendigkeit der Existenz eines Beobachters bei der Interpretation astronomischer Daten berücksichtigt werden; d. h., Beobachtungsdaten sind nicht notwendigerweise repräsentativ für das gesamte Universum. ⓘ

Beispiele für Folgerungen, die verschiedentlich daraus gezogen wurden, sind etwa, dass ein lokal scheinbar lebensfreundliches Universum im Ganzen extrem lebensfeindlich sein kann oder dass selbst extrem unwahrscheinliche, aber mögliche Ereignisse sich in einem solchen Universum unendlich oft ereignen müssten. In neuerer Zeit hat u. a. der Physiker Max Tegmark behauptet, dass aus dem gegenwärtigen Standardmodell des Universums zusammen mit der Quantentheorie folge, dass im Durchschnitt alle ${10}^{{10}^{29}}$ Meter eine „Zwillingswelt“ existieren müsse. Die von Tegmark genannten Argumente treffen auch auf ein Universum mit endlichem, aber hinreichend großem Volumen zu. Diese Argumente wie auch die Folgerungen sind allerdings umstritten und wurden z. B. in der Publikation About the Infinite Repetition of Histories in Space durch den Satz „these scenarios remain no more than literary tales“ beschrieben. ⓘ

Karte der astronomischen Objekte

vergrößern

Veranschaulichung der Entfernungsrelation diverser astronomischer Objekte in einer nicht maßstäblichen Darstellung – dabei erscheinen die Himmelskörper zu groß, die Entfernungen sind logarithmisch skaliert. ⓘ