Urknall

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A model of the expanding universe opening up from the viewer's left, facing the viewer in a 3/4 pose.
Zeitleiste der metrischen Expansion des Raums, wobei der Raum, einschließlich hypothetischer, nicht beobachtbarer Teile des Universums, zu jedem Zeitpunkt durch die Kreisabschnitte dargestellt wird. Auf der linken Seite findet die dramatische Ausdehnung in der Inflationsepoche statt, und in der Mitte beschleunigt sich die Ausdehnung (Konzept des Künstlers; nicht maßstabsgetreu).

Die Urknalltheorie beschreibt, wie sich das Universum ausgehend von einem Anfangszustand hoher Dichte und Temperatur ausdehnt. Sie ist das vorherrschende kosmologische Modell, das die Entwicklung des beobachtbaren Universums von den frühesten bekannten Perioden bis zu seiner späteren großräumigen Form erklärt. Das Modell bietet eine umfassende Erklärung für ein breites Spektrum an beobachteten Phänomenen, darunter die Häufigkeit leichter Elemente, die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) und die großräumige Struktur.

Entscheidend ist, dass die Theorie mit dem Hubble-Lemaître-Gesetz vereinbar ist - der Beobachtung, dass sich eine Galaxie um so schneller von der Erde entfernt, je weiter sie entfernt ist. Extrapoliert man diese kosmische Expansion mit Hilfe der bekannten physikalischen Gesetze in der Zeit zurück, so beschreibt die Theorie einen zunehmend konzentrierten Kosmos, dem eine Singularität vorausgeht, in der Raum und Zeit ihre Bedeutung verlieren (typischerweise als "Urknallsingularität" bezeichnet). Detaillierte Messungen der Expansionsrate des Universums datieren die Urknallsingularität auf etwa 13,8 Milliarden Jahre, was als Alter des Universums angesehen wird.

Nach seiner anfänglichen Ausdehnung, die oft als "Urknall" bezeichnet wird, kühlte sich das Universum ausreichend ab, um die Bildung subatomarer Teilchen und später von Atomen zu ermöglichen. Riesige Wolken dieser Urelemente - hauptsächlich Wasserstoff, aber auch Helium und Lithium - verschmolzen später durch die Schwerkraft und bildeten frühe Sterne und Galaxien, deren Nachkommen heute sichtbar sind. Neben diesen ursprünglichen Baumaterialien beobachten die Astronomen auch die Gravitationswirkung einer unbekannten dunklen Materie, die Galaxien umgibt. Der größte Teil des Gravitationspotenzials im Universum scheint in dieser Form vorzuliegen, und die Urknalltheorie sowie verschiedene Beobachtungen deuten darauf hin, dass dieses überschüssige Gravitationspotenzial nicht durch baryonische Materie, wie normale Atome, erzeugt wird. Messungen der Rotverschiebungen von Supernovae deuten darauf hin, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt, eine Beobachtung, die auf die Existenz der dunklen Energie zurückgeführt wird.

Georges Lemaître stellte 1927 zum ersten Mal fest, dass sich das expandierende Universum bis zu einem einzigen Punkt zurückverfolgen lässt, den er als "Uratom" bezeichnete. Edwin Hubble bestätigte 1929 durch die Analyse der galaktischen Rotverschiebungen, dass die Galaxien tatsächlich auseinanderdriften; dies ist ein wichtiger Beobachtungsbeweis für ein expandierendes Universum. Mehrere Jahrzehnte lang war die wissenschaftliche Gemeinschaft zwischen den Anhängern des Urknalls und des konkurrierenden Steady-State-Modells gespalten, die beide Erklärungen für die beobachtete Expansion boten, wobei das Steady-State-Modell im Gegensatz zum endlichen Alter des Urknalls ein ewiges Universum voraussetzt. Im Jahr 1964 wurde der CMB entdeckt, was viele Kosmologen davon überzeugte, dass die stationäre Theorie falsifiziert wurde, da der heiße Urknall im Gegensatz zur stationären Theorie eine einheitliche Hintergrundstrahlung im gesamten Universum voraussagte, die durch die hohen Temperaturen und Dichten in der fernen Vergangenheit verursacht wurde. Eine Vielzahl empirischer Belege spricht für den Urknall, der heute im Wesentlichen allgemein akzeptiert wird.

Graphische Darstellung der Entstehung des Universums aus dem Urknall heraus

Als Urknall (englisch Big Bang) wird in der Kosmologie der Beginn des Universums, also der Anfangspunkt der Entstehung von Materie, Raum und Zeit bezeichnet. Nach dem kosmologischen Standardmodell ereignete sich der Urknall vor etwa 13,8 Milliarden Jahren.

„Urknall“ bezeichnet keine Explosion in einem bestehenden Raum, sondern die gemeinsame Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer ursprünglichen Singularität. Diese ergibt sich formal, indem man die Entwicklung des expandierenden Universums zeitlich rückwärts bis zu dem Punkt betrachtet, an dem die Materie- und Energiedichte unendlich werden (Extrapolation). Demnach müsste noch kurz nach dem Urknall die Dichte des Universums die Planck-Dichte übertroffen haben.

Für die Beschreibung dieses Zustandes ist die Allgemeine Relativitätstheorie unzureichend; es wird jedoch erwartet, dass eine noch zu entwickelnde Theorie der Quantengravitation dies leisten wird. Daher gibt es in der heutigen Physik keine allgemein akzeptierte Beschreibung des sehr frühen Universums, des Urknalls selbst oder einer Zeit vor dem Urknall (siehe Weitergehende Modelle).

Urknalltheorien beschreiben nicht den Urknall selbst, sondern das frühe Universum in seiner zeitlichen Entwicklung nach dem Urknall: von einem Zeitpunkt mehr als eine Planck-Zeit (etwa 10−43 Sekunden) nach dem Urknall bis etwa 300.000 bis 400.000 Jahre später, als sich stabile Atome bilden konnten und das Universum durchsichtig wurde. Die weitere Entwicklung wird nicht mehr zum Bereich des Urknalls gezählt.

Merkmale des Modells

Die Urknalltheorie bietet eine umfassende Erklärung für ein breites Spektrum an beobachteten Phänomenen, darunter die Häufigkeit der leichten Elemente, das CMB, die großräumige Struktur und das Hubble-Gesetz. Die Theorie beruht auf zwei Hauptannahmen: der Universalität der physikalischen Gesetze und dem kosmologischen Prinzip. Die Universalität der physikalischen Gesetze ist eines der grundlegenden Prinzipien der Relativitätstheorie. Das kosmologische Prinzip besagt, dass das Universum in großen Maßstäben homogen und isotrop ist, d. h. dass es unabhängig vom Ort in allen Richtungen gleich aussieht.

Diese Ideen wurden zunächst als Postulate aufgefasst, aber später wurden Anstrengungen unternommen, um jede von ihnen zu überprüfen. So wurde beispielsweise die erste Annahme durch Beobachtungen überprüft, die zeigen, dass die größtmögliche Abweichung der Feinstrukturkonstante über einen Großteil des Alters des Universums in der Größenordnung von 10-5 liegt. Auch die allgemeine Relativitätstheorie hat strenge Tests auf der Skala des Sonnensystems und der Doppelsterne bestanden.

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

Ausdehnung des Raums

Die Expansion des Universums wurde aus astronomischen Beobachtungen des frühen zwanzigsten Jahrhunderts abgeleitet und ist ein wesentlicher Bestandteil der Urknalltheorie. Mathematisch gesehen beschreibt die allgemeine Relativitätstheorie die Raumzeit durch eine Metrik, die die Abstände zwischen benachbarten Punkten bestimmt. Die Punkte, bei denen es sich um Galaxien, Sterne oder andere Objekte handeln kann, werden mit Hilfe eines Koordinatendiagramms oder "Gitters" bestimmt, das über die gesamte Raumzeit gelegt wird. Das kosmologische Prinzip besagt, dass die Metrik auf großen Skalen homogen und isotrop sein sollte, was die Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW)-Metrik eindeutig auszeichnet. Diese Metrik enthält einen Skalenfaktor, der beschreibt, wie sich die Größe des Universums mit der Zeit ändert. Dies ermöglicht die bequeme Wahl eines Koordinatensystems, der so genannten mitlaufenden Koordinaten. In diesem Koordinatensystem dehnt sich das Gitter mit dem Universum aus, und Objekte, die sich nur aufgrund der Ausdehnung des Universums bewegen, bleiben an festen Punkten des Gitters. Während ihr Koordinatenabstand (comoving distance) konstant bleibt, dehnt sich der physikalische Abstand zwischen zwei solchen mitbewegten Punkten proportional zum Skalenfaktor des Universums aus.

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

Horizonte

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

Unser Verständnis des Universums bis zurück in die Frühzeit deutet darauf hin, dass es einen Vergangenheitshorizont gibt, obwohl unsere Sicht in der Praxis auch durch die Undurchsichtigkeit des Universums in der Frühzeit begrenzt ist. Unser Blick kann also nicht weiter in die Vergangenheit reichen, auch wenn der Horizont im Raum zurückweicht. Wenn sich die Expansion des Universums weiter beschleunigt, gibt es auch einen Zukunftshorizont.

Thermalisierung

Einige Prozesse im frühen Universum verliefen im Vergleich zur Expansionsrate des Universums zu langsam, um ein annäherndes thermodynamisches Gleichgewicht zu erreichen. Andere waren schnell genug, um die Thermalisierung zu erreichen. Der Parameter, der üblicherweise verwendet wird, um festzustellen, ob ein Prozess im sehr frühen Universum das thermische Gleichgewicht erreicht hat, ist das Verhältnis zwischen der Prozessrate (in der Regel die Rate der Kollisionen zwischen Teilchen) und dem Hubble-Parameter. Je größer das Verhältnis ist, desto mehr Zeit hatten die Teilchen, sich zu thermisieren, bevor sie zu weit voneinander entfernt waren.

Zeitleiste

Externe Zeitleiste Eine grafische Zeitleiste ist verfügbar unter
Grafische Zeitleiste des Urknalls

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

Singularität

Extrapoliert man die Ausdehnung des Universums mit Hilfe der allgemeinen Relativitätstheorie in der Zeit zurück, so ergibt sich eine unendliche Dichte und Temperatur zu einem endlichen Zeitpunkt in der Vergangenheit. Dieses unregelmäßige Verhalten, das als Gravitationssingularität bekannt ist, zeigt, dass die allgemeine Relativitätstheorie die physikalischen Gesetze in diesem Bereich nicht angemessen beschreibt. Modelle, die allein auf der allgemeinen Relativitätstheorie beruhen, können nicht in Richtung der Singularität extrapoliert werden - vor dem Ende der so genannten Planck-Epoche.

Diese ursprüngliche Singularität wird manchmal als "Urknall" bezeichnet, aber der Begriff kann sich auch auf eine allgemeinere frühe heiße, dichte Phase des Universums beziehen. In jedem Fall wird das Ereignis "Urknall" umgangssprachlich auch als "Geburt" unseres Universums bezeichnet, da es den Punkt in der Geschichte darstellt, an dem das Universum nachweislich in einen Zustand eingetreten ist, in dem die Gesetze der Physik, wie wir sie verstehen (insbesondere die allgemeine Relativitätstheorie und das Standardmodell der Teilchenphysik), funktionieren. Auf der Grundlage von Messungen der Expansion mit Hilfe von Supernovae des Typs Ia und von Messungen der Temperaturschwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund beträgt die Zeit, die seit diesem Ereignis vergangen ist - bekannt als das "Alter des Universums" - 13,8 Milliarden Jahre.

Obwohl das Universum zu diesem Zeitpunkt extrem dicht war - viel dichter als für die Bildung eines Schwarzen Lochs erforderlich -, ist es nicht wieder zu einer Singularität zusammengebrochen. Übliche Berechnungen und Grenzwerte zur Erklärung des Gravitationskollapses basieren in der Regel auf Objekten mit relativ konstanter Größe, wie z. B. Sternen, und gelten nicht für einen sich schnell ausdehnenden Raum wie den Urknall. Da das frühe Universum nicht sofort in eine Vielzahl von schwarzen Löchern kollabierte, muss die Materie zu diesem Zeitpunkt sehr gleichmäßig verteilt gewesen sein und einen vernachlässigbaren Dichtegradienten aufweisen.

Inflation und Baryogenese

Über die frühesten Phasen des Urknalls wird viel spekuliert, da es keine astronomischen Daten darüber gibt. In den gängigsten Modellen war das Universum homogen und isotrop mit einer sehr hohen Energiedichte und enormen Temperaturen und Drücken gefüllt und dehnte sich sehr schnell aus und kühlte ab. Der Zeitraum von 0 bis 10-43 Sekunden nach Beginn der Expansion, die Planck-Epoche, war eine Phase, in der die vier fundamentalen Kräfte - die elektromagnetische Kraft, die starke Kernkraft, die schwache Kernkraft und die Gravitationskraft - zu einer Einheit wurden. In dieser Phase betrug die charakteristische Skalenlänge des Universums die Planck-Länge, d. h. 1,6×10-35 m, und hatte folglich eine Temperatur von etwa 1032 Grad Celsius. Selbst das Konzept eines Teilchens bricht unter diesen Bedingungen zusammen. Ein richtiges Verständnis dieser Zeit steht noch aus, bis eine Theorie der Quantengravitation entwickelt ist. Auf die Planck-Epoche folgte die große Vereinigungsepoche, die bei 10-43 Sekunden begann und in der sich die Gravitation von den anderen Kräften trennte, während die Temperatur des Universums sank.

Etwa 10-37 Sekunden nach Beginn der Expansion kam es zu einem Phasenübergang, der eine kosmische Inflation auslöste, bei der das Universum exponentiell wuchs, ohne durch die Lichtgeschwindigkeitsinvarianz eingeschränkt zu sein, und die Temperatur um den Faktor 100.000 fiel. Mikroskopische Quantenfluktuationen, die aufgrund der Heisenbergschen Unschärferelation auftraten, verstärkten sich zu den Keimen, die später die großräumige Struktur des Universums bilden sollten. Zu einem Zeitpunkt von etwa 10-36 Sekunden beginnt die elektroschwache Epoche, in der sich die starke Kernkraft von den anderen Kräften trennt und nur die elektromagnetische Kraft und die schwache Kernkraft vereinigt bleiben.

Die Inflation endete etwa bei 10-33 bis 10-32 Sekunden, wobei das Volumen des Universums um einen Faktor von mindestens 1078 zunahm. Es kam zu einer erneuten Erwärmung, bis das Universum die für die Erzeugung eines Quark-Gluon-Plasmas und aller anderen Elementarteilchen erforderlichen Temperaturen erreichte. Die Temperaturen waren so hoch, dass die zufälligen Bewegungen der Teilchen relativistische Geschwindigkeiten erreichten und ständig Teilchen-Antiteilchen-Paare aller Art bei Kollisionen erzeugt und zerstört wurden. Irgendwann verletzte eine unbekannte Reaktion namens Baryogenese die Erhaltung der Baryonenzahl, was zu einem sehr geringen Überschuss an Quarks und Leptonen gegenüber Antiquarks und Antileptonen führte - in der Größenordnung von einem Teil zu 30 Millionen. Dies führte dazu, dass im heutigen Universum die Materie gegenüber der Antimaterie überwiegt.

Abkühlung

Als primordiale Nukleosynthese wird die Entstehung von Atomkernen im frühen Universum bezeichnet.

Nach Ende der Inflation, also nach etwa 10−30 s, sank die Temperatur auf 1025 K ab. Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen (Baryonen). Die Temperatur war aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen. Diese Ära wird auch Quark-Ära genannt.

Nach 10−6 s lag eine Temperatur von 1013 K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen, d. h. Protonen, Neutronen und schwereren Verwandten. Nach 10−4 s war die Temperatur auf 1012 K gesunken, sodass keine Proton-Antiproton- oder Neutron-Antineutron-Paare mehr gebildet wurden. Die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf einen kleinen Überschuss von einem Milliardstel (Baryonenasymmetrie). Die Dichte sank auf 1013 g/cm3. Mit abnehmender Temperatur zerfielen die schwereren Hadronen, und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch eine große Zahl von Neutrinos. In dieser Hadronen-Ära gab es gleich viele Protonen wie Neutronen, da sie aufgrund ausreichend verfügbarer Energie beliebig ineinander umgewandelt werden konnten. Nach 1 s war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Unterhalb dieser Temperatur konnten weiterhin Neutronen zu Protonen zerfallen, aber keine neuen Neutronen gebildet werden.

Erst nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 109 K, vereinigten sich Protonen und verbleibende Neutronen durch Kernfusion zu ersten Deuterium-Atomkernen. Soweit diese nicht wieder zerfielen, verschmolzen sie paarweise zu Helium-4-Kernen. Nach etwa 3 Minuten hatte die Temperatur und Dichte der Materie so weit abgenommen, dass die Kernfusion zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen. Insgesamt bildeten sich in den ersten drei Minuten zu 25 % Helium-4 (4He) und zu 0,001 % Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (3He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75 % stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen.

Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, ein Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen, mit thermischer Strahlung im Röntgenbereich.

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

A map of the universe, with specks and strands of light of different colors.
Ein Panoramablick über den gesamten Himmel im nahen Infrarot zeigt die Verteilung der Galaxien jenseits der Milchstraße. Die Galaxien sind nach ihrer Rotverschiebung farblich kodiert.

Als das Universum abkühlte, dominierte die Ruheenergiedichte der Materie aufgrund der Schwerkraft diejenige der Photonenstrahlung. Nach etwa 379.000 Jahren verbanden sich die Elektronen und Kerne zu Atomen (meist Wasserstoff), die in der Lage waren, Strahlung abzugeben. Diese Reliktstrahlung, die sich weitgehend ungehindert durch den Raum fortgesetzt hat, ist als kosmischer Mikrowellenhintergrund bekannt.

Bildung von Strukturen

Künstlerische Darstellung des WMAP-Satelliten, der Daten sammelt, die den Wissenschaftlern helfen, den Urknall zu verstehen
Galaxienhaufen Abell 2744 - Ansicht von Hubble Frontier Fields.

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

Kosmische Beschleunigung

Unabhängige Beweise aus Supernovae des Typs Ia und dem CMB deuten darauf hin, dass das heutige Universum von einer mysteriösen Energieform beherrscht wird, die als dunkle Energie bekannt ist und offenbar den gesamten Raum durchdringt. Die Beobachtungen deuten darauf hin, dass 73 % der gesamten Energiedichte des heutigen Universums in dieser Form vorliegt. Als das Universum noch sehr jung war, war es wahrscheinlich von dunkler Energie durchdrungen, aber da der Raum kleiner war und alles dichter beieinander lag, herrschte die Schwerkraft vor, die die Expansion langsam bremste. Aber schließlich, nach vielen Milliarden Jahren der Expansion, führte die abnehmende Dichte der Materie im Verhältnis zur Dichte der dunklen Energie dazu, dass sich die Expansion des Universums langsam zu beschleunigen begann.

Die dunkle Energie nimmt in ihrer einfachsten Form die Form der kosmologischen Konstante in den Einsteinschen Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie an, aber ihre Zusammensetzung und ihr Mechanismus sind unbekannt, und ganz allgemein werden die Einzelheiten ihrer Zustandsgleichung und ihrer Beziehung zum Standardmodell der Teilchenphysik weiterhin sowohl durch Beobachtung als auch theoretisch untersucht.

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

Geschichte

Etymologie

Dem englischen Astronomen Fred Hoyle wird zugeschrieben, dass er den Begriff "Urknall" während eines Vortrags für eine BBC-Radiosendung im März 1949 prägte, indem er sagte: "Diese Theorien basierten auf der Hypothese, dass die gesamte Materie im Universum in einem Urknall zu einem bestimmten Zeitpunkt in der fernen Vergangenheit entstanden ist." Diese Theorie wurde jedoch erst in den 1970er Jahren aufgegriffen.

Im Volksmund wird behauptet, dass Hoyle, der ein alternatives kosmologisches "Steady-State"-Modell favorisierte, dies als abwertende Bemerkung gemeint habe, aber Hoyle bestritt dies ausdrücklich und sagte, es handele sich lediglich um ein plakatives Bild, das den Unterschied zwischen den beiden Modellen verdeutlichen sollte. Helge Kragh schreibt, dass die Beweise für die Behauptung, der Begriff sei abwertend gemeint gewesen, "nicht überzeugend" sind, und führt eine Reihe von Hinweisen an, dass es sich nicht um einen abwertenden Begriff handelt.

Der Begriff selbst ist eine falsche Bezeichnung, da er das Auftreten einer Explosion impliziert. Eine Explosion bedeutet jedoch eine Ausdehnung von einem zentralen Punkt aus in den umgebenden Raum. Der Urknall war keine Ausdehnung in den Raum hinein, sondern eine Ausdehnung des Raums selbst, und zwar überall gleichzeitig (nicht von einem einzigen Punkt aus), wodurch sich das Universum abkühlte und die Dichte sank, was ein viel schwieriger zu begreifendes Konzept ist. Ein weiteres Problem, auf das Santhosh Mathew hinweist, ist, dass der Knall Schall impliziert, was ein vibrierendes Teilchen und ein Medium, durch das es sich ausbreitet, voraussetzen würde. Da dies der Anfang von allem ist, was wir uns vorstellen können, gibt es keine Grundlage für einen Klang, und daher war der Urknall wahrscheinlich stumm. Ein Versuch, eine geeignetere Alternative zu finden, war nicht erfolgreich.

Entwicklung

Hubble eXtreme Deep Field (XDF)
XDF-Größe im Vergleich zur Größe des Mondes (XDF ist der kleine Kasten links neben und fast unter dem Mond) - mehrere tausend Galaxien, die jeweils aus Milliarden von Sternen bestehen, befinden sich in dieser kleinen Ansicht.
XDF-Ansicht (2012) - jeder Lichtfleck ist eine Galaxie - einige von ihnen sind bis zu 13,2 Milliarden Jahre alt - das Universum enthält schätzungsweise 200 Milliarden Galaxien.
Das XDF-Bild zeigt voll ausgereifte Galaxien in der Vordergrundebene - fast ausgereifte Galaxien vor 5 bis 9 Milliarden Jahren - Protogalaxien mit jungen Sternen jenseits von 9 Milliarden Jahren.

Die Urknalltheorie entwickelte sich aus Beobachtungen der Struktur des Universums und aus theoretischen Überlegungen. 1912 maß Vesto Slipher die erste Dopplerverschiebung eines "Spiralnebels" (Spiralnebel ist der veraltete Begriff für Spiralgalaxien) und entdeckte bald, dass sich fast alle derartigen Nebel von der Erde entfernten. Er begriff die kosmologischen Auswirkungen dieser Tatsache nicht, und in der Tat war es damals höchst umstritten, ob diese Nebel "Inseluniversen" außerhalb unserer Milchstraße waren oder nicht. Zehn Jahre später leitete Alexander Friedmann, ein russischer Kosmologe und Mathematiker, die Friedmann-Gleichungen aus den Einsteinschen Feldgleichungen ab und zeigte, dass sich das Universum im Gegensatz zu dem von Albert Einstein damals vertretenen Modell eines statischen Universums ausdehnen könnte.

Im Jahr 1924 zeigte der amerikanische Astronom Edwin Hubble durch die Messung der großen Entfernung zu den nächstgelegenen Spiralnebeln, dass es sich bei diesen Systemen tatsächlich um andere Galaxien handelt. Im selben Jahr begann Hubble mit dem 100-Zoll (2,5 m) Hooker-Teleskop am Mount Wilson Observatory eine Reihe von Entfernungsindikatoren zu entwickeln, die den Vorläufer der kosmischen Entfernungsleiter bilden. Dadurch konnte er die Entfernungen von Galaxien schätzen, deren Rotverschiebung bereits gemessen worden war, vor allem von Slipher. Im Jahr 1929 entdeckte Hubble eine Korrelation zwischen Entfernung und Rückzugsgeschwindigkeit, die heute als Hubble-Gesetz bekannt ist. Zu diesem Zeitpunkt hatte Lemaître bereits gezeigt, dass dies aufgrund des kosmologischen Prinzips zu erwarten war.

Unabhängig von der Ableitung der Friedmannschen Gleichungen schlug Georges Lemaître, ein belgischer Physiker und römisch-katholischer Priester, 1927 vor, dass der Rückzug der Nebel auf die Expansion des Universums zurückzuführen sei. Im Jahr 1931 ging Lemaître noch weiter und schlug vor, dass die offensichtliche Expansion des Universums, wenn man sie in die Vergangenheit projiziert, bedeutet, dass das Universum umso kleiner ist, je weiter es in der Vergangenheit liegt, bis zu einem endlichen Zeitpunkt in der Vergangenheit die gesamte Masse des Universums in einem einzigen Punkt konzentriert war, einem "Uratom", wo und wann das Gefüge von Zeit und Raum entstand.

In den 1920er und 1930er Jahren bevorzugten fast alle bedeutenden Kosmologen ein ewiges, stationäres Universum, und einige beklagten, dass der durch den Urknall implizierte Beginn der Zeit religiöse Konzepte in die Physik einführe; dieser Einwand wurde später von den Befürwortern der stationären Theorie wiederholt. Verstärkt wurde diese Wahrnehmung durch die Tatsache, dass der Urheber der Urknalltheorie, Lemaître, ein römisch-katholischer Priester war. Arthur Eddington stimmte mit Aristoteles überein, dass das Universum keinen zeitlichen Anfang hat, d. h. dass die Materie ewig ist. Ein zeitlicher Anfang war für ihn "widerwärtig". Lemaître hingegen war anderer Meinung:

Wenn die Welt mit einem einzigen Quantum begonnen hat, dann hätten die Begriffe Raum und Zeit am Anfang überhaupt keine Bedeutung; sie würden erst dann eine sinnvolle Bedeutung haben, wenn das ursprüngliche Quantum in eine ausreichende Anzahl von Quanten aufgeteilt worden ist. Wenn dieser Vorschlag richtig ist, fand der Anfang der Welt kurz vor dem Beginn von Raum und Zeit statt.

In den 1930er Jahren wurden andere Ideen als Nicht-Standard-Kosmologien vorgeschlagen, um Hubbles Beobachtungen zu erklären, darunter das Milne-Modell, das oszillierende Universum (ursprünglich von Friedmann vorgeschlagen, aber von Albert Einstein und Richard C. Tolman vertreten) und Fritz Zwickys Hypothese des müden Lichts.

Nach dem Zweiten Weltkrieg kristallisierten sich zwei verschiedene Möglichkeiten heraus. Die eine war Fred Hoyles Steady-State-Modell, bei dem neue Materie entsteht, während das Universum zu expandieren scheint. In diesem Modell ist das Universum zu jedem Zeitpunkt ungefähr gleich groß. Das andere war die Lemaître'sche Urknalltheorie, die von George Gamow vertreten und weiterentwickelt wurde, der die BBN einführte und dessen Mitarbeiter Ralph Alpher und Robert Herman das CMB vorhersagten. Ironischerweise war es Hoyle, der den Begriff prägte, der später auf Lemaîtres Theorie angewendet wurde, indem er sie in einer BBC-Radiosendung im März 1949 als "diese Urknall-Idee" bezeichnete. Eine Zeit lang war die Unterstützung für diese beiden Theorien geteilt. Schließlich begannen die Beobachtungen, vor allem die Zählung von Radioquellen, den Urknall gegenüber dem stationären Zustand zu bevorzugen. Die Entdeckung und Bestätigung des CMB im Jahr 1964 sicherte den Urknall als die beste Theorie über den Ursprung und die Entwicklung des Universums. Ein großer Teil der aktuellen Arbeit in der Kosmologie besteht darin, zu verstehen, wie sich Galaxien im Zusammenhang mit dem Urknall bilden, die Physik des Universums in früheren und früheren Zeiten zu verstehen und Beobachtungen mit der grundlegenden Theorie in Einklang zu bringen.

In den Jahren 1968 und 1970 veröffentlichten Roger Penrose, Stephen Hawking und George F. R. Ellis Arbeiten, in denen sie zeigten, dass mathematische Singularitäten eine unvermeidliche Anfangsbedingung relativistischer Modelle des Urknalls sind. Von den 1970er bis in die 1990er Jahre arbeiteten Kosmologen daran, die Merkmale des Urknalluniversums zu charakterisieren und noch offene Probleme zu lösen. Im Jahr 1981 gelang Alan Guth ein Durchbruch in der theoretischen Arbeit zur Lösung einiger offener theoretischer Probleme der Urknalltheorie, indem er eine Epoche schneller Expansion im frühen Universum einführte, die er "Inflation" nannte. Während dieser Jahrzehnte gab es in der Beobachtungskosmologie zwei Fragen, die für viele Diskussionen und Meinungsverschiedenheiten sorgten: die genauen Werte der Hubble-Konstante und die Materiedichte des Universums (vor der Entdeckung der dunklen Energie, die als Schlüsselfaktor für das spätere Schicksal des Universums gilt).

Mitte der 1990er Jahre schienen Beobachtungen bestimmter Kugelsternhaufen darauf hinzudeuten, dass sie etwa 15 Milliarden Jahre alt sind, was im Widerspruch zu den meisten damaligen Schätzungen des Alters des Universums stand (und auch zu dem heute gemessenen Alter). Dieses Problem wurde später gelöst, als neue Computersimulationen, bei denen die Auswirkungen des Massenverlustes durch Sternwinde berücksichtigt wurden, ein viel jüngeres Alter der Kugelsternhaufen ergaben. Auch wenn es noch einige Fragen hinsichtlich der Genauigkeit der Altersbestimmung von Kugelsternhaufen gibt, sind Kugelsternhaufen als einige der ältesten Objekte im Universum für die Kosmologie von Interesse.

Seit Ende der 1990er Jahre wurden dank der Fortschritte in der Teleskoptechnologie und der Analyse der Daten von Satelliten wie dem Cosmic Background Explorer (COBE), dem Hubble-Weltraumteleskop und WMAP bedeutende Fortschritte in der Urknall-Kosmologie erzielt. Die Kosmologen verfügen nun über ziemlich präzise und genaue Messungen vieler Parameter des Urknallmodells und haben die unerwartete Entdeckung gemacht, dass sich die Expansion des Universums zu beschleunigen scheint.

Beweise aus Beobachtungen

"Das Bild des Urknalls ist zu fest in Daten aus allen Bereichen verankert, als dass es in seinen allgemeinen Merkmalen widerlegt werden könnte.

Lawrence Krauss

Die frühesten und direktesten Belege für die Gültigkeit der Theorie sind die Ausdehnung des Universums nach dem Hubble-Gesetz (wie sie durch die Rotverschiebung von Galaxien angezeigt wird), die Entdeckung und Messung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds und die relativen Häufigkeiten leichter Elemente, die durch die Urknall-Nukleosynthese (BBN) entstehen. Zu den neueren Erkenntnissen gehören Beobachtungen der Entstehung und Entwicklung von Galaxien und der Verteilung großräumiger kosmischer Strukturen. Diese werden manchmal als die "vier Säulen" der Urknalltheorie bezeichnet.

Präzise moderne Modelle des Urknalls berufen sich auf verschiedene exotische physikalische Phänomene, die weder in terrestrischen Laborexperimenten beobachtet noch in das Standardmodell der Teilchenphysik aufgenommen wurden. Von diesen Phänomenen ist die dunkle Materie derzeit Gegenstand der aktivsten Laboruntersuchungen. Zu den verbleibenden Fragen gehören das Problem des kugelförmigen Halos und das Problem der kalten dunklen Materie in Zwerggalaxien. Die dunkle Energie ist ebenfalls von großem Interesse für die Wissenschaftler, aber es ist nicht klar, ob ein direkter Nachweis der dunklen Energie möglich sein wird. Inflation und Baryogenese sind nach wie vor eher spekulative Merkmale der aktuellen Urknallmodelle. Es wird immer noch nach brauchbaren, quantitativen Erklärungen für solche Phänomene gesucht. Dies sind derzeit ungelöste Probleme in der Physik.

Das Hubble-Gesetz und die Ausdehnung des Weltraums

Beobachtungen von weit entfernten Galaxien und Quasaren zeigen, dass diese Objekte rotverschoben sind: Das von ihnen ausgestrahlte Licht hat sich zu längeren Wellenlängen verschoben. Dies lässt sich anhand des Frequenzspektrums eines Objekts und des spektroskopischen Musters der Emissions- oder Absorptionslinien erkennen, die den Atomen der chemischen Elemente entsprechen, die mit dem Licht wechselwirken. Diese Rotverschiebungen sind gleichmäßig isotrop, d. h. sie verteilen sich gleichmäßig auf die beobachteten Objekte in allen Richtungen. Wird die Rotverschiebung als Dopplerverschiebung interpretiert, lässt sich die Rezessionsgeschwindigkeit des Objekts berechnen. Für einige Galaxien ist es möglich, Entfernungen über die kosmische Entfernungsleiter zu schätzen. Trägt man die Rezessionsgeschwindigkeiten gegen diese Entfernungen auf, so ergibt sich eine lineare Beziehung, die als Hubble-Gesetz bekannt ist: wobei

  • die Rezessionsgeschwindigkeit der Galaxie oder eines anderen entfernten Objekts ist,
  • der Eigenabstand zum Objekt ist und
  • die Hubble-Konstante ist, die mit 70,4+1,3
    -1,4 km/s/Mpc durch das WMAP.

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

Die Theorie verlangt, dass die Beziehung zu jeder Zeit gelten, wobei der Eigenabstand ist, v die Rezessionsgeschwindigkeit ist und , und mit der Ausdehnung des Universums variieren (daher schreiben wir zur Bezeichnung der heutigen Hubble-Konstante"). Für Entfernungen, die viel kleiner sind als die Größe des beobachtbaren Universums, kann man sich die Hubble-Rotverschiebung als die Doppler-Verschiebung vorstellen, die der Rezessionsgeschwindigkeit entspricht . Bei der Rotverschiebung handelt es sich jedoch nicht um eine echte Dopplerverschiebung, sondern um das Ergebnis der Ausdehnung des Universums zwischen dem Zeitpunkt, an dem das Licht ausgesandt wurde, und dem Zeitpunkt, an dem es entdeckt wurde.

Dass sich der Raum metrisch ausdehnt, wird durch direkte Beobachtungen des kosmologischen und des kopernikanischen Prinzips bewiesen, die zusammen mit dem Hubble-Gesetz keine andere Erklärung zulassen. Astronomische Rotverschiebungen sind extrem isotrop und homogen, was das kosmologische Prinzip, dass das Universum in allen Richtungen gleich aussieht, zusammen mit vielen anderen Beweisen unterstützt. Wären die Rotverschiebungen das Ergebnis einer Explosion in einem weit von uns entfernten Zentrum, wären sie in den verschiedenen Richtungen nicht so ähnlich.

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

Kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung

Das vom FIRAS-Instrument auf dem COBE-Satelliten gemessene Spektrum der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung ist das am genauesten gemessene Schwarzkörperspektrum in der Natur. Die Datenpunkte und Fehlerbalken in diesem Diagramm sind durch die theoretische Kurve verdeckt.

Im Jahr 1964 entdeckten Arno Penzias und Robert Wilson zufällig die kosmische Hintergrundstrahlung, ein omnidirektionales Signal im Mikrowellenband. Ihre Entdeckung bestätigte die Urknallvorhersagen von Alpher, Herman und Gamow aus dem Jahr 1950 in erheblichem Maße. Bis in die 1970er Jahre wurde festgestellt, dass die Strahlung in allen Richtungen ungefähr mit einem Schwarzkörperspektrum übereinstimmt; dieses Spektrum wurde durch die Ausdehnung des Universums rotverschoben und entspricht heute etwa 2,725 K. Dies gab den Ausschlag zugunsten des Urknallmodells, und Penzias und Wilson wurden 1978 mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

Die Oberfläche der letzten Streuung, die der Emission des CMB entspricht, tritt kurz nach der Rekombination auf, dem Zeitpunkt, an dem neutraler Wasserstoff stabil wird. Davor bestand das Universum aus einem heißen, dichten Photonen-Baryonen-Plasma, in dem Photonen schnell von freien geladenen Teilchen gestreut wurden. Bei etwa 372±14 kyr erreicht die mittlere freie Weglänge für ein Photon einen Höhepunkt und das Universum wird transparent.

WMAP-Bild der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung aus 9 Jahren (2012). Die Strahlung ist mit einer Genauigkeit von etwa einem Teil in 100.000 isotrop.

Im Jahr 1989 startete die NASA das COBE-Programm, das zwei wichtige Fortschritte erzielte: 1990 zeigten hochpräzise Spektralmessungen, dass das CMB-Frequenzspektrum ein nahezu perfekter Schwarzer Körper ohne Abweichungen auf einem Niveau von 1:104 ist, und es wurde eine Resttemperatur von 2,726 K gemessen (neuere Messungen haben diese Zahl leicht auf 2,7255 K nach unten korrigiert); 1992 entdeckten weitere COBE-Messungen winzige Fluktuationen (Anisotropien) in der CMB-Temperatur am Himmel auf einem Niveau von etwa 1:105. John C. Mather und George Smoot wurden 2006 für ihre führende Rolle bei diesen Ergebnissen mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

In den folgenden zehn Jahren wurden die CMB-Anisotropien durch eine große Zahl von Boden- und Ballonexperimenten weiter untersucht. In den Jahren 2000-2001 stellten mehrere Experimente, insbesondere BOOMERanG, fest, dass die Form des Universums räumlich nahezu flach ist, indem sie die typische Winkelgröße (die Größe am Himmel) der Anisotropien maßen.

Anfang 2003 wurden die ersten Ergebnisse der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe veröffentlicht, die damals die genauesten Werte für einige der kosmologischen Parameter lieferten. Die Ergebnisse widerlegten mehrere spezifische kosmische Inflationsmodelle, sind aber mit der Inflationstheorie im Allgemeinen vereinbar. Die Raumsonde Planck wurde im Mai 2009 gestartet. Weitere boden- und ballongestützte Experimente zum kosmischen Mikrowellenhintergrund sind im Gange.

Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, aufgenommen durch den Satelliten COBE (Mission 1989–1993)

Rainer K. Sachs und Arthur M. Wolfe kamen 1967 zu dem Ergebnis, dass es sehr kleine Temperaturfluktuationen der Hintergrundstrahlung geben müsse. Dies wurde zu Ehren der Forscher Sachs-Wolfe-Effekt genannt. Im Jahr 1993 wurde mit Hilfe des Satelliten COBE tatsächlich Fluktuationen von 0,001 % in der Temperatur der Hintergrundstrahlung entdeckt, was später mit der Raumsonde WMAP bestätigt wurde und somit ein Nachweis für den Sachs-Wolfe-Effekt war. Weitere bedeutende Charakteristika des Spektrums der Temperaturanisotropien sind die Silk-Dämpfung und Baryonische akustische Oszillationen.

Häufigkeit der Urelemente

Anhand des Urknallmodells lässt sich die Konzentration von Helium-4, Helium-3, Deuterium und Lithium-7 im Universum im Verhältnis zur Menge des normalen Wasserstoffs berechnen. Die relativen Häufigkeiten hängen von einem einzigen Parameter ab, dem Verhältnis von Photonen zu Baryonen. Dieser Wert kann unabhängig von der detaillierten Struktur der CMB-Fluktuationen berechnet werden. Die vorhergesagten Verhältnisse (nach Masse, nicht nach Anzahl) sind etwa 0,25 für , etwa 10-3 für , etwa 10-4 für und etwa 10-9 für .

Die gemessenen Häufigkeiten stimmen alle zumindest grob mit denen überein, die aus einem einzigen Wert des Baryon-zu-Photonen-Verhältnisses vorhergesagt wurden. Die Übereinstimmung ist ausgezeichnet für Deuterium, nahe beieinander, aber formal nicht übereinstimmend für und eine Abweichung um den Faktor zwei für (diese Anomalie ist als kosmologisches Lithiumproblem bekannt); in den beiden letztgenannten Fällen gibt es erhebliche systematische Unsicherheiten. Nichtsdestotrotz ist die allgemeine Übereinstimmung mit den von der BBN vorhergesagten Häufigkeiten ein starker Beweis für den Urknall, da die Theorie die einzige bekannte Erklärung für die relativen Häufigkeiten der leichten Elemente ist und es praktisch unmöglich ist, den Urknall so zu "tunen", dass viel mehr oder weniger als 20-30% Helium entsteht. In der Tat gibt es außerhalb des Urknalls keinen offensichtlichen Grund dafür, dass beispielsweise das junge Universum (d. h. vor der Sternentstehung, wie durch die Untersuchung von Materie, die angeblich frei von stellaren Nukleosyntheseprodukten ist, ermittelt) mehr Helium als Deuterium oder mehr Deuterium als und auch in konstanten Verhältnissen: 182-185 

Galaktische Entwicklung und Verteilung

Detaillierte Beobachtungen der Morphologie und Verteilung von Galaxien und Quasaren stehen im Einklang mit dem aktuellen Stand der Urknalltheorie. Eine Kombination aus Beobachtungen und Theorie deutet darauf hin, dass die ersten Quasare und Galaxien etwa eine Milliarde Jahre nach dem Urknall entstanden sind und sich seither größere Strukturen wie Galaxienhaufen und Superhaufen gebildet haben.

Die Sternpopulationen sind gealtert und haben sich weiterentwickelt, so dass weit entfernte Galaxien (die so beobachtet werden, wie sie im frühen Universum waren) ganz anders aussehen als nahe gelegene Galaxien (die in einem neueren Zustand beobachtet werden). Außerdem unterscheiden sich Galaxien, die erst vor relativ kurzer Zeit entstanden sind, deutlich von Galaxien, die in ähnlicher Entfernung, aber kurz nach dem Urknall entstanden sind. Diese Beobachtungen sind ein starkes Argument gegen das Steady-State-Modell. Beobachtungen der Sternentstehung, der Verteilung von Galaxien und Quasaren sowie größerer Strukturen stimmen gut mit Urknallsimulationen der Strukturbildung im Universum überein und tragen dazu bei, die Theorie im Detail zu vervollständigen.

Primordiale Gaswolken

Fokusebene des BICEP2-Teleskops unter einem Mikroskop - verwendet für die Suche nach Polarisation im CMB.

2011 entdeckten Astronomen durch die Analyse von Absorptionslinien in den Spektren entfernter Quasare, dass es sich ihrer Meinung nach um unberührte Wolken aus primordialem Gas handelt. Vor dieser Entdeckung wurde bei allen anderen astronomischen Objekten beobachtet, dass sie schwere Elemente enthalten, die in Sternen gebildet werden. Obwohl sie für Kohlenstoff, Sauerstoff und Silizium empfindlich sind, wurden diese drei Elemente in diesen beiden Wolken nicht nachgewiesen. Da die Gaswolken keine nachweisbaren Mengen an schweren Elementen enthalten, sind sie wahrscheinlich in den ersten Minuten nach dem Urknall, während der BBN, entstanden.

Andere Beweise

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

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

Künftige Beobachtungen

Zukünftige Gravitationswellenobservatorien könnten in der Lage sein, primordiale Gravitationswellen, Relikte des frühen Universums, bis zu weniger als einer Sekunde nach dem Urknall zu entdecken.

Probleme und verwandte Themen in der Physik

Die Theorie der chaotischen Inflation wurde 1986 von Andrei Linde vorgeschlagen und ist nicht mit einer bestimmten Quantengravitationstheorie verknüpft. Sie besagt, dass der Großteil des Universums ewig inflationär expandiert und nur innerhalb verschiedener Blasen die Inflation zum Erliegen kommt, sodass sich eine Vielzahl von Teiluniversen bildet. Dem Modell zufolge sorgen die Quantenfluktuationen des Inflatonfelds dafür, dass der Großteil des Universums ewig in der inflationären Phase bleibt. Nicht-inflationäre Blasen entstehen, wenn die Quantenfluktuationen des Inflatonfeldes lokal kleiner werden. Obwohl die Wahrscheinlichkeit für die Entstehung dieser Blasen sehr hoch ist, sorgt die hohe Geschwindigkeit der Inflation dafür, dass sie gegenüber dem Rest des Universums sehr schnell sehr viel kleiner werden, dadurch nur sehr selten kollidieren und der Großteil des Universums durch ewige Inflation geprägt ist.

Die verschiedenen Teiluniversen können unterschiedliche Werte der Naturkonstanten und damit unterschiedliche physikalische Gesetze enthalten, wenn es mehrere stabile Zustände des Feldes gibt. Die Theorie wird manchmal auch als Multiversumstheorie aufgefasst (zum Beispiel Alexander Vilenkin), da viele Teiluniversen existieren, die nie miteinander in Kontakt treten können. Das inflationäre Multiversum wird auch als Quantenschaum bezeichnet, da es in seinen Eigenschaften nicht mit dem beobachtbaren Universum übereinstimmt. So enthält es der Theorie zufolge weder Materie noch Strahlung, sondern ausschließlich das Inflatonfeld.

Wie bei jeder Theorie haben sich auch bei der Entwicklung der Urknalltheorie eine Reihe von Rätseln und Problemen ergeben. Einige dieser Rätsel und Probleme wurden bereits gelöst, andere sind noch offen. Die vorgeschlagenen Lösungen für einige der Probleme des Urknallmodells haben neue Rätsel aufgeworfen. Das Horizontproblem, das magnetische Monopolproblem und das Flachheitsproblem zum Beispiel werden am häufigsten mit der Inflationstheorie gelöst, aber die Details des inflationären Universums sind immer noch ungelöst, und viele, einschließlich einiger Begründer der Theorie, sagen, dass es widerlegt wurde. Im Folgenden werden die rätselhaften Aspekte der Urknalltheorie aufgelistet, die von Kosmologen und Astrophysikern noch intensiv untersucht werden.

Baryonische Asymmetrie

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

Dunkle Energie

Messungen der Rotverschiebungs-Magnituden-Relation für Supernovae vom Typ Ia deuten darauf hin, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt hat, seit das Universum etwa halb so alt ist wie heute. Um diese Beschleunigung zu erklären, setzt die allgemeine Relativitätstheorie voraus, dass ein Großteil der Energie im Universum aus einer Komponente mit großem Unterdruck besteht, die als "dunkle Energie" bezeichnet wird.

Die dunkle Energie ist zwar spekulativ, löst aber zahlreiche Probleme. Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds deuten darauf hin, dass das Universum räumlich nahezu flach ist, und daher muss das Universum nach der allgemeinen Relativitätstheorie fast genau die kritische Dichte von Masse/Energie aufweisen. Die Massendichte des Universums kann jedoch anhand seiner Gravitationshäufung gemessen werden und beträgt nur etwa 30 % der kritischen Dichte. Da die Theorie nahelegt, dass sich die dunkle Energie nicht auf die übliche Weise bündelt, ist sie die beste Erklärung für die "fehlende" Energiedichte. Die dunkle Energie trägt auch zur Erklärung zweier geometrischer Maße für die Gesamtkrümmung des Universums bei, von denen das eine die Frequenz der Gravitationslinsen und das andere das charakteristische Muster der großräumigen Struktur als kosmisches Lineal verwendet.

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

Die dunkle Energiekomponente des Universums wurde von Theoretikern mit einer Vielzahl konkurrierender Theorien erklärt, darunter Einsteins kosmologische Konstante, aber auch mit exotischeren Formen der Quintessenz oder anderen modifizierten Gravitationsmodellen. Das Problem der kosmologischen Konstante, das manchmal als das "peinlichste Problem der Physik" bezeichnet wird, ergibt sich aus der offensichtlichen Diskrepanz zwischen der gemessenen Energiedichte der dunklen Energie und derjenigen, die naiv aus den Planck-Einheiten vorhergesagt wird.

Den Friedmann-Gleichungen zufolge war die Energiedichte des Universums in seiner Frühphase sehr hoch. Das bedeutet, dass auch die Energien der Teilchen im Mittel sehr hoch waren. Die sehr frühe Phase des Universums ist daher Gegenstand von Theorien, die nicht mit Laborexperimenten überprüft werden können.

Dunkle Materie

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

In den 1970er und 1980er Jahren zeigten verschiedene Beobachtungen, dass es im Universum nicht genügend sichtbare Materie gibt, um die scheinbare Stärke der Gravitationskräfte innerhalb und zwischen Galaxien zu erklären. Dies führte zu der Vorstellung, dass bis zu 90 % der Materie im Universum dunkle Materie ist, die weder Licht aussendet noch mit normaler baryonischer Materie wechselwirkt. Darüber hinaus führte die Annahme, dass das Universum größtenteils aus normaler Materie besteht, zu Vorhersagen, die in starkem Widerspruch zu den Beobachtungen standen. Insbesondere ist das heutige Universum viel klumpiger und enthält viel weniger Deuterium, als ohne dunkle Materie zu erklären wäre. Obwohl die dunkle Materie schon immer umstritten war, wird sie aus verschiedenen Beobachtungen abgeleitet: Anisotropien im CMB, Geschwindigkeitsverteilungen in Galaxienhaufen, großräumige Strukturverteilungen, Gravitationslinsenstudien und Röntgenmessungen von Galaxienhaufen.

Indirekte Beweise für die dunkle Materie ergeben sich aus ihrem Gravitationseinfluss auf andere Materie, da bisher keine Teilchen der dunklen Materie in Labors beobachtet wurden. In der Teilchenphysik wurden viele Kandidaten für dunkle Materie vorgeschlagen, und es laufen mehrere Projekte, um sie direkt nachzuweisen.

Darüber hinaus gibt es noch offene Probleme im Zusammenhang mit dem derzeit favorisierten Modell der kalten dunklen Materie, darunter das Problem der Zwerggalaxien und das Problem des kugelförmigen Halos. Es wurden alternative Theorien vorgeschlagen, die keine große Menge an unentdeckter Materie voraussetzen, sondern stattdessen die von Newton und Einstein aufgestellten Gravitationsgesetze modifizieren; bisher war jedoch keine alternative Theorie bei der Erklärung aller bisherigen Beobachtungen so erfolgreich wie das Modell der kalten dunklen Materie.

Das Horizontproblem

Das Horizontproblem ergibt sich aus der Prämisse, dass sich Informationen nicht schneller als das Licht bewegen können. In einem Universum endlichen Alters setzt dies eine Grenze - den Teilchenhorizont - für den Abstand zwischen zwei beliebigen Raumregionen, die in kausalem Kontakt stehen. Die beobachtete Isotropie des CMB ist in dieser Hinsicht problematisch: Wäre das Universum bis zum Zeitpunkt der letzten Streuung immer von Strahlung oder Materie dominiert gewesen, würde der Teilchenhorizont zu diesem Zeitpunkt etwa 2 Grad am Himmel entsprechen. Es gäbe dann keinen Mechanismus, der bewirken könnte, dass breitere Regionen die gleiche Temperatur haben: 191-202 

Eine Lösung für diese offensichtliche Unstimmigkeit bietet die Inflationstheorie, bei der ein homogenes und isotropes skalares Energiefeld das Universum zu einem sehr frühen Zeitpunkt (vor der Baryogenese) beherrscht. Während der Inflation erfährt das Universum eine exponentielle Ausdehnung, und der Teilchenhorizont dehnt sich viel schneller aus als bisher angenommen, so dass sich Regionen, die sich derzeit auf gegenüberliegenden Seiten des beobachtbaren Universums befinden, weit innerhalb des Teilchenhorizonts des jeweils anderen befinden. Die beobachtete Isotropie des CMB ergibt sich dann aus der Tatsache, dass diese größere Region vor dem Beginn der Inflation in kausalem Kontakt stand: 180-186 

Die Heisenbergsche Unschärferelation sagt voraus, dass es während der Inflationsphase zu thermischen Quantenfluktuationen kommen würde, die sich zu einem kosmischen Ausmaß verstärken würden. Diese Fluktuationen dienten als Keim für alle heutigen Strukturen im Universum.: 207  Die Inflation sagt voraus, dass die ursprünglichen Fluktuationen nahezu skaleninvariant und gaußförmig sind, was durch Messungen des CMB genau bestätigt wurde.: sec 6 

Bei einer Inflation würde die exponentielle Ausdehnung große Bereiche des Weltraums weit über unseren Beobachtungshorizont hinausschieben.: 180-186 

Ein mit dem klassischen Horizontproblem zusammenhängendes Problem ergibt sich daraus, dass in den meisten kosmologischen Standard-Inflationsmodellen die Inflation lange vor dem Bruch der elektroschwachen Symmetrie aufhört, so dass die Inflation nicht in der Lage sein sollte, großräumige Diskontinuitäten im elektroschwachen Vakuum zu verhindern, da entfernte Teile des beobachtbaren Universums kausal getrennt waren, als die elektroschwache Epoche endete.

Magnetische Monopole

Der Einwand der magnetischen Monopole wurde in den späten 1970er Jahren erhoben. Die Grand Unified Theories (GUTs) sagten topologische Defekte im Raum voraus, die sich als magnetische Monopole manifestieren würden. Diese Objekte würden im heißen frühen Universum effizient erzeugt, was zu einer viel höheren Dichte führen würde, als es mit den Beobachtungen übereinstimmt, da keine Monopole gefunden worden sind. Dieses Problem wird durch die kosmische Inflation gelöst, die alle punktuellen Defekte aus dem beobachtbaren Universum entfernt, so wie sie auch die Geometrie zur Ebenheit führt.

Das Problem der Ebenheit

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

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

Das Problem ist, dass jede kleine Abweichung von der kritischen Dichte mit der Zeit zunimmt, und dennoch ist das Universum heute nahezu flach. Angesichts der Tatsache, dass eine natürliche Zeitskala für die Abweichung von der Flachheit die Planck-Zeit (10-43 Sekunden) sein könnte, erfordert die Tatsache, dass das Universum nach Milliarden von Jahren weder einen Wärmetod noch einen Big Crunch erreicht hat, eine Erklärung. So muss die Dichte des Universums selbst in dem relativ späten Alter von wenigen Minuten (dem Zeitpunkt der Nukleosynthese) innerhalb eines Teils von 1014 von seinem kritischen Wert gelegen haben, sonst würde es nicht so existieren, wie es heute existiert.

Das endgültige Schicksal des Universums

Vor den Beobachtungen der dunklen Energie haben Kosmologen zwei Szenarien für die Zukunft des Universums in Betracht gezogen. Wäre die Massendichte des Universums größer als die kritische Dichte, dann würde das Universum eine maximale Größe erreichen und dann beginnen zu kollabieren. Es würde wieder dichter und heißer werden und schließlich in einem ähnlichen Zustand enden wie zu Beginn - dem Big Crunch.

Wäre die Dichte im Universum gleich oder niedriger als die kritische Dichte, würde sich die Expansion zwar verlangsamen, aber niemals aufhören. Die Sternentstehung würde mit dem Verbrauch des interstellaren Gases in jeder Galaxie aufhören; die Sterne würden ausbrennen und weiße Zwerge, Neutronensterne und schwarze Löcher hinterlassen. Kollisionen zwischen diesen würden dazu führen, dass sich die Masse in immer größeren Schwarzen Löchern ansammelt. Die Durchschnittstemperatur des Universums würde sich ganz allmählich asymptotisch dem absoluten Nullpunkt nähern - ein Big Freeze. Wenn Protonen instabil sind, würde die baryonische Materie verschwinden und nur Strahlung und schwarze Löcher übrig bleiben. Schließlich würden schwarze Löcher verdampfen, indem sie Hawking-Strahlung aussenden. Die Entropie des Universums würde bis zu dem Punkt ansteigen, an dem keine organisierte Form von Energie mehr gewonnen werden könnte - ein Szenario, das als Wärmetod bekannt ist.

Moderne Beobachtungen einer sich beschleunigenden Expansion deuten darauf hin, dass immer mehr Teile des derzeit sichtbaren Universums hinter unseren Ereignishorizont gelangen und uns nicht mehr berühren werden. Das letztendliche Ergebnis ist nicht bekannt. Das ΛCDM-Modell des Universums enthält dunkle Energie in Form einer kosmologischen Konstante. Diese Theorie besagt, dass nur gravitativ gebundene Systeme wie Galaxien zusammenbleiben und dass auch sie dem Wärmetod unterliegen, wenn sich das Universum ausdehnt und abkühlt. Andere Erklärungen der dunklen Energie, die so genannten Phantom-Energie-Theorien, gehen davon aus, dass Galaxienhaufen, Sterne, Planeten, Atome, Kerne und die Materie selbst letztlich durch die immer stärkere Ausdehnung in einem so genannten Großen Riss auseinander gerissen werden.

Missverständnisse

Eines der häufigsten Missverständnisse über das Urknallmodell ist, dass es den Ursprung des Universums vollständig erklärt. Das Urknallmodell beschreibt jedoch nicht, wie Energie, Zeit und Raum entstanden sind, sondern vielmehr die Entstehung des heutigen Universums aus einem extrem dichten und hochtemperierten Anfangszustand. Es ist irreführend, sich den Urknall durch den Vergleich seiner Größe mit Alltagsgegenständen vorzustellen. Wenn die Größe des Universums zum Zeitpunkt des Urknalls beschrieben wird, bezieht sich dies auf die Größe des beobachtbaren Universums und nicht auf das gesamte Universum.

Das Hubble-Gesetz besagt, dass sich Galaxien, die sich jenseits der Hubble-Entfernung befinden, schneller als mit Lichtgeschwindigkeit entfernen. Die spezielle Relativitätstheorie gilt jedoch nur für die Bewegung durch den Raum. Das Hubble-Gesetz beschreibt die Geschwindigkeit, die sich aus der Ausdehnung des Raums ergibt, und nicht die Geschwindigkeit durch den Raum.

Astronomen bezeichnen die kosmologische Rotverschiebung oft als Doppler-Verschiebung, was zu einem Missverständnis führen kann. Obwohl sie ähnlich ist, ist die kosmologische Rotverschiebung nicht identisch mit der klassisch abgeleiteten Doppler-Rotverschiebung, da die meisten elementaren Ableitungen der Doppler-Rotverschiebung die Expansion des Raums nicht berücksichtigen. Eine genaue Ableitung der kosmologischen Rotverschiebung erfordert die Anwendung der allgemeinen Relativitätstheorie, und während eine Behandlung mit einfacheren Doppler-Effekt-Argumenten nahezu identische Ergebnisse für nahe Galaxien liefert, kann die Interpretation der Rotverschiebung weiter entfernter Galaxien als Folge der einfachsten Doppler-Rotverschiebungsbehandlungen zu Verwirrung führen.

Kosmologie vor dem Urknall

Der Urknall erklärt die Entwicklung des Universums ausgehend von einer Ausgangsdichte und -temperatur, die weit jenseits der Möglichkeiten der Menschheit liegen, um sie zu reproduzieren, so dass Extrapolationen zu den extremsten Bedingungen und frühesten Zeiten notwendigerweise spekulativ sind. Lemaître nannte diesen Anfangszustand das "Uratom", Gamow bezeichnete das Material als "Ylem". Wie der Anfangszustand des Universums entstanden ist, ist immer noch eine offene Frage, aber das Urknallmodell schränkt einige seiner Eigenschaften ein. So sind beispielsweise bestimmte Naturgesetze höchstwahrscheinlich auf zufällige Weise entstanden, doch wie die Inflationsmodelle zeigen, sind bestimmte Kombinationen dieser Gesetze weitaus wahrscheinlicher. Ein flaches Universum impliziert ein Gleichgewicht zwischen potenzieller Gravitationsenergie und anderen Energieformen, so dass keine zusätzliche Energie erzeugt werden muss.

Die Urknalltheorie, die auf den Gleichungen der klassischen allgemeinen Relativitätstheorie aufbaut, deutet auf eine Singularität am Ursprung der kosmischen Zeit hin, und eine solche unendliche Energiedichte könnte eine physikalische Unmöglichkeit darstellen. Allerdings sind die physikalischen Theorien der allgemeinen Relativitätstheorie und der Quantenmechanik in ihrer derzeitigen Form nicht vor der Planck-Epoche anwendbar, und um dies zu korrigieren, muss eine korrekte Behandlung der Quantengravitation entwickelt werden. Bestimmte Behandlungen der Quantengravitation, wie etwa die Wheeler-DeWitt-Gleichung, implizieren, dass die Zeit selbst eine emergente Eigenschaft sein könnte. Daraus könnte die Physik schließen, dass die Zeit vor dem Urknall nicht existierte.

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

Einige spekulative Vorschläge in diesem Zusammenhang, von denen jeder einzelne ungeprüfte Hypothesen beinhaltet, sind:

  • Die einfachsten Modelle, in denen der Urknall durch Quantenfluktuationen verursacht wurde. Die Wahrscheinlichkeit, dass dieses Szenario eintritt, ist sehr gering, aber nach dem Totalitätsprinzip wird auch das unwahrscheinlichste Ereignis irgendwann eintreten. Der Urknall fand aus unserer Sicht sofort statt, da es vor dem Urknall keine wahrgenommene Zeit gab.
  • Modelle, in denen die gesamte Raumzeit endlich ist, einschließlich der Hartle-Hawking-Bedingung ohne Grenzen. In diesen Fällen stellt der Urknall zwar die Grenze der Zeit dar, aber ohne Singularität. In einem solchen Fall ist das Universum selbstgenügsam.
  • Modelle der Brane-Kosmologie, bei denen die Inflation auf die Bewegung von Branen in der Stringtheorie zurückzuführen ist; das Prä-Big Bang-Modell; das ekpyrotische Modell, bei dem der Urknall das Ergebnis einer Kollision zwischen Branen ist; und das zyklische Modell, eine Variante des ekpyrotischen Modells, bei dem Kollisionen periodisch auftreten. Im letztgenannten Modell ging dem Urknall ein Big Crunch voraus, und das Universum wechselt von einem Prozess zum nächsten.
  • Ewige Inflation, bei der die universelle Inflation lokal hier und da auf zufällige Weise endet, wobei jeder Endpunkt zu einem Blasenuniversum führt, das sich aus seinem eigenen Urknall ausdehnt.

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

Die Branenkosmologie ist eine Theorie, die in enger Verbindung zur Stringtheorie steht und Konzepte dieser Theorie verwendet. Modelle der Branenkosmologie beschreiben eine mindestens fünfdimensionale Raumzeit, in die die vierdimensionale Raumzeit als „Brane“ (das Wort ist von „Membran“ abgeleitet) eingebettet ist. Die moderne Behandlung dieser Theorie ging vom 1999 entwickelten Randall-Sundrum-Modell aus. In diesem soll eine Brane das beobachtbare Universum modellieren. Es liefert ein Erklärungsmodell dafür, warum die Gravitation viel schwächer ist als die anderen Grundkräfte, beschreibt aber keine Evolution des Universums. Es enthält also keine Expansion des Universums und daher auch weder Rotverschiebung noch Hintergrundstrahlung. Es ist damit kein realistisches Modell des beobachtbaren Universums.

Religiöse und philosophische Interpretationen

Als Beschreibung des Ursprungs des Universums hat der Urknall eine bedeutende Bedeutung für Religion und Philosophie. Infolgedessen ist er zu einem der lebhaftesten Bereiche im Diskurs zwischen Wissenschaft und Religion geworden. Einige glauben, der Urknall impliziere einen Schöpfer, während andere argumentieren, die Urknallkosmologie mache den Begriff eines Schöpfers überflüssig.

Grundannahmen

Universalität der Naturgesetze

Um das gesamte Universum in jedem seiner Entwicklungsstadien auf der Grundlage der uns bekannten Naturgesetze beschreiben zu können, ist die Annahme unabdingbar, dass diese Naturgesetze universell und konstant (zeitunabhängig) gelten. Es gibt keine Beobachtungen der Astronomie (etwa 13,5 Mrd. Jahre zurückblickend) oder der Paläogeologie (4 Mrd. Jahre zurück), die diese Annahme in Frage stellen.

Aus der angenommenen Konstanz und Universalität der derzeit bekannten Naturgesetze folgt, dass sich die Entwicklung des Universums als Ganzes mittels der allgemeinen Relativitätstheorie und die darin ablaufenden Prozesse mit dem Standardmodell der Elementarteilchenphysik beschreiben lassen. Im extremen Fall großer Materiedichte und gleichzeitig großer Raumzeitkrümmung werden zur Beschreibung gleichzeitig die allgemeine Relativitätstheorie und zusätzlich die Quantenfeldtheorien benötigt, die dem Standardmodell zugrunde liegen. Die Vereinigung stößt jedoch auf fundamentale Schwierigkeiten, sodass zurzeit die ersten paar Mikrosekunden der Geschichte des Universums nicht konsistent beschrieben werden können.

GUT-Ära

Kosmische Inflation

Die Inflation wird zeitlich in der GUT-Ära angesiedelt. Während der Inflation dehnte sich das Universum innerhalb von 10−35 bis 10−32 Sekunden um einen Faktor zwischen 1030 und 1050 aus. Diese rasante Ausdehnung des Universums wird gelegentlich als überlichtschnell bezeichnet, was jedoch nicht sinnvoll ist. Denn am Hubble Horizont bewegen sich Objekte bei jeder Expansion mit Lichtgeschwindigkeit und weiter entfernte noch schneller vom Beobachter weg. Dies steht nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, da diese nur eine überlichtschnelle Bewegung im Raum verbietet, nicht jedoch eine überlichtschnelle Ausdehnung des Raumes selbst. Auch die Vergrößerung des Hubble Horizontes selbst erfolgte bis zur Schubumkehr vor 6,1 Milliarden Jahren überlichtschnell. Dies ist also keine Besonderheit der Inflationsphase. Der Bereich, der dem heute beobachtbaren Universum entspricht, hätte dabei der Theorie zufolge von einem Durchmesser, der den eines Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm expandieren müssen.

Die genauen Details der Inflation sind unbekannt, allerdings gelten die Messungen der Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung durch den WMAP-Satelliten als starkes Indiz dafür, dass eine Inflation mit bestimmten Eigenschaften stattgefunden hat. Mittels der Messergebnisse des Planck-Weltraumteleskops könnte es möglich werden, genauere Erkenntnisse über die Inflationsepoche zu gewinnen. Die ursprüngliche Inflationstheorie geht auf eine Arbeit von Alan Guth aus dem Jahr 1981 zurück und wurde von Andrei Dmitrijewitsch Linde und anderen seither weiter bearbeitet. In dieser Theorie werden eine oder mehrere Skalarfelder verwendet, die als Inflatonfelder bezeichnet werden.

Ebenfalls unklar ist die Ursache für das Ende der Inflation. Eine mögliche Erklärung hierfür sollen Slow-Roll-Modelle bieten, in denen das Inflatonfeld ein energetisches Minimum erreicht und die Inflation deshalb endet; eine Alternative ist das bereits beschriebene GUT-Modell, in dem das Ende der Inflation durch Brechung der GUT-Symmetrie erklärt wird.

Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären:

  • die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem),
  • die geringe Krümmung des Raumes (Flachheitsproblem),
  • die Tatsache, dass keine magnetischen Monopole beobachtet werden,
  • die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen,
  • das bereits erwähnte Spektrum der Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Das Inflationsmodell versagt jedoch bei der Erklärung der kosmologischen Konstante. Einsteins wäre demnach nicht konstant, sondern abhängig von der Zeit, eine Annahme, die in Quintessenz-Modellen verwendet wird. Weitergehende Modelle halten die kosmologische Konstante für konstant.

Entwicklung des Universums

Entwicklungsstadien des Universums (nur zur Illustration, nicht maßstäblich)

Die Zeit nach der Inflation und der Brechung einer angenommenen GUT-Symmetrie sowie der elektroschwachen Symmetrie kann mit den bekannten physikalischen Theorien beschrieben werden. Das Verhalten des Universums ab dieser Phase ist durch Beobachtungen gut belegt und unterscheidet sich in den verschiedenen Urknall-Modellen kaum.

Vorhersagen der Urknall-Modelle

Die Urknall-Modelle mit den oben beschriebenen Charakteristika sind die anerkanntesten Modelle zur Erklärung des heutigen Zustandes des Universums. Der Grund dafür ist, dass sie einige zentrale Vorhersagen machen, die sich gut mit dem beobachteten Zustand des Universums decken. Die wichtigsten Vorhersagen sind die Expansion des Universums, die kosmische Hintergrundstrahlung und die Elementverteilung, insbesondere der Anteil an Helium an der Gesamtmasse der baryonischen Materie. Auch die wichtigsten Eigenschaften der Temperaturfluktuationen der kosmischen Hintergrundstrahlung werden im Rahmen der Urknall-Modelle mittels kosmologischer Störungstheorie sehr erfolgreich erklärt. Die Theorie der Temperaturfluktuationen bietet außerdem ein Modell zur Entstehung großräumiger Strukturen, nämlich der Filamente und Voids, die die zuvor beschriebene Wabenstruktur bilden.

Weitergehende Modelle

Schleifenquantenkosmologie

Die Schleifenquantenkosmologie ist eine Theorie, die sich aus der Schleifenquantengravitation entwickelt hat (unter anderem durch Martin Bojowald). Da in dieser Theorie das kosmologische Prinzip als Annahme vorausgesetzt wird, ist noch nicht geklärt, inwiefern sie mit der Schleifenquantengravitation selbst kompatibel ist. Die Loop Quantum Cosmology gibt eine Erklärung für die kosmische Inflation und bietet mit dem Big Bounce ein kosmologisches Modell ohne Urknallsingularität. In diesem Modell kollabiert ein Vorgänger-Universum in einem Big Crunch, allerdings sorgen Effekte der Quantengravitation dafür, dass es nicht zu einer Singularität kollabiert, sondern nur bis zu einer maximalen Dichte. Dann setzt wieder eine Expansion ein, aus der das heutige Universum hervorgeht. Dieses Modell ist aktuell Forschungsgegenstand und viele Fragen sind noch ungeklärt. Unter anderem ist nicht klar, ob sich die Geschichte des zyklischen Universums bei jedem Durchlauf identisch wiederholt oder variiert. Eine Weiterentwicklung des Modells ergibt ein zyklisches Universum, das immer im Wechsel bis zu einer maximalen Ausdehnung expandiert und zu einer minimalen Ausdehnung kollabiert.