Urknall

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Icon tools.svg
Dieser Artikel wurde den Mitarbeitern der Redaktion Physik zur Qualitätssicherung aufgetragen. Wenn Du Dich mit dem Thema auskennst, bist Du herzlich eingeladen, Dich an der Prüfung und möglichen Verbesserung des Artikels zu beteiligen. Der Meinungsaustausch darüber findet derzeit nicht auf der Artikeldiskussionsseite, sondern auf der Qualitätssicherungs-Seite der Physik statt.
Dieser Artikel handelt vom Beginn des Kosmos. Zum Fest siehe Luzerner Fasnacht.
Künstlerische Illustration der Entstehung des Universums aus dem Urknall heraus

Der Urknall (Aussprache: [ˈʔuːɐ̯ˌknal], aus ur- „zuerst“ und Knall) ist in der modernen Kosmologie der Beginn des Universums. Im Rahmen der Urknalltheorie wird auch das frühe Universum beschrieben, das heißt, die zeitliche Entwicklung des Universums nach dem Urknall. Er ereignete sich nach dem kosmologischen Standardmodell (Lambda-CDM-Modell) vor etwa 13,8 Milliarden Jahren.

Der Urknall bezeichnet keine Explosion in einem bestehenden Raum, sondern die gemeinsame Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer ursprünglichen Singularität. Da keine konsistente Theorie der Quantengravitation existiert, gibt es in der heutigen Physik keine allgemein akzeptierte Theorie zum Zustand des Universums zu sehr frühen Zeiten, als seine Dichte der Planck-Dichte entsprach. Daher ist der Begriff „Urknall“ die Bezeichnung eines formalen Punktes, der durch Betrachtung des kosmologischen Modells eines expandierenden Universums über den Gültigkeitsbereich der zugrunde liegenden allgemeinen Relativitätstheorie hinaus erreicht wird.

Als Begründer der Urknall-Theorie gilt der Theologe und Physiker Georges Lemaître, der 1931 für den heißen Anfangszustand des Universums den Begriff „primordiales Atom“ oder „Uratom“, später auch „kosmisches Ei“ verwendete. Der Begriff Urknall (engl. big bang, wörtlich also ‚Großer Knall‘) wurde von Sir Fred Hoyle geprägt, der als Kritiker und Vertreter der konkurrierenden Steady-State-Theorie diese Theorie unglaubwürdig erscheinen lassen wollte. Die Steady-State-Theorie verlor in den 1960er Jahren an Zustimmung, als astronomische Beobachtungen zunehmend die Urknalltheorie bestätigten, und wird heute nur noch von einer Minderheit der Kosmologen untersucht.

Übersicht

Mit dem Begriff Urknall ist der Anfangspunkt der Entstehung von Materie und Raumzeit gemeint. Ein solcher Anfang ergibt sich aus kosmologischen Theorien, denen zufolge sich das Universum dauerhaft ausdehnt. Diese von Astronomen beobachtete Expansion des Universums hat zum Begriff des Urknalls geführt: Die beobachtete Auseinanderbewegung der Galaxien ergibt zurückgerechnet einen Zeitpunkt, an dem diese auf ein enges Raumgebiet konzentriert waren. Zum Zeitpunkt des Urknalls ist die Energiedichte formal unendlich. Da physikalische Theorien die Existenz von Raum, Zeit und Materie voraussetzen, lässt sich der eigentliche Urknall mit ihnen nicht beschreiben. Die Quantenfeldtheorie und die allgemeine Relativitätstheorie haben weitere Voraussetzungen, die direkt nach dem Urknall nicht erfüllt waren. Sie eignen sich daher erst für eine Beschreibung ab einem Zeitpunkt, zu dem der Urknall deutlich mehr als eine Planckzeit (ca. 5,391·10-44 Sekunden) zurückliegt.

Die wichtigsten gemeinsamen Charakteristika und Vorhersagen der Urknalltheorien ergeben sich aus der Betrachtung der ersten etwa 300.000 Jahre der Entwicklung des Universums. In diesem Artikel wird daher die Evolution des frühen Universums beschrieben, die zu den wichtigsten Vorhersagen führt.

Grundannahmen

Die Urknalltheorien basieren auf zwei Grundannahmen: Die erste Annahme ist, dass die Naturgesetze universell sind und sich also das Universum mit den Naturgesetzen beschreiben lässt, die heute nahe der Erde gelten. Die zweite Annahme lautet, dass das Universum an jedem Ort (aber nicht zu jeder Zeit) in alle Richtungen für große Entfernungen gleich aussieht. Diese Annahme wird als Kopernikanisches Prinzip oder kosmologisches Prinzip bezeichnet. Im Folgenden werden diese Annahmen und grundlegende Folgerungen daraus erläutert.

Universalität der Naturgesetze

Die Annahme universeller Naturgesetze ist unabdingbar für eine Beschreibung des gesamten Universums. Alle bisherigen astronomischen Beobachtungen weisen auch auf eine Allgemeingültigkeit der Naturgesetze hin.

Aus dieser Universalität der Naturgesetze folgt, dass sich die Entwicklung des Universums mittels der allgemeinen Relativitätstheorie beschreiben lässt, welche die derzeit mehrheitlich anerkannte Theorie der Gravitation und Raumzeit ist. Dabei ist allerdings zu beachten, dass die allgemeine Relativitätstheorie nicht mit den Theorien der Quantenphysik vereinbar ist. Da bei sehr großer Materiedichte und damit sehr großer Raumzeitkrümmung Quanteneffekte zu erwarten sind, unterliegt daher die Beschreibung des frühen Universums Einschränkungen. Der Punkt des Urknalls selbst und eine sehr kurze, darauf folgende Zeitspanne von einer Planck-Zeit ist mit den derzeitigen Theorien nicht beschreibbar, und der Begriff „Urknall“ kann als Bezeichnung für diesen unverstandenen Teil verstanden werden.

Kosmologisches Prinzip

Das kosmologische Prinzip besagt, dass das Weltall zur selben Zeit an jedem Raumpunkt und auch in alle Richtungen für große Entfernungen gleich aussieht, und wird auch (räumliche) Homogenität genannt; die Annahme, dass es in jeder Richtung gleich aussehe, heißt (räumliche) Isotropie. Ein Blick zum Sternenhimmel mit bloßem Auge zeigt sofort, dass das Universum in der näheren Umgebung der Erde nicht homogen und isotrop ist, denn es gibt unregelmäßig verteilte Sterne. Auf größerer Skala bilden die Sterne Galaxien, die allerdings auch sehr ungleichmäßig verteilt sind und Galaxienhaufen bilden. Auf noch größerer Skala ist eine wabenartige Struktur erkennbar, die aus sogenannten Filamenten und Voids besteht.

Wendet man das kosmologische Prinzip auf die allgemeine Relativitätstheorie an, vereinfachen sich die einsteinschen Feldgleichungen zu den sogenannten Friedmann-Gleichungen. Die Friedmann-Gleichungen beschreiben demzufolge ein homogenes, isotropes Universum. Zur Lösung der Gleichungen geht man vom heutigen Zustand des Universums aus und verfolgt die Entwicklung rückwärts in der Zeit. Die exakte Lösung hängt insbesondere von den gemessenen Werten der Hubble-Konstante sowie diverser Dichteparameter ab, die den Masse- und Energieinhalt des Universums beschreiben. Man findet dann, dass das Universum früher kleiner war (Expansion des Universums); gleichzeitig war es heißer und dichter. Formal führt die Lösung auf einen Zeitpunkt, zu dem der Wert des Skalenfaktors verschwindet, also das Universum keine Ausdehnung hatte und die Temperatur und Dichte unendlich groß werden. Dieser Zeitpunkt wird als „Urknall“ bezeichnet. Er ist eine formale Singularität der Lösung der Friedmann-Gleichungen. Damit wird allerdings keine Aussage über die physikalische Realität einer derartigen Anfangssingularität gemacht, da die Gleichungen der klassischen Physik nur einen begrenzten Gültigkeitsbereich haben und nicht mehr anwendbar sind, wenn Quanteneffekte eine Rolle spielen, wie das im sehr frühen, heißen und dichten Universum angenommen wird. Zur Beschreibung der Entwicklung des Universums zu sehr frühen Zeiten ist eine Theorie der Quantengravitation erforderlich.

Das frühe Universum

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.

Vereinheitlichte Feldtheorien

Der Beginn des mit der allgemeinen Relativitätstheorie beschreibbaren Universums folgt im Rahmen einer Theorie einer einzelnen Urkraft dem Zeitpunkt, an dem sich die Gravitation von den anderen Grundkräften trennt. Die Eigenschaften einer solchen Urkraft und eines Universums, das von einer solchen beherrscht wird, sind unbekannt. Ein solches Urkraft-Modell geht deutlich über eine Theorie der Quantengravitation hinaus, und die derzeit nicht gegebene Existenz einer allgemein akzeptierten Theorie der Quantengravitation kann daher als Grundlage für die Entwicklung einer solchen Theorie betrachtet werden. Im Rahmen der Stringtheorie besteht die Hoffnung, eine universelle Theorie zu entwickeln, die eine Quantengravitation ebenso umfassen würde wie Theorien aller Grundkräfte. Ob und in welchem Sinne in einer solchen Theorie alle vier Grundkräfte vereinheitlicht wären, ist unklar.

Die anderen drei Grundkräfte, die starke Kernkraft, die schwache Kernkraft und die elektromagnetische Kraft, sind im Rahmen der Quantenfeldtheorie beschrieben. Mögliche vereinheitlichte Theorien lassen sich daher auf Basis der existierenden Theorien entwickeln. Allerdings reichen derzeitige Experimente nicht aus, um solche Theorien ausreichend zu prüfen. Aufgrund der Tatsache, dass es eine vereinheitlichte elektroschwache Wechselwirkung gibt, und aufgrund anderer theoretischer Argumente vermuten jedoch viele Physiker, dass eine solche Große vereinheitlichte Theorie (GUT: Grand Unified Theory) existiert.

Die hohe Temperatur des frühen Universums hatte zur Folge, dass sich ständig verschiedene Teilchensorten ineinander umwandelten. Bei ausreichend hoher Temperatur verlaufen diese Umwandlungsreaktionen gleich häufig in beiden Richtungen ab, so dass sich ein thermisches Gleichgewicht einstellt. Durch die Expansion des Universums nimmt die Temperatur mit der Zeit ab; dies führt dazu, dass verschiedene Reaktionen „ausfrieren“, wenn die Temperatur einen gewissen, für jede Reaktion charakteristischen Schwellenwert unterschreitet. Dies bedeutet, dass die Reaktion nur noch in einer, nämlich der (nach chemischem Sprachgebrauch) „exothermen“ Richtung abläuft, während für die endotherme Rückreaktion die nötige Energie fehlt. Dadurch kommt es nach und nach zum Aussterben von Teilchensorten von hoher Masse. Angewandt auf eine große vereinheitlichte Wechselwirkung würde das bedeuten, dass in der sehr frühen Phase des Universums unbekannte Teilchen mit sehr großer Masse existierten, die in bekannte leichtere Teilchen zerfielen, welche dann wieder zu den schweren Teilchen „verschmolzen“. Erst als die mittlere Teilchenenergie unter die Massenenergie E=mc^2 der unbekannten schweren Teilchen abgesunken war, konnten sie nicht mehr durch Verschmelzung leichterer Teilchen erzeugt werden und „starben aus“. Die Unterschreitung dieser Grenztemperatur und das damit verbundene Aussterben der massiven Teilchen wird als spontane Symmetriebrechung interpretiert.

Es gibt im Universum beobachtete Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie, das heißt während es offensichtlich Materie gibt, existiert nur sehr wenig Antimaterie im Universum. Da die bekannten Wechselwirkungen gleich viel Materie und Antimaterie erzeugen, liefern die bekannten Theorien noch keine Erklärung für dieses Phänomen (Stand 2011). Ein potentielles Erklärungsmodell liefern die Sacharowkriterien, die am einfachsten durch eine CP-Verletzung in einer GUT erfüllt werden können. Durch das Ausfrieren von Reaktionen, die die Baryonenzahl nicht erhalten, kann dann zu Ende der GUT-Ära ein kleiner Überschuss von Materie im Vergleich zu Antimaterie entstehen, der nach der Materie-Antimaterie-Zerstrahlung die heutige, fast vollständig aus Materie bestehende Welt bildet (vergleiche dazu auch Baryogenese und Leptogenese).

Inflationstheorie

Hauptartikel: Inflation (Kosmologie)

Nach dem Standardmodell der Kosmologie wurde die Planck-Ära gefolgt von einer Epoche, in der das Universum sehr schnell exponentiell expandierte. Während dieser sogenannten Inflation dehnte sich das Universum innerhalb von 10−33 s bis 10−30 s um einen Faktor zwischen 1030 und 1050 aus. Diese überlichtschnelle Ausdehnung des Universums steht nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, da diese nur eine überlichtschnelle Bewegung im Raum, nicht jedoch eine überlichtschnelle Ausdehnung des Raumes selbst verbietet. 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.

Es gibt eine Vielzahl von Modellen zur Beschreibung der Inflation. Am verbreitetsten sind Modelle mit einem oder mehreren Skalarfeldern, die als Inflatonfelder bezeichnet werden, als Ursache der schnellen Expansion. 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; und GUT-Modelle, in denen das Ende der Inflation durch Brechung der GUT-Symmetrie aufgrund der Abkühlung des Universums und damit ausgelösten Zerfall des Inflatonfeldes erklärt wird. Durch die enorme Expansion des Universums hätte sich dieses auf weit unter 1 K abkühlen müssen, weshalb alle endothermen Teilchenreaktionen zum Erliegen gekommen wären. Deshalb wird am Ende der Inflationsphase ein „Reheating“ genannter Prozess angenommen, der durch die Brechung der GUT-Symmetrie und dem damit verbundenen Teilchenzerfall diese großen Energien hätte liefern können.

Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären:

Entwicklung des Universums

Entwicklungsstadien des Universums (nur zur Illustration, nicht maßstäblich)

Die Zeit nach der Inflation und der spekulativen Brechung einer möglichen GUT-Symmetrie, sowie der elektroschwachen Symmetrie kann mit den bekannten physikalischen Theorien beschrieben werden. Das Verhalten des Universums ab dieser Phase ist durch Beobachtungen relativ weitgehend festgelegt und unterscheidet sich für die verschiedenen Urknall-Modelle kaum.

Primordiale Nukleosynthese

Hauptartikel: Primordiale Nukleosynthese

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 (Baryogenese). 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 so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entstand. Die Zeit bis zur Bildung stabiler Hadronen 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, den Bausteinen der Atomkerne. Nach 10−4 s war die Temperatur auf 1012 K gesunken, so dass 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. 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 sogenannten Hadronen-Ära gab es gleich viele Protonen wie Neutronen, da sie ineinander umgewandelt werden konnten. Nach 1 s war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Ab dieser Temperatur konnten Protonen nicht mehr in Neutronen umgewandelt werden.

Erst nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 109 K, vereinigten sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Deuterium-Atomkernen. Diese wurden zum größten Teil in Helium-4-Kerne umgewandelt. Nach etwa 3 Minuten hatte die Temperatur und Dichte der Materie soweit 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 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, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen, mit thermischer Strahlung im Röntgenbereich.

Stark gekoppeltes Plasma

Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, war die Dichte nach 10−4 s niedrig genug – sie befanden sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, das heißt, sie entkoppelten. Nach 1 s war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Jetzt vernichteten sich auch Elektronen und Positronen – bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Damit war die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen. Das Universum war nun gefüllt mit einem stark wechselwirkenden Plasma aus Elektronen, Photonen („Lichtteilchen“) und Atomkernen, vor allem Protonen. Außerdem gab es Neutrinos, die vor allem durch die Gravitation mit dem heißen Plasma wechselwirkten. Außerdem wird im Rahmen des kosmologischen Standardmodells angenommen, dass es außerdem eine große Menge dunkler Materie gab, die ebenfalls nur durch die Gravitation mit dem Plasma wechselwirkte.

Es dauerte etwa 400.000 Jahre, bis die Temperatur ausreichend abgesunken war, dass sich stabile Atome bildeten und Licht große Distanzen zurücklegen konnte, ohne absorbiert zu werden. Die mittlere freie Weglänge von Photonen vergrößerte sich extrem, das Universum wurde also durchsichtig, genauer gesagt nahm seine optische Dichte sehr rapide ab. Diese Entkopplung des Lichts dauerte etwa 100.000 Jahre. In dieser Zeitspanne waren einige Regionen des Universums bereits soweit abgekühlt, dass sie durchsichtig waren, während in anderen Regionen noch heißes Plasma vorherrschte. Da es zur Zeit der Entkopplung sehr viel mehr Photonen als Protonen im Universum gab, lag die Temperatur des Universums deutlich niedriger als die Ionisationsenergie des Wasserstoffs k_\mathrm{B} T \approx 13{,}6\,\mathrm{eV}, wobei k_\mathrm{B} die Boltzmann-Konstante ist, nämlich bei etwa k_\mathrm{B} T \approx 0{,}3\,\mathrm{eV}, was einer Temperatur von etwa 4000 K entspricht. Das bedeutet, dass das Maximum der Strahlungsintensität zu dieser Zeit im sichtbaren Spektrum lag. Diese Strahlung ist noch heute als kosmische Hintergrundstrahlung messbar. Allerdings ist sie aufgrund der kosmologischen Rotverschiebung inzwischen sehr viel langwelligere Mikrowellenstrahlung und entspricht einer Temperatur von 2,73 K.

Die Dynamik des Plasmas ist entscheidend für die Entstehung der Temperaturfluktuationen der Hintergrundstrahlung und der Bildung von Materiestrukturen. Das Verhalten des plasmagefüllten Universums kann im Rahmen der kosmologischen Störungstheorie mittels der Boltzmann-Gleichung beschrieben werden. Damit lassen sich gewisse Grundcharakteristika des Spektrums der Temperaturfluktuationen erklären. Insbesondere kommt es in dem Plasma zu Druckwellen, also gewissermaßen Schallwellen, die bestimmte charakteristische Peaks im Spektrum der Temperaturfluktuationen verursachen. Dass diese Peaks von den Raumsonden WMAP und Planck mit großer Genauigkeit gemessen werden konnten, ist ein unterstützendes Indiz für diese Theorien. Die Entstehung großräumiger Strukturen wird qualitativ damit erklärt, dass sich dunkle Materie an Orten sammelt, wo auch das Plasma dichter ist und damit Dichteungleichgewichte so sehr verstärkt, dass sich die Materie schließlich fast ausschließlich in relativ kleinen Bereichen des Universums sammelt.

Strahlungs-Ära und Materie-Ära

Die Friedmann-Gleichungen basieren auf dem Materiemodell des perfekten Fluids. In diesem Modell wird die Materie durch zwei Zustandsgrößen, nämlich Energiedichte \rho und Druck p beschrieben. Der Zusammenhang zwischen Energie und Druck wird durch eine Zustandsgleichung \rho = w p beschrieben. Die wichtigsten Fälle für die üblichen Modelle des Universums sind Strahlung mit w=\frac{1}{3}, massive Teilchen, oft als „Staub“ bezeichnet, mit w=0 und eine kosmologische Konstante mit w=-1. Für die verschiedenen Arten der Materie ist die Abhängigkeit der Energiedichte vom Skalenfaktor a(t) sehr unterschiedlich, nämlich \rho(t) \sim a^{-3(1+w)}(t). Die unterschiedliche Zeitabhängigkeit bei Strahlung und massiven Teilchen lässt sich auch anschaulich verstehen; bei Strahlung nimmt zusätzlich zum Abfallen der Anzahldichte der Photonen (infolge der Expansion des Raumes) die Wellenlänge der einzelnen Photonen durch die kosmologische Rotverschiebung zu. Dies sorgt dafür, dass die Energiedichte der Strahlung schneller abnimmt, als die der massiven Materie, so dass ein Universum, das zu Beginn strahlungsdominiert war, nach einiger Zeit durch massive Teilchen dominiert wird, bis zuletzt eine eventuelle kosmologische Konstante vorherrschen würde.

Den Urknall-Modellen zufolge, stellte (elektromagnetische) Strahlung nach der Inflation den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Zu einem Zeitpunkt von etwa 70.000 Jahren nach dem Urknall waren die Energiedichten von Strahlung und Materie gleich, danach bestimmte die massive Materie die Dynamik des Universums. Man spricht vom Ende der strahlungsdominierten Ära und dem Beginn der materiedominierten Ära.

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 Atome. 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.

Expansion des Universums

Hauptartikel: Expansion des Universums

Die Expansion des Universums wurde 1929 von Edwin Hubble erstmals beobachtet. Er entdeckte, dass die Entfernung von Galaxien von der Milchstraße und ihre Rotverschiebung proportional sind. Die Rotverschiebung erklärt man dadurch, dass sich die Galaxien vom Beobachter entfernen, sodass Hubble eine zugrundeliegende Proportionalität von Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit postulierte. Es war spätestens seit der Arbeit von Georges Lemaître 1927 bekannt, dass eine solche Proportionalität aus den Friedmann-Gleichungen folgt, die auch den Urknall beinhalten. Diese Beobachtung war damit die erste Bestätigung der Urknall-Modelle. Heute ist das Hubble-Gesetz durch Messungen an sehr vielen Galaxien gut bestätigt. Allerdings gilt eine näherungsweise Proportionalität, wie von den Friedmann-Gleichungen für ein Universum mit massiver Materie vorhergesagt, nur für vergleichsweise nahe Galaxien. Sehr ferne Galaxien haben allerdings Fluchtgeschwindigkeiten, die größer sind, als in einem materiedominierten Universum zu erwarten ist. Dies wird als Hinweis auf eine kosmologische Konstante oder Dunkle Energie gedeutet.

Häufigkeit der Elemente

Der größte Teil der leichten Atomkerne entstand in den ersten Minuten des Universums während der primordialen Nukleosynthese. Die Beschreibung dieses Prozesses im Rahmen des Urknallmodells geht auf Ralph Alpher und George Gamow zurück, die die Alpher-Bethe-Gamow-Theorie entwickelten.[1] Insbesondere der Massenanteil des Heliums von etwa 25 % der gewöhnlichen Materie (ohne dunkle Materie) wird von den Urknallmodellen übereinstimmend in sehr guter Übereinstimmung mit der beobachteten Häufigkeit vorhergesagt.[2] Durch die Messung der Häufigkeit von selteneren Kernen wie Deuterium, Helium-3 und Lithium-7 kann auf die Dichte gewöhnlicher Materie im Universum geschlossen werden. Die gemessenen Häufigkeiten dieser Elemente sind im Rahmen der existierenden Modelle miteinander und mit anderen Messungen der Materiedichte konsistent.

Kosmische Hintergrundstrahlung

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

Die kosmische Hintergrundstrahlung wurde 1948 von Ralph Alpher, George Gamow und Robert Herman vorhergesagt. Sie sagten in der Folge verschiedene Temperaturen im Bereich von etwa 5 bis 50 K vorher. Erst 1964 wurde die Hintergrundstrahlung von Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson erstmals als realer Effekt identifiziert, nachdem zuvor mehrere Astronomen Messungen des Signals für Antennenfehler gehalten hatten.[3] Die gemessene Temperatur wurde mit 3 K angegeben, heutige Messungen ergeben eine Temperatur von 2,725 K. Die Hintergrundstrahlung ist in sehr guter Näherung isotrop, das heißt sie hat in jeder Richtung übereinstimmende Temperatur und Intensität. Abweichungen in Höhe von 1 % ergeben sich durch den Doppler-Effekt aufgrund der Bewegung der Erde. Auch die Milchstraße ist als deutliche Störung erkennbar.

Rainer K. Sachs und Arthur M. Wolfe sagten 1967 vorher, dass es sehr kleine Temperaturfluktuationen der Hintergrundstrahlung gebe. Der von ihnen vorhergesagte Effekt wurde zu ihren Ehren Sachs-Wolfe-Effekt genannt. Im Jahr 1993 entdeckte der Satellit COBE tatsächlich Fluktuationen von 0,001 % in der Temperatur der Hintergrundstrahlung, wobei der Satellit WMAP diese Beobachtung, ebenso wie den Sachs-Wolfe-Effekt bestätigte. Weitere bedeutende Charakteristika des Spektrums der Temperaturanisotropien sind die Silk-Dämpfung und Baryonische akustische Oszillationen.

Bildung großräumiger Strukturen

Durch die Entkopplung der Strahlung geriet die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Dabei begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und Masseansammlungen zu bilden. Es bildeten sich zuerst sogenannte Halos aus Dunkler Materie, die als Gravitationssenken wirkten, in denen sich später die für uns sichtbare Materie sammelte. Die dem Strahlungsdruck unterliegende baryonische Materie hatte keine ausreichende Dichte, um ohne Hilfe der Dunklen Materie so früh zu großräumigen Strukturen zu verklumpen, dass sich die daraus resultierenden Temperaturschwankungen heute noch in der Hintergrundstrahlung beobachten lässt. Ohne Dunkle Materie würde die Entstehung großräumiger Strukturen, wie der Wabenstruktur aus Voids und Filamenten, ebenso wie die Entstehung eher kleinerer Strukturen, wie Galaxien, viel länger dauern als das Alter des Universums, das sich aus den Urknall-Modellen ergibt.

Zur Untersuchung der Eigenschaften der dunklen Materie wurde versucht, durch Simulationen den Prozess der Strukturbildung nachzubilden. Dabei wurden verschiedene Szenarien durchgespielt, und einige konnten mit Hilfe solcher Simulationen als gänzlich unrealistisch ausgeschlossen werden. Als realistisch erscheinen heute sogenannte \Lambda CDM Szenarien, wobei das  \Lambda die Kosmologische Konstante der Einsteinschen Feldgleichungen ist, und CDM für kalte dunkle Materie (engl.: cold dark matter) steht. Welche Art von Teilchen die dunkle Materie bildet, ist derzeit (2011) noch unbekannt.

Die kollabierenden Gaswolken hatten sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich die ersten Sterne bildeten. Diese waren wesentlich massenreicher als unsere Sonne, so dass sie sehr heiß wurden und hohe Drücke bildeten.[4] Infolgedessen wurden auch schwerere Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen durch Kernfusion erzeugt. Wegen ihrer großen Masse war die Lebensdauer dieser Sterne mit 3–10 Millionen Jahren relativ kurz, sie explodierten in einer Supernova. Während der Explosion wurden durch Neutroneneinfang Elemente schwerer als Eisen gebildet (z. B. Uran) und gelangten in den interstellaren Raum. Der Explosionsdruck verdichtete angrenzende Gaswolken, die dadurch schneller neue Sterne hervorbringen konnten. Da die mit Metallen angereicherten Gaswolken schneller auskühlten, entstanden massenärmere und kleinere Sterne mit schwächerer Leuchtkraft, aber von längerer Lebensdauer.

Es bildeten sich die ersten Kugelsternhaufen aus diesen Sternen, und schließlich die ersten Galaxien aus ihren Vorläufern.

Weitergehende Modelle

Es gibt verschiedene Modelle, die ab einer Zeit von etwa 10-30s mit den Urknall-Modellen übereinstimmen und das Ziel verfolgen, das sehr frühe Universum ohne Singularitäten zu erklären. Solche Modelle können in einigen Fällen zusätzliche Vorhersagen gegenüber den gewöhnlichen Urknall-Modellen machen oder in den Vorhersagen geringfügig abweichen, sofern diese Abweichungen nicht durch die Messgenauigkeit widerlegt sind. Derartige Modelle stehen meist im Zusammenhang mit den Theorien der Quantengravitation und der Schleifenquantengravitation (Loop-Quantengravitation) als Schleifen-Quantenkosmologie.[5]

Branenkosmologie

Hauptartikel: Branenkosmologie

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.

Ein weiterentwickeltes Modell der Branenkosmologie ist das zyklische ekpyrotische Universum von Paul Steinhardt und Neil Turok, das ebenfalls auf der Stringtheorie basiert und 2002 entwickelt wurde. In diesem Modell kollidieren zwei vierdimensionale Branen in einer fünfdimensionalen Raumzeit periodisch, wobei sie jedes Mal einen Zustand erzeugen, wie er nach dem Urknallmodell im sehr frühen Universum geherrscht hat. Sie bilden insbesondere eine Alternative zur Inflationstheorie, indem sie im Rahmen der heutigen (2011) Messgenauigkeit dieselben Vorhersagen machen. Allerdings macht das ekpyrotische Modell abweichende Vorhersagen zur Polarisierung der Fluktuationen der Hintergrundstrahlung, dadurch ist es durch zukünftige Messungen im Prinzip möglich, eines der beiden Modelle zu falsifizieren.

Loop Quantum Cosmology

Die Loop Quantum Cosmology 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 (2011) 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.

Chaotische Inflation

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, so dass 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.

Forschungsgeschichte

Die Voraussetzung für die moderne Kosmologie und damit auch der Urknall-Modelle bildet die 1915 von Albert Einstein publizierte allgemeine Relativitätstheorie. 1922 legte Alexander Friedmann mit seiner Beschreibung des expandierenden Universums den Grundstein für die Urknall-Modelle. Obwohl Einstein anerkannte, dass sein Modell mit den Feldgleichungen verträglich war, wurde seine Arbeit zunächst kaum diskutiert, da keine astronomischen Beobachtungen auf eine Expansion des Universums hindeuteten und daher statische kosmologische Modelle bevorzugt wurden. Georges Lemaître entwickelte 1927 Friedmanns Modell unabhängig von diesem erneut und entwickelte es zu einer ersten Urknalltheorie weiter, der zufolge das Universum aus einem einzigen Teilchen, dem „Uratom“ hervorgegangen sei. Er leitete als Folge der Expansion des Universums bereits eine Proportionalität von Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit stellarer Objekte her. Allerdings wurde auch diese Arbeit wenig beachtet.

1929 entdeckte Edwin Hubble durch Entfernungmessungen an Cepheiden in Galaxien außerhalb der Milchstraße, dass die Rotverschiebung der Galaxien zu ihrer Entfernung proportional ist. Diesen Befund, der heute Hubble-Gesetz genannt wird, erklärte er durch den Dopplereffekt als Folge einer Expansion des Universums. Hubble bestätigte damit Lemaîtres Vorhersage, allerdings war ihm diese nicht bekannt und er bezieht sich in seinen Schriften nicht darauf. 1935 bewiesen Howard P. Robertson und Arthur Geoffrey Walker schließlich, dass die Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-Metriken unabhängig vom Materiemodell die einzigen Metriken sind, die mit dem kosmologischen Prinzip verträglich sind.

1948 entwickelten Ralph Alpher, George Gamow und Robert Herman eine Theorie von der Entstehung des Kosmos aus einem heißen Anfangszustand. Im Rahmen dieser Theorie sagten sie sowohl die Häufigkeit von Helium im frühen Universum als auch die Existenz einer kosmischen Hintergrundstrahlung mit Schwarzkörperspektrum vorher. Für die heutige Temperatur der Hintergrundstrahlung gaben sie verschiedene Schätzungen im Bereich von 5 K bis 50 K. Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdeckten 1964 unbeabsichtigt die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung. Da sie nur auf zwei Frequenzen maßen, konnten sie nicht feststellen, dass die Strahlung ein Schwarzkörperspektrum hat. Dies wurde durch weitere Messungen in den folgenden Jahren bestätigt und die Temperatur wurde mit 3 K gemessen. 1967 sagten Rainer K. Sachs und Arthur M. Wolfe Temperaturfluktuationen der kosmischen Hintergrundstrahlung vorher.[6] Dieser Effekt wird nach ihnen als Sachs-Wolfe-Effekt bezeichnet.

Um den extrem homogenen und isotropen Anfangszustand des beobachtbaren Universums zu erklären, der aus der Isotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung gefolgert wird, schlug Roger Penrose 1979 die Weylkrümmungshypothese vor.[7] Diese Hypothese liefert auch eine Erklärung für den Ursprung des zweiten Hauptsatzes der Thermodynamik. Als konkurrierende Hypothese zur Erklärung der Homogenität und Isotropie des frühen Universums und zur Lösung des Horizont-Problems entwickelte Alan Guth 1981 die Theorie des inflationären Universums, die eine Phase sehr schneller Expansion in der Frühphase des Universums postuliert. Die Theorie des inflationären Universums wurde später von Andrei Linde und anderen weiter entwickelt und konnte sich schließlich als Erklärungsmodell durchsetzen.

Valerie de Lapparent, Margaret Geller und John Huchra entdeckten 1986 die Anordnung von Galaxienhaufen in wandartigen Strukturen, die wiederum großskalige blasenartige Leerräume (Voids) umschließen.[8] Durch die Satelliten COBE (1989–1993) und WMAP (2001–2010) wurde die kosmische Hintergrundstrahlung mit erheblicher Genauigkeit vermessen. Dabei wurden die Fluktuationen der Hintergrundstrahlung entdeckt und ihr Spektrum vermessen, womit die Vorhersage von Sachs und Wolfe bestätigt wurde. Die Messergebnisse dieser Satelliten in Verbindung mit Entfernungsmessungen[9] gestatteten eine genauere Bestimmung kosmologischer Parameter,[10] die Hinweise auf ein beschleunigt expandierendes Universum ergeben.

Literatur

Vor dem Urknall
Ab dem Urknall

Weblinks

 Wiktionary: Urknall – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Urknall – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. R. A. Alpher, H. Bethe, G. GamowThe Origin of Chemical Elements. In: Physical Review. 73, Nr. 7, 1. April 1948, S. 803–804. Bibcode: 1948PhRv...73..803A. doi:10.1103/PhysRev.73.803. Abgerufen am 10. März 2011.
  2. Bludman, S. A.: Baryonic Mass Fraction in Rich Clusters and the Total Mass Density in the Cosmos. In: Astrophysical Journal. 508, Nr. 2, Dezember 1998, S. 535–38. arXiv:astro-ph/9706047. Bibcode: 1998ApJ...508..535B. doi:10.1086/306412.
  3. Online-Artikel (PDF; 531 kB) auf der Webseite „Cosmic Times“ der NASA
  4. Claus-Peter Sesin: Das Ende der Finsternis. S.134. In: GEOkompakt „Das Universum“, Heft Nr. 6, 2006, Internetseite
  5. Martin Bojowald: Zurück vor den Urknall; S 113-135. S. Fischer, Frankfurt am Main 2009, ISBN 978-3-10-003910-1.
  6.  R. K. Sachs, A. M. Wolfe: Perturbations of a Cosmological Model and Angular Variations of the Microwave Background. In: The Astrophysical Journal. 147, 1967, S. 73, doi:10.1086/148982.
  7.  Roger Penrose: Singularities and Time-Asymmetry. In: Stephen Hawking und Werner Israel (Hrsg.): General Relativity: An Einstein Centenary Survey. Cambridge University Press, 1979, S. 581–638.
  8. V. de Lapparent, M. J. Geller und J. P. Huchra: A Slice of the Universe. In: Astrophysical Journal. 302, 1986, S. L1-L5. doi:10.1086/184625.
  9. Adam G. Riess, et al. (Supernova Search Team): Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant. In: Astronomical Journal. 116, Nr. 3, 1998, S. 1009–38. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode: 1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.
  10. David Spergel et al.: First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters. In: ApJS. Band 148, 2003, S. 175
Dies ist ein als lesenswert ausgezeichneter Artikel.
Dieser Artikel wurde am 2. September 2005 in dieser Version in die Liste der lesenswerten Artikel aufgenommen.