Wie ist unser Universum entstanden? Wie kam es zu dem scheinbar unendlichen Ort, den wir heute kennen? Und was wird in Ewigkeiten daraus? Dies sind die Fragen, die Philosophen und Gelehrte seit Anbeginn der Zeit beschäftigten und zu einigen ziemlich wilden und interessanten Theorien führten. Heute ist man sich unter Wissenschaftlern, Astronomen und Kosmologen einig, dass das Universum, wie wir es kennen, in einer massiven Explosion entstanden ist, die nicht nur den Großteil der Materie, sondern auch die physikalischen Gesetze, die unseren sich ständig erweiternden Kosmos bestimmen, geschaffen hat. Dies ist als The Big Bang Theory bekannt.
Seit fast einem Jahrhundert wird der Begriff von Gelehrten und Nicht-Gelehrten gleichermaßen in Umlauf gebracht. Dies sollte nicht überraschen, da es sich um die am meisten akzeptierte Theorie unserer Ursprünge handelt. Aber was genau bedeutet es? Wie wurde unser Universum bei einer massiven Explosion konzipiert, welche Beweise gibt es dafür und was sagt die Theorie über die Langzeitprojektionen für unser Universum?
Die Grundlagen der Urknalltheorie sind ziemlich einfach. Kurz gesagt, die Urknall-Hypothese besagt, dass die gesamte gegenwärtige und vergangene Materie im Universum vor etwa 13,8 Milliarden Jahren zur gleichen Zeit entstanden ist. Zu diesem Zeitpunkt war alle Materie zu einer sehr kleinen Kugel mit unendlicher Dichte und intensiver Hitze namens a . verdichtet Singularität . Plötzlich begann sich die Singularität auszudehnen und das Universum, wie wir es kennen, begann.
Dies ist zwar nicht die einzige moderne Theorie zur Entstehung des Universums – zum Beispiel gibt es die Steady-State-Theorie oder der Theorie des oszillierenden Universums – es ist das am weitesten verbreitete und beliebteste. Das Modell erklärt nicht nur den Ursprung aller bekannten Materie, die Gesetze der Physik und die großräumige Struktur des Universums, es erklärt auch die Expansion des Universums und eine breite Palette anderer Phänomene.
Zeitleiste der Urknalltheorie
Ausgehend vom aktuellen Zustand des Universums haben Wissenschaftler die Theorie aufgestellt, dass es an einem einzigen Punkt unendlicher Dichte und endlicher Zeit entstanden sein muss, der sich auszudehnen begann. Nach der anfänglichen Expansion behauptet die Theorie, dass sich das Universum ausreichend abgekühlt hat, um die Bildung subatomarer Teilchen und später einfacher Atome zu ermöglichen. Riesige Wolken dieser Urelemente verschmolzen später durch die Schwerkraft zu Sternen und Galaxien.
Dies alles begann vor etwa 13,8 Milliarden Jahren und gilt daher als das Alter des Universums. Durch das Testen theoretischer Prinzipien, Experimente mit Teilchenbeschleunigern und hochenergetischen Zuständen und astronomischen Studien, die das tiefe Universum beobachtet haben, haben Wissenschaftler eine Zeitleiste von Ereignissen erstellt, die mit dem Urknall begann und zum aktuellen Stand der kosmischen Evolution geführt hat .
Die frühesten Zeiten des Universums – dauerten jedoch etwa 10-43bis 10-elfSekunden nach dem Urknall – sind Gegenstand umfangreicher Spekulationen. Angesichts der Tatsache, dass die Gesetze der Physik, wie wir sie kennen, zu diesem Zeitpunkt noch nicht existiert haben können, ist es schwer vorstellbar, wie das Universum regiert werden könnte. Außerdem wurden noch keine Experimente durchgeführt, die die Art von Energien erzeugen können, die involviert sind. Dennoch herrschen viele Theorien darüber vor, was in diesem ersten Moment geschah, von denen viele kompatibel sind.
Singularitätsepoche
Auch bekannt als die Planck-Epoche (oder Planck-Ära) war dies die früheste bekannte Periode des Universums. Zu dieser Zeit war alle Materie an einem einzigen Punkt von unendlicher Dichte und extremer Hitze kondensiert. Während dieser Zeit wird angenommen, dass die Quanteneffekte der Gravitation die physikalischen Wechselwirkungen dominierten und dass keine anderen physikalischen Kräfte von gleicher Stärke wie die Gravitation waren.
Diese Planck-Zeit erstreckt sich von Punkt 0 bis ungefähr 10-43Sekunden und wird so genannt, weil sie nur in der Planck-Zeit gemessen werden kann. Aufgrund der extremen Hitze und Dichte der Materie war der Zustand des Universums sehr instabil. So begann es sich auszudehnen und abzukühlen, was zur Manifestation der fundamentalen Kräfte der Physik führte.
Ab ca. 10-43zweite und 10-36, begann das Universum die Übergangstemperaturen zu überschreiten. Es wird angenommen, dass hier die fundamentalen Kräfte, die das Universum regieren, begonnen haben, sich voneinander zu trennen. Der erste Schritt dabei war die Trennung der Gravitationskraft von den Eichkräften, die für starke und schwache Kernkräfte und Elektromagnetismus verantwortlich sind.
Dann ab 10-36bis 10-32Sekunden nach dem Urknall war die Temperatur des Universums niedrig genug (1028K) dass sich auch die Kräfte des Elektromagnetismus (starke Kraft) und schwache Kernkräfte (schwache Wechselwirkung) trennen konnten und zwei unterschiedliche Kräfte bildeten.
Inflationsepoche
Mit der Erschaffung der ersten fundamentalen Kräfte des Universums begann die Inflationsepoche, die vom 10-32Sekunden in der Planck-Zeit zu einem unbekannten Punkt. Die meisten kosmologischen Modelle legen nahe, dass das Universum zu diesem Zeitpunkt homogen mit einer hohen Energiedichte gefüllt war und dass die unglaublich hohen Temperaturen und der Druck zu einer schnellen Expansion und Abkühlung führten.
Die Geschichte des Universums vom Urknall bis zur aktuellen Epoche. Bildnachweis: bicepkeck.orgThis
Dies begann um 10-37Sekunden, wo der Phasenübergang, der zur Trennung der Kräfte führte, auch zu einer Periode führte, in der das Universum exponentiell wuchs. Zu diesem Zeitpunkt trat auch die Baryogenese auf, die sich auf ein hypothetisches Ereignis bezieht, bei dem die Temperaturen so hoch waren, dass die zufälligen Bewegungen der Teilchen mit relativistischen Geschwindigkeiten auftraten.
Infolgedessen wurden ständig Teilchen-Antiteilchen-Paare aller Art erzeugt und bei Kollisionen zerstört, was vermutlich zur Vorherrschaft von Materie gegenüber Antimaterie im gegenwärtigen Universum geführt hat. Nach dem Aufhören der Inflation bestand das Universum aus einem Quark-Gluon-Plasma sowie allen anderen Elementarteilchen. Von diesem Punkt an begann sich das Universum abzukühlen und die Materie verschmolz und formte sich.
Kühlepoche
Als das Universum an Dichte und Temperatur weiter abnahm, begann die Energie jedes Teilchens abzunehmen und die Phasenübergänge setzten sich fort, bis sich die fundamentalen Kräfte der Physik und der Elementarteilchen in ihre gegenwärtige Form verwandelten. Da die Teilchenenergien auf Werte abgesunken wären, die durch Teilchenphysik-Experimente gewonnen werden können, ist ab diesem Zeitraum weniger spekuliert.
Wissenschaftler glauben beispielsweise, dass etwa 10-elfSekunden nach dem Urknall sank die Teilchenenergie erheblich. Bei etwa 10-6Sekunden kombinierten sich Quarks und Gluonen zu Baryonen wie Protonen und Neutronen, und ein kleiner Überschuss an Quarks gegenüber Antiquarks führte zu einem kleinen Überschuss an Baryonen gegenüber Antibaryonen.
Da die Temperaturen nicht hoch genug waren, um neue Proton-Antiproton-Paare (oder Neutron-Anit-Neutron-Paare) zu erzeugen, folgte sofort die Massenvernichtung, sodass nur noch eines von 10 . übrig blieb10der ursprünglichen Protonen und Neutronen und keiner ihrer Antiteilchen. Ein ähnlicher Prozess geschah etwa 1 Sekunde nach dem Urknall für Elektronen und Positronen. Nach diesen Annihilationen bewegten sich die restlichen Protonen, Neutronen und Elektronen nicht mehr relativistisch und die Energiedichte des Universums wurde von Photonen – und in geringerem Maße von Neutrinos – dominiert.
Ein paar Minuten nach der Expansion begann auch die Periode, die als Urknall-Nukleosynthese bekannt ist. Dank der Temperaturen, die auf 1 Milliarde Kelvin fielen und der Energiedichten auf etwa das Äquivalent von Luft sanken, begannen Neutronen und Protonen sich zu verbinden, um das erste Deuterium (ein stabiles Wasserstoffisotop) und Heliumatome des Universums zu bilden. Die meisten Protonen des Universums blieben jedoch unverbunden als Wasserstoffkerne.
Nach etwa 379.000 Jahren verbanden sich Elektronen mit diesen Kernen zu Atomen (wiederum meist Wasserstoff), während sich die Strahlung von der Materie entkoppelte und sich weitgehend ungehindert durch den Weltraum ausbreitete. Diese Strahlung ist heute bekannt als das, was die Kosmischer Mikrowellen-Hintergrund (CMB), das heute das älteste Licht im Universum ist.
Als sich das CMB ausdehnte, verlor es allmählich an Dichte und Energie und wird derzeit auf eine Temperatur von 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 °C/-454,763 °F) und eine Energiedichte von 0,25 eV/cm . geschätzt3(oder 4.005×10-14J/m3; 400–500 Photonen/cm3). Der CMB ist in einer Entfernung von etwa 13,8 Milliarden Lichtjahren in alle Richtungen zu sehen, aber Schätzungen seiner tatsächlichen Entfernung beziffern ihn auf etwa 46 Milliarden Lichtjahre vom Zentrum des Universums.
Struktur Epoche
Im Laufe der folgenden mehreren Milliarden Jahre begannen sich die etwas dichteren Regionen der fast gleichmäßig verteilten Materie des Universums gravitativ anzuziehen. Daher wurden sie noch dichter und bildeten Gaswolken, Sterne, Galaxien und die anderen astronomischen Strukturen, die wir heute regelmäßig beobachten.
Dies ist die sogenannte Strukturepoche, da in dieser Zeit das moderne Universum Gestalt annahm. Diese besteht aus sichtbarer Materie, die in Strukturen unterschiedlicher Größe verteilt ist, von Sternen und Planeten bis hin zu Galaxien, Galaxienhaufen und Superhaufen – in denen Materie konzentriert ist – die durch riesige Abgründe mit wenigen Galaxien getrennt sind.
Die Details dieses Prozesses hängen von der Menge und Art der Materie im Universum ab, wobei kalte dunkle Materie, warme dunkle Materie, heiße dunkle Materie und baryonische Materie die vier vorgeschlagenen Arten sind. Allerdings ist die Lambda-kalte dunkle Materie Modell (Lambda-CDM), bei dem sich die Teilchen der Dunklen Materie langsam im Vergleich zur Lichtgeschwindigkeit bewegten, gilt als das Standardmodell der Urknall-Kosmologie, da es am besten zu den verfügbaren Daten passt.
In diesem Modell wird geschätzt, dass kalte dunkle Materie etwa 23% der Materie/Energie des Universums ausmacht, während baryonische Materie etwa 4,6% ausmacht. Das Lambda bezieht sich auf die Kosmologische Konstante , eine Theorie, die ursprünglich von vorgeschlagen wurde Albert Einstein die versuchten zu zeigen, dass das Gleichgewicht von Masse-Energie im Universum statisch war. In diesem Fall ist es verbunden mit Dunkle Energie , die dazu diente, die Expansion des Universums zu beschleunigen und seine großräumige Struktur weitgehend einheitlich zu halten.
Diagramm, das das Lambda-CBR-Universum vom Urknall bis zur heutigen Zeit zeigt. Bildnachweis: Alex Mittelmann/Coldcreation
Langfristige Vorhersagen für die Zukunft des Universums
Die Hypothese, dass das Universum einen Ausgangspunkt hatte, wirft natürlich Fragen nach einem möglichen Endpunkt auf. Wenn das Universum als ein winziger Punkt unendlicher Dichte begann, der sich auszudehnen begann, bedeutet das dann, dass es sich auf unbestimmte Zeit weiter ausdehnen wird? Oder wird es eines Tages seine expansive Kraft verlieren und sich nach innen zurückziehen, bis alle Materie wieder zu einer winzigen Kugel knirscht?
Die Beantwortung dieser Frage ist seit Beginn der Debatte darüber, welches Modell des Universums das richtige sei, ein Hauptaugenmerk der Kosmologen. Mit der Annahme der Urknalltheorie, aber vor der Beobachtung der Dunklen Energie in den 1990er Jahren, waren sich Kosmologen auf zwei Szenarien als die wahrscheinlichsten Ergebnisse für unser Universum einig.
Im ersten Szenario, das allgemein als „Big Crunch“ bekannt ist, erreicht das Universum eine maximale Größe und beginnt dann, in sich selbst zu kollabieren. Dies wird nur möglich sein, wenn die Massendichte des Universums größer als die kritische Dichte ist. Mit anderen Worten, solange die Dichte der Materie bei oder über einem bestimmten Wert bleibt (1-3 × 10-26kg Materie pro m³) wird sich das Universum schließlich zusammenziehen.
Wenn die Dichte im Universum der kritischen Dichte entspricht oder darunter liegt, würde sich die Expansion verlangsamen, aber nie aufhören. In diesem Szenario, das als „Big Freeze“ bekannt ist, würde das Universum so lange weitergehen, bis die Sternentstehung schließlich mit dem Verbrauch des gesamten interstellaren Gases in jeder Galaxie aufhört. Inzwischen würden alle existierenden Sterne ausbrennen und zu Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern werden.
Ganz allmählich würden Kollisionen zwischen diesen Schwarzen Löchern dazu führen, dass sich Masse in immer größeren Schwarzen Löchern anhäuft. Die durchschnittliche Temperatur des Universums würde sich dem absoluten Nullpunkt nähern und Schwarze Löcher würden verdampfen, nachdem sie die letzte ihrer Hawking-Strahlung emittiert haben. Schließlich würde die Entropie des Universums so weit ansteigen, dass keine organisierte Energieform daraus gewonnen werden könnte (ein Szenario, das als „Hitzetod“ bekannt ist).
Moderne Beobachtungen, die die Existenz von Dunkler Energie und ihren Einfluss auf die kosmische Expansion beinhalten, haben zu dem Schluss geführt, dass immer mehr des derzeit sichtbaren Universums unseren Ereignishorizont (dh den CMB, den Rand dessen, was wir sehen können) überschreiten wird. und werden für uns unsichtbar. Das letztendliche Ergebnis davon ist derzeit nicht bekannt, aber auch in diesem Szenario wird der „Hitzetod“ als wahrscheinlicher Endpunkt angesehen.
Andere Erklärungen der Dunklen Energie, sogenannte Phantomenergietheorien, legen nahe, dass letztendlich Galaxienhaufen, Sterne, Planeten, Atome, Kerne und die Materie selbst durch die ständig zunehmende Expansion auseinandergerissen werden. Dieses Szenario ist als „Big Rip“ bekannt, in dem die Expansion des Universums selbst schließlich sein Untergang sein wird.
Geschichte der Urknalltheorie
Die frühesten Hinweise auf den Urknall waren das Ergebnis von Weltraumbeobachtungen, die zu Beginn des 20. Jahrhunderts durchgeführt wurden. Im Jahr 1912 führte der amerikanische Astronom Vesto Slipher eine Reihe von Beobachtungen von Spiralgalaxien (von denen angenommen wurde, dass sie Nebel seien) durch und maß ihre Doppler-Rotverschiebung . In fast allen Fällen wurde beobachtet, dass sich die Spiralgalaxien von unserer entfernten.
1922 entwickelte der russische Kosmologe Alexander Friedmann die sogenannten Friedmann-Gleichungen, die aus Einsteins Gleichungen für die Allgemeine Relativitätstheorie abgeleitet wurden. Im Gegensatz zu Einsteins damaliger Befürwortung einer kosmologischen Konstante zeigte Friedmanns Arbeit, dass sich das Universum wahrscheinlich in einem Zustand der Expansion befand.
1924 zeigte Edwin Hubbles Messung der großen Entfernung zum nächsten Spiralnebel, dass diese Systeme tatsächlich andere Galaxien waren. Zur gleichen Zeit begann Hubble mit der Entwicklung einer Reihe von Entfernungsindikatoren unter Verwendung des 100-Zoll (2,5 m) Hooker-Teleskops bei Mount-Wilson-Observatorium . Und 1929 entdeckte Hubble eine Korrelation zwischen Entfernung und Rezessionsgeschwindigkeit – die heute als . bekannt ist Hubbles Gesetz .
Und dann, im Jahr 1927, leitete Georges Lemaitre, ein belgischer Physiker und römisch-katholischer Priester, unabhängig die gleichen Ergebnisse wie Friedmanns Gleichungen ab und schlug vor, dass die abgeleitete Rezession der Galaxien auf die Expansion des Universums zurückzuführen sei. Im Jahr 1931 führte er dies weiter und deutete an, dass die gegenwärtige Expansion des Universums bedeutete, dass der Vater in die Vergangenheit zurückging, desto kleiner das Universum sein würde. Irgendwann in der Vergangenheit, argumentierte er, hätte sich die gesamte Masse des Universums auf einen einzigen Punkt konzentriert, von dem aus das eigentliche Gefüge von Raum und Zeit entstand.
Diese Entdeckungen lösten in den 1920er und 30er Jahren eine Debatte zwischen Physikern aus, wobei die Mehrheit dafür plädierte, dass sich das Universum in einem stationären Zustand befände. In diesem Modell wird während der Expansion des Universums ständig neue Materie erzeugt, wodurch die Einheitlichkeit und Dichte der Materie im Laufe der Zeit erhalten bleibt. Unter diesen Wissenschaftlern schien die Idee eines Urknalls eher theologisch als wissenschaftlich zu sein, und gegen Lemaitre wurden aufgrund seines religiösen Hintergrunds Vorurteile erhoben.
In dieser Zeit wurden auch andere Theorien vertreten, wie z Milne-Modell und das Oscillary Universe-Modell. Beide Theorien basierten auf Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie (letztere wurde von Einstein selbst befürwortet) und behaupteten, dass das Universum unendlichen oder unbestimmten, sich selbst erhaltenden Zyklen folgt.
Nach dem Zweiten Weltkrieg spitzte sich die Debatte zwischen Befürwortern des Steady-State-Modells (das von dem Astronomen Fred Hoyle formalisiert wurde) und Befürwortern der immer populärer werdenden Urknalltheorie zu. Ironischerweise war es Hoyle, der während einer BBC-Radiosendung im März 1949 den Ausdruck „Urknall“ prägte, der von einigen als abwertende Entlassung angesehen wurde (was Hoyle bestritt).
Schließlich begannen die Beobachtungen, Big Bang gegenüber Steady State zu bevorzugen. Die Entdeckung und Bestätigung der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung im Jahr 1965 sicherte den Urknall als beste Theorie über die Entstehung und Entwicklung des Universums. Von den späten 60er bis in die 90er Jahre haben Astronomen und Kosmologen den Urknall noch besser gemacht, indem sie theoretische Probleme gelöst haben, die er aufgeworfen hat.
Dazu gehörten Arbeiten, die eingereicht wurden von Stephen Hawking und andere Physiker, die zeigten, dass Singularitäten eine unvermeidliche Anfangsbedingung der Allgemeinen Relativitätstheorie und ein Urknallmodell der Kosmologie sind. 1981 theoretisierte der Physiker Alan Guth eine Periode schneller kosmischer Expansion (auch bekannt als die „Inflation“-Epoche), die andere theoretische Probleme löste.
Die 1990er Jahre sahen auch den Aufstieg von Dark Energy als Versuch, noch offene Fragen in der Kosmologie zu lösen. Neben der Erklärung der fehlenden Masse des Universums (zusammen mit Dunkle Materie , ursprünglich 1932 von Jan Oort vorgeschlagen), lieferte es auch eine Erklärung dafür, warum sich das Universum immer noch beschleunigt, sowie eine Auflösung für Einsteins kosmologische Konstante.
Dank der Fortschritte bei Teleskopen, Satelliten und Computersimulationen, die es Astronomen und Kosmologen ermöglichten, mehr vom Universum zu sehen und sein wahres Alter besser zu verstehen, wurden bedeutende Fortschritte erzielt. Die Einführung von Weltraumteleskopen – wie dem Kosmischer Hintergrund-Explorer (COBE), die Hubble-Weltraumteleskop , Wilkinson Mikrowellen-Anisotropie-Sonde (WMAP) und die Planck-Observatorium – waren auch von unschätzbarem Wert.
Heute haben Kosmologen ziemlich genaue und genaue Messungen vieler Parameter des Modells der Urknalltheorie, ganz zu schweigen vom Alter des Universums selbst. Und alles begann mit der bekannten Beobachtung, dass sich massereiche Sternobjekte, viele Lichtjahre entfernt, langsam von uns entfernten. Und obwohl wir immer noch nicht sicher sind, wie alles enden wird, wissen wir, dass dies im kosmologischen Maßstab nicht lange, LANGE Zeit sein wird!
Weitere Ressourcen zur Urknalltheorie
Wir haben viele interessante Artikel über den Urknall hier bei Universe Today. Hier zum Beispiel Was ist der Beweis für den Urknall? , Was kam vor dem Urknall? , Eine neue Theorie über die Entstehung des Universums , und Was ist kosmische Hintergrundstrahlung?
Für mehr Informationen, schau dir die Seite der NASA an zur Urknalltheorie. WMAP-Missionswebseite der NASA, Urknall-Kosmologie , und seine 'Was ist die Urknalltheorie?' Auch gibt gute Einführungen zur Urknalltheorie. Eine ausführlichere Einführung finden Sie unter Kosmologie-Tutorial von Ned Wright .
Astronomy Cast hat auch mehrere relevante Episoden zu diesem Thema veröffentlicht. Hier ist Episode 137: Großräumige Struktur des Universums , Folge 123: Homogenität , und Folge 58: Inflation .
