Astronomie

Urknall ist überall passiert

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Nach den Friedmann-Gleichungen fand der Urknall überall statt, aber wenn wir die Inflationstheorie berücksichtigen, ereignete sich der Urknall nicht überall. Wie ? Jemand bitte erklären. Bitte sehen Sie sich das Video als Referenz an.


Okay, ich glaube, ich weiß, wovon Max Tegmark in dem Video spricht. Er bezieht sich auf die Tatsache, dass, wenn Sie die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung (CMB) beobachten - dh die Strahlung, die "freigesetzt" wurde, als sich das Universum so weit ausgedehnt und abgekühlt hatte, dass sich Protonen und Elektron zu neutralem Wasserstoff verbinden können, ohne sofort ionisiert zu werden wieder - Sie finden, dass es hat fast (bis auf $1$ in $sim10^5$) überall dieselbe Wellenlänge, egal in welche Richtung man schaut, was bedeutet, dass die Temperatur des Universums bei der Emission fast gleich war.

In einem Universum wie unserem, aber ohne Inflation, ist das rätselhaft. Der Grund dafür ist, dass man anhand der beobachteten Expansionsrate und Dichten des Universums berechnen kann, dass sich ein solches Universum in frühen Zeiten einfach so schnell ausdehnt, dass es unmöglich zu erreichen wäre thermodynamisches Gleichgewicht auf so großen Skalen wie dem Universum, das wir heute beobachten. In der Tat, wenn wir in den Himmel schauen, wären zwei beliebige Punkte, die um mehr als ungefähr 1 Grad voneinander getrennt sind, niemals in kausaler Kontakt, d.h. Informationen austauschen konnten. Somit gibt es keine Möglichkeit für einen dieser Punkte, z.B. wie hoch ist die Temperatur der anderen Punkte, ganz zu schweigen vom Rest des Universums.

Dieses Rätsel wird Horizontproblem genannt.

Karte des CMB-Himmels. Die Farbcodierung zeigt die Temperatur der Strahlung und, rot ist ungefähr $18,mumathrm{K}$ heißer als Blau.

Credit: ESA/Planck Collaboration (plus meine eigenen Anmerkungen).

Worauf Tegmark hinweist, ist, dass, obwohl uns gesagt wird, dass "Urknall überall passiert ist", dies keinen Sinn ergibt, denn wie kann ein Teil dieses "überall" über die anderen Teile von "überall" Bescheid wissen?

Eine Lösung ist natürlich reines Glück. Schließlich sind die Regionen am Himmel ein bisschen anders. Aber das ist eine sehr unbefriedigende Lösung, bekannt als Feinabstimmung, die wir verabscheuen.

Geben Sie die Inflation ein.

Wenn Sie davon ausgehen, dass unser Universum am Anfang viel, viel dichter war, dann aber eine Zeit lang durchlief extrem (!) Expansion, dann im allerersten winzigen Bruchteil einer Sekunde, vor dieser Epoche, die begann, als das Universum $sim10^{-36}$ Sekunden alt war, alles war so nah beieinander, dass eine Region, die viel, viel größer ist als der Teil des Universums, den wir sehen können (das "beobachtbare Universum"), Informationen austauschen und ein thermodynamisches Gleichgewicht erreichen könnte.

Der Grund, warum viele Leute an dieses Szenario glauben, liegt meiner Meinung nach darin, dass es gleichzeitig zwei andere Rätsel gelöst hat, die als Flachheitsproblem und das magnetische Monopolproblem bekannt sind (und dass bisher kein besseres Szenario vorgeschlagen wurde).

Also, um es zusammenzufassen, Tegmark ist nicht sagen, dass der Urknall nicht überall stattgefunden hat, sondern dass, bevor Alan Guth 1979 das Inflationsszenario vorschlug, aber nachdem wir den CMB zum ersten Mal beobachtet hatten, dies keinen Sinn ergab.


Sie scheinen nicht zu verstehen, was Inflation bewirkt. Nehmen wir an, das gesamte Universum besteht aus zwei Sternen und diese beiden Sterne werden gravitativ zueinander angezogen, aber der Raum dehnt sich auch zwischen ihnen aus, so dass sich die Sterne voneinander entfernen. Beide Sterne ereigneten sich innerhalb des Urknalls, und während sie sich auseinander bewegen, passierte der Raum zwischen ihnen, den die Inflation erzeugt, auch innerhalb des Urknalls.

Inflation findet nicht jenseits des Urknalls statt, sie passiert im Inneren, wo der Urknall stattfand. Man könnte auch sagen, dass der Urknall Inflation ist, zumindest ist das so weit, wie wir wissen, was es ist.

(Ich hoffe, die Erklärung meines Laien ist nicht zu weit weg). Das Video Minute Physics Everywhere Stretch erklärt es ziemlich gut.


Science Explained: Wo ist das Zentrum des Universums?

Der Urknall ereignete sich vor etwa 13 Milliarden Jahren. Vor dieser Zeit gab es, soweit wir das beurteilen können, keine Zeit (oder keinen Platz). Wenn es vor dem Urknall etwas gab, können wir es aufgrund der Beschränkungen, die uns die Physik unseres Universums auferlegt, weder studieren noch etwas darüber sagen.

Kurz gesagt, wir können nicht in eine Zeit vor dem Urknall zurückkehren. Wir können also nicht wissen, was da war.

Aber was ist mit dem Urknall selbst? Was können wir zu dieser Veranstaltung sagen? Wo ist es zum Beispiel passiert? Und eine verwandte Frage, wo ist das Zentrum unseres Universums?

Dies ist eigentlich eine ziemlich häufige Frage. Nun mag es scheinen, dass ein logischer Weg, das Zentrum des Universums zu bestimmen, darin besteht, herauszufinden, wo alles begann – den ursprünglichen Ort des Urknalls. Dies wäre ein bequemer und logischer Ort, um „das Zentrum des Universums“ zu nennen.

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Was viele Leute beim Urknall jedoch nicht wissen, ist, dass es nicht darum ging, in den leeren Raum zu explodieren. Vielmehr war der Urknall die Ausdehnung des Weltraums selbst.

Als der Urknall passierte, war alles an einem Ort. Betrachten Sie es als einen verschwindend kleinen Punkt. Dann dehnte sich dieser Punkt aus, bis wir das Universum bekommen, das wir heute haben. Bemerkenswert ist, dass dieser Punkt das gesamte Universum war und sich ausdehnte, also geschah es, anstatt dass der Urknall in einem bestimmten Teil des Universums stattfand und sich von dort aus erstreckte überall. Der gesamte Raum begann sich auszudehnen – die Punkte zwischen den Punkten begannen sich auszudehnen – er wuchs nicht nur an den Rändern und bewegte sich nach außen.

Um es ganz klar zu sagen, der Platz wuchs buchstäblich überall.

Und hier ist die Sache: Der Raum dehnt sich immer noch auf die gleiche Weise aus. Das bedeutet nicht, dass deine Atome wachsen (oder dass sich die Materie ausdehnt). Das einzige, was sich ausdehnt, ist der Raum. Wenn man an das Kosmos-Asas-Brot denkt, das im Ofen aufgeht, dehnt es sich in alle Richtungen aus. Dieses Brot ist Raum. Aber alles im Brot (wie Bananenstücke oder Rosinen) wächst nicht. Stattdessen werden diese Bananenstückchen (Galaxien) weitergeschoben und weiter auseinander geschoben, weil sich der Bruch (Raum) zwischen ihnen ausdehnt.


Urknall ist überall passiert - Astronomie

Ich habe jetzt schon seit einigen Jahren das College und die Graduiertenschule verlassen, aber eine kleine Frage, die mir während der ersten Studienjahre in der Astronomie in den Sinn kam, ärgert mich immer noch. Wenn wir die Rotverschiebung verwenden können, um die Geschwindigkeit und Richtung zu bestimmen, mit der sich Objekte von der Erde entfernen, könnten wir nicht eine Stichprobe von Objekten nehmen und aus ihrer Geschwindigkeit und Bewegung den Ursprung oder Punkt im Raum extrapolieren, von dem aus sie sich fortbewegen? , dh der Entstehungspunkt des Urknalls? Ich habe die andere Frage gelesen, die erklärt, wie sich alle Objekte voneinander entfernen und wie sich der Raum ausdehnt, aber das erklärt nicht, dass der Urknall immer als dieser winzige Punkt superkondensierter Materie beschrieben wird. Ich denke, dass die Extrapolation von Rotverschiebungen uns zurück zu diesem Punkt der Materie führen könnte. Vielen Dank für Ihre Zeit.

Der Urknall wird oft als winziges Stückchen Materie beschrieben, aber das ist eine zu starke Vereinfachung. Wenn der Urknall an einem bestimmten Punkt im Weltraum stattfand und Galaxien in alle Richtungen spuckte, dann würden wir erwarten, dass unsere Galaxie eine von vielen Galaxien ist, die auf einer expandierenden Galaxienhülle sitzen, wobei das Zentrum dieser Hülle der Punkt der " Knall." Dies ist jedoch nicht das, was wir sehen und nicht das, was die BB vorhersagt.

Wenn wir uns auf einer Hülle aus Galaxien befinden würden, würden wir viele Galaxien sehen, wenn wir in Richtungen entlang der Hülle blicken, und wenige Galaxien, wenn wir senkrecht auf die Hülle (nach oben oder nach unten) blicken. Darüber hinaus würden Entfernungen und Rotverschiebungen in einem solchen Szenario von der Richtung abhängen, in die wir geschaut haben. Als wir tangential zur Schale schauten, sahen wir viele nahe Galaxien mit kleinen Rotverschiebungen. Als wir in die Schale hinunterblickten, sahen wir weiter entfernte Galaxien mit höheren Rotverschiebungen. (Oben aus der Schale würden wir nur leeren Raum sehen.) Dies ist nicht das, was wir sehen. Galaxien, fern und nahe, sind gleichmäßig um uns herum verteilt. Die Anzahl der Galaxien und ihre Rotverschiebungen sind völlig unabhängig davon, in welche Richtung wir schauen (wir sagen, sie sind "homogen"), und diese homogene Verteilung ist auch "isotrop", was bedeutet, dass Sie sehen würden, egal wo Sie sich im Universum befinden exakt die gleiche durchschnittliche Verteilung von Galaxien und Rotverschiebungen.

Nein, dieser kleine Punkt, der der Urknall war, war kein kleiner Punkt in einem leeren Universum. Es war tatsächlich das gesamte beobachtbare Universum. Es gab kein "Außerhalb" dieses Punktes, in den es explodieren könnte. Tatsächlich war der Urknall überhaupt keine Explosion, sondern einfach der sehr heiße Zustand des frühen Universums. Damals waren die Entfernungen zwischen Objekten viel kürzer, aber das Universum war immer noch homogen und isotrop. Wo immer Sie sich im frühen Universum befanden, würden Sie eine homogene, gleichmäßige Verteilung von Materie und Energie um sich herum sehen. Es gab keinen leeren "Raum" außerhalb dieses Punktes der Materie, in den er sich ausdehnen könnte, denn der gesamte Raum war bereits in diesem kleinen "Punkt" vorhanden. Die Expansion des Universums manifestiert sich nur in der Ausdehnung des Raums selbst, in ständig zunehmenden Abständen zwischen entfernten Objekten, nicht in einem "leeren Raum", der allmählich gefüllt wird, wenn Materie hineinströmt. Diese Distanzen dehnen sich in alle Richtungen gleich aus und können daher nicht auf einen einzigen Punkt zurückgeführt werden. Wenn Sie dies versuchen, stellen Sie fest, dass der einzige Punkt Ihr Teleskop ist, egal von wo aus Sie im Universum beobachten. Schließlich war der fragliche "Punkt" alles, was es im Weltraum gab: das gesamte beobachtbare Universum. Der Urknall geschah überall. Es geschah genau dort, wo Sie sitzen, wo sich jetzt die Andreomeda-Galaxie befindet, und in den entferntesten Regionen des Universums. Es ist nur so, dass die Reichweite des Universums vor vielen Milliarden Jahren nicht ganz so weit entfernt war.

Diese Seite wurde zuletzt am 27.06.2015 aktualisiert.

Über den Autor

Dave Kornreich

Dave war der Gründer von Ask an Astronomer. 2001 promovierte er an der Cornell University und ist heute Assistenzprofessor am Department of Physics and Physical Science der Humboldt State University in Kalifornien. Dort betreibt er seine eigene Version von Ask the Astronomer. Er hilft uns auch bei der ein oder anderen kosmologischen Frage.


Fragen Sie Ethan: Wo ist der Urknall passiert?

Dieses Bild stellt die Entwicklung des Universums dar, beginnend mit dem Urknall. Der rote Pfeil markiert . [+] der Fluss der Zeit. Bildnachweis: NASA / GSFC.

Von allen Konzepten und Themen, die herumgeworfen werden, ist der Urknall eines der umstrittensten. Sicher, es ist eine wissenschaftliche Theorie, die ziemlich alt ist – sie gibt es seit den 1940er Jahren – und die Beweise dafür sind seit den 1960er Jahren überwältigend. Die Idee ist einfach: Das Universum hatte einen Anfang. Dass es Geburtstag hatte. Dass es einen Tag ohne ein "Gestern" gab, an dem Materie, Strahlung und das sich ausdehnende, abkühlende Universum, das wir erkennen, vor einem bestimmten Zeitpunkt nicht existierte. Und doch sind wir hier. Was jedem neugierigen Geist eine Menge Fragen aufwirft. Mark Trubnikov ist so ein neugieriger Mensch, und er möchte wissen:

[A]Gibt es Theorien oder Experimente, die unsere Position im Raum nach dem Urknallpunkt herausfinden und beweisen können? Ich denke, da wir von unserem Planeten aus sehr begrenzte Beobachtungsmöglichkeiten haben, wäre es hier nicht so einfach, die Krümmung des Weltraums zu bestimmen. [W]Warum glauben wir, dass sich der Urknall an einem Punkt im 3D-Raum ereignet hat? Und warum denken wir, dass das Universum eine Kugel ist?

Das sind alles gute Fragen, und es sind alles gängige Vorstellungen, die die Menschen aus gutem Grund vom Universum haben. Aber sind diese Behauptungen wahr?

Die Entwicklung großräumiger Strukturen im Universum, von einem frühen, einheitlichen Zustand bis zum . [+] geclustertes Universum, das wir heute kennen. Bildnachweis: Angulo et al. 2008, über die Durham University unter http://icc.dur.ac.uk/index.php?content=Research/Topics/O6.

Wir betrachten den Urknall gemeinhin als einen wörtlichen "Knall" oder eine Explosion. Es stimmt, dass das Universum in den allerersten Stadien einem gewaltigen, energetischen, sich ausdehnenden Feuerball ähnelte. Es war:

  • voller Teilchen und Antiteilchen aller Art sowie Strahlung,
  • das sich alles von jedem anderen Teilchen, Antiteilchen und Strahlungsquant weg ausdehnte,
  • das alles kühlte ab und verlangsamte sich, während es sich ausdehnte.

Das klingt sicher nach einer Explosion. In der Tat, wenn Sie in diesen frühen Momenten tatsächlich in der Nähe waren und irgendwie von all dieser Energie abgeschirmt wären, würde es sogar machen ein Ton, den Sie im Video unten, von 0:05 bis 0:45 Uhr, hören können.

Aber ich habe das Wort "Expansion" eher als Explosion verwendet, wenn es um dieses Phänomen geht. Eine Explosion ist etwas, das an einem Ort im Weltraum stattfindet und dessen Trümmer von diesem Punkt ausgehen. Eine Supernova ist eine Explosion ein Gammastrahlenausbruch ist eine Explosion eine explodierende Bombe ist eine Explosion eine zündende Granate ist eine Explosion.

Künstlerische Darstellung der Supernova 1993J, eines explodierenden Sterns in der Galaxie M81. Bildnachweis: NASA, . [+] ESA und G. Bacon (STScI).

Aber der Urknall ist nicht eine Explosion. Wenn wir vom "heißen Urknall" sprechen, meinen wir den allerersten Moment, in dem das Universum durch diesen Teilchen-, Antiteilchen- und strahlungsgefüllten Zustand beschrieben werden konnte. Wo das Universum beginnt, sich aus diesem Zustand gemäß den Gesetzen der Allgemeinen Relativitätstheorie auszudehnen und abzukühlen, und wo wir den Weg zur Vernichtung der Antimaterie einschlagen, sich Atomkerne und dann neutrale Atome bilden und schließlich Sterne, Galaxien und die großräumige Struktur bilden wir sehen heute. Der Schlüssel zur ersten Frage besteht darin, genau zu verstehen, was das Universum in diesem Moment tat: in dem Moment, in dem wir es zum ersten Mal in diesem heißen Urknall-Rahmen beschreiben können.

Das Quark-Gluon-Plasma des frühen Universums. Bildnachweis: Brookhaven National Laboratory.

Soweit wir das beurteilen können, gab es keinen besonderen Punkt. Es gab keinen "Ursprung" des Universums, das auf diese Weise begann. Was alle Beweise darauf hindeuten, ist eine kontraintuitive, aber nicht weniger zutreffende Schlussfolgerung: Der Urknall ereignete sich überall gleichzeitig. Die Beweise dafür sind überwältigend und kommen aus dem Universum selbst. Das Universum, wenn wir uns die großräumige Struktur ansehen, wie sich Galaxien anhäufen, wie das übrige Glühen vom Urknall aussieht, wie die durchschnittliche Dichte in Regionen mit einer Größe von mehr als einigen hundert Millionen Lichtjahren ist usw ., finden wir zwei wichtige Beobachtungsdaten über unser Universum: Es scheint überall die gleichen Eigenschaften zu haben und sieht in alle Richtungen gleich aus. Physikalisch bedeutet dies, dass das Universum homogen (an allen Standorten gleich) und isotrop (in alle Richtungen gleich).

Unsere Ansicht einer kleinen Region des Universums, in der jedes Pixel im Bild eine kartierte . [+] Galaxie. Auf den größten Skalen ist das Universum in alle Richtungen und an allen messbaren Orten gleich. Bildnachweis: SDSS III, Datenfreigabe 8, der nördlichen galaktischen Kappe.

Sie erhalten kein Universum mit diesen Eigenschaften durch eine Explosion, Punkt. Das "schneller bewegende Zeug" endet am weitesten entfernt, aber es endet auch am diffusesten über die Zeit größere Entfernungen scheinen weniger Galaxien pro Volumeneinheit zu haben, aber in unserem Universum gibt es sie nicht. Wo immer die Explosion stattfand, wäre ein klar identifizierbarer Punkt. Aufgrund der Funktionsweise unseres Universums müsste dieser Punkt nur wenige Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt sein, die sich etwas außerhalb der lokalen Gruppe befindet. Statistisch gesehen sind die Chancen bei mehr als 170 Milliarden Galaxien im Universum etwa 100-mal schlechter als der Gewinn des Powerball- oder des Mega Millions-Jackpots.

Die Tatsache, dass das Universum homogen und isotrop ist, sagt uns, dass der Urknall gleichzeitig vor etwa 13,8 Milliarden Jahren an allen Orten gleichermaßen stattfand. Aber wir können nicht sehen es an allen Standorten gleichermaßen. Wir können es nur von dort aus sehen, wo wir sind. Unser Blickwinkel ist von Natur aus begrenzt. Deshalb sehen Sie oft Abbildungen wie die folgende: unseres Universums aus unserer Sicht und mit uns im Mittelpunkt.

Logarithmische Skalenkonzeption des Künstlers des beobachtbaren Universums. Bildnachweis: Wikipedia-Benutzer Pablo . [+] Carlos Budassi.

Aber das bedeutet nicht, dass das Universum eine Kugel ist! Wenn wir die Form des Universums wissen wollen, können wir sie tatsächlich messen und einschränken. Wenn Sie nach draußen gehen und zwei Ihrer Freunde in verschiedene Richtungen schicken, damit Sie sich alle sehen können, bilden Sie drei ein Dreieck. Jeder von Ihnen kann den Winkel messen, in dem die anderen beiden relativ zu Ihrem Standpunkt erscheinen. Wenn Sie dann diese drei Winkel kennen, können Sie sie addieren: Sie würden erwarten, dass sie 180 ° betragen, denn so viele Grad haben die drei Winkel eines Dreiecks.

Jedes Dreieck, das sich im flachen Raum befindet.

Die Winkel eines Dreiecks addieren sich je nach vorhandener räumlicher Krümmung zu unterschiedlichen Beträgen. . [+] Bildnachweis: NASA / WMAP-Wissenschaftsteam.

Wie sich herausstellt, muss der Raum nicht flach sein! Es könnte negativ gekrümmt sein, wie die Oberfläche eines Pferdesattels, wo die Winkel weniger als 180º betragen. Oder es könnte positiv gekrümmt sein, wie die Oberfläche einer Kugel, bei der die Winkel mehr als 180 ° betragen. Wenn Sie in Südamerika auf dem Äquator stehen, Ihr Freund auf dem Äquator in Afrika und ein anderer Freund am Nordpol steht, werden Sie feststellen, dass der Unterschied signifikant ist: Sie würden am Ende eine Zahl erreichen, die näher bei 270° als bei 180° liegt . Nun, wir haben keine Freunde, die uns sagen können, welche Winkel sie im Weltraum sehen, aber wir haben etwas genauso Gutes: die Fluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund, die je nach Krümmung des Raums sehr unterschiedlich aussehen würden .

Das Auftreten unterschiedlicher Winkelgrößen von Fluktuationen im CMB führt zu unterschiedlichen räumlichen . [+] Krümmungsszenarien. Bildnachweis: die Smoot-Gruppe der Lawrence Berkeley Labs, über http://aether.lbl.gov/universe_shape.html.

Nun, wir haben diese Beobachtungen gemacht, und was wir herausgefunden haben, ist überwältigend: Das Universum ist, soweit wir das beurteilen können, flach. Ja wirklich, Ja wirklich eben. Tatsächlich sagen uns die neuesten gemeinsamen Daten von Planck und dem Sloan Digital Sky Survey, dass das Universum, wenn es positiv oder negativ gekrümmt ist, in einer Größenordnung liegt, die mindestens 400-mal größer ist als der beobachtbare Teil unseres Universums uns. Und Das ein Teil, der Teil, den wir sehen können, ist über 92 Milliarden Lichtjahre groß.

Und das ist nur der Teil, den wir sehen können. Soweit unsere Theorien zeigen, gibt es sehr wahrscheinlich noch viel mehr. [+] Universum genauso wie unser eigenes außerhalb dessen, was wir beobachten können. Bildnachweis: E.Siegel, basierend auf der Arbeit der Wikimedia Commons-Benutzer Azcolvin 429 und Frédéric MICHEL.

Der Urknall ereignete sich also überall gleichzeitig, vor 13,8 Milliarden Jahren, und unser Universum ist räumlich so flach, wie wir es derzeit messen können. Der Urknall ereignete sich zu keinem Zeitpunkt, und das können wir an dem außergewöhnlich hohen Grad an Isotropie und Homogenität des Universums erkennen. (Es ist so gut, dass wir uns fragen, ob etwas nicht stimmt, wenn wir eine Inhomogenität von 0,01% des Durchschnitts des Universums bemerken!) Wenn Sie also behaupten möchten, dass der Urknall genau dort passiert ist, wo Sie sind, und dass Sie mittendrin sind wo alles begann, kann dir niemand sagen, dass du falsch liegst. Es ist nur so, dass jeder, überall, im gesamten Universum genauso Recht hat wie Sie, wenn er auch diese Behauptung aufstellt.


Wo geschah der Urknall?

Dr. Neil deGrasse Tyson denkt über den Urknall nach. Bildnachweis: Bild mit freundlicher Genehmigung von Fox.

Schließen Sie die Augen und stellen Sie sich den Urknall vor. Dieser erste Moment, in dem all die Energie, Materie und das Licht entstanden sind. Es ist eine Explosion, oder? Feuer, Trümmer, Senken, Murmeltiere und Ambosse fliegen in einer sich ständig ausdehnenden heißen Gaswolke an der Kamera vorbei.

Und wie bei jeder Explosion muss es Folgen haben, oder? Wir könnten einen Ort im Universum bereisen und den genauen Ort sehen, an dem alles begann, den genauen Ort, an dem der Urknall passierte, und idealerweise einen riesigen Krater in der Raumzeit, an dem das Universum begann.

Ich nehme an, Sie stellen sich unsere kleine Szene in Ihrem Kopf vor. Komplett mit Raum-Zeit-Einbuchtungen und orbitalem Detritus. Ich hoffe, Sie bekommen auch das beunruhigende Gefühl der Angst, dass ich dabei bin, geliebte Science-Fiction-Tropen zu meinem eigenen Vergnügen zu zerschlagen. Und hier ist es…

Es gibt keinen genauen Ort, an dem der Urknall passiert ist. Tatsächlich ereignete sich der Urknall überall im Universum. Das Problem kommt im Allgemeinen von dem Begriff "Urknall". Es erinnert an Explosionen, Detonationen, Luftballons, die geplatzt werden, und alles, was in Hühnerkorb-Hades geblasen wird. Es ist schade für uns normale Leute, dies ist keine gute Beschreibung für den Urknall.

Also werde ich einen neuen Begriff vorschlagen und ihn von nun an verwenden und so tun, als wäre es immer so gewesen. Von nun an werde ich es Big Stretch nennen, und damit meine ich, dass ich es immer Big Stretch genannt habe, und für diejenigen von Ihnen, die mit dieser Art des Reconnings vertraut sind, wird die Schokoladenration von 40 Gramm auf 25 Gramm erhöht.

Stellen Sie sich einen Ballon vor, der mit Punkten bedeckt ist, und blasen Sie den Ballon dann auf. Auch für die Zwecke dieser Illustration sind Sie eine zweidimensionale Kreatur, die an einem dieser Punkte lebt und alle anderen Punkte beobachtet. Aus deiner Sicht wird alles nach diesem seltsamen feuchten Spucke- und Gummiballonduft riechen.

Sie sehen auch, dass sich alle anderen Punkte von Ihnen entfernen. Sie könnten sogar denken, dass Sie im Mittelpunkt der Expansion des Ballons stehen. Und wenn Sie dann zu einem anderen Punkt springen würden, würden Sie dasselbe sehen. Nur stinkende Punkte, die alle von dir wegrennen.

Nun würde sich ein geringeres Wesen bei dem Gedanken daran verfangen, dass der Ballon ein dreidimensionales Objekt ist und das Zentrum der Ausdehnung tatsächlich in der Mitte des Ballons liegt. Aber du bist eine 2D-Kreatur. Sie können nichts anderes als die Oberfläche des Ballons begreifen. Das und der funky Geruch.

Nehmen Sie nun dieses Konzept und skalieren Sie es um eine weitere Dimension. Als dreidimensionale Kreatur, die in einem dreidimensionalen Universum gefangen ist und Zeuge wird, wie es sich in drei Dimensionen ausdehnt. Jede Galaxie entfernt sich von dir. Aber wenn Sie zu einer anderen Galaxie reisen, sieht es so aus, als würden sich alle anderen Galaxien von ihnen entfernen.

Erweiterung des Universums. Bildnachweis: Eugenio Bianchi, Carlo Rovelli & Rocky Kolb.

Könnte ein vierdimensionales Wesen das Zentrum der Expansion finden, den Ort, an dem der Urknall geschah? Wahrscheinlich. 4D-Wesen sind so cool. Aber dann würde ein 5D-Wesen wahrscheinlich über seine vereinfachte 4D-Ansicht des Universums mit seinen urigen Klein-Flaschen und rustikalen Hyperwürfeln lachen. Lutsch es 4D-Idioten, würden sie sagen, und dann würden sie sie für die gesamte Pause in ihren 5D-Schließfächern einsperren, bis der Hausmeister das Knallen hörte und sie rausließ.

Und lass mich nicht mit diesen 11D-Idioten anfangen. Diese Typen sind schrecklich und sie denken wirklich, dass sie besser sind als alle anderen. Sie sind wie Greg Marmand von Omega House, aber mit 8 weiteren Dimensionen der Nase, um auf Sie herabzuschauen.


Fünf Mythen über den Urknall

Die Urknalltheorie erklärt, wie sich das Universum aus einem frühen Zustand entwickelt hat. Hier ist eine schöne Ansicht eines Sternhaufens in der Milchstraße. Credit: NASA, ESA, das Hubble Heritage Team (STScI / AURA), A. Nota (ESA / STScI) und das Westerlund 2 Science Team

Das gesamte Universum wurde in einem unendlich kleinen Punkt zusammengepackt, dann explodierte es und die gesamte Masse, aus der das Universum bestand, wurde in den Weltraum geschickt.

Ein Astrophysiker würde Ihnen sagen, dass alles an dieser Aussage falsch ist.

„So sollten wir uns den Urknall gar nicht vorstellen“, sagt Torsten Bringmann.

Bringmann ist Professor und arbeitet mit Kosmologie und Astroteilchenphysik an der Universität Oslo (UiO).

Are Raklev, Professor für theoretische Physik an der UiO, hat festgestellt, dass viele Beschreibungen ein irreführendes Bild davon vermitteln, was die Urknalltheorie tatsächlich aussagt.

Raklev und Bringmann führen uns durch die häufigsten Missverständnisse.

Zunächst einmal, was bedeutet "Urknall" wirklich?

"Die Urknall-Theorie besagt, dass sich das Universum vor etwa 14 Milliarden Jahren in einem viel wärmeren und dichteren Zustand befand und sich ausdehnte. Das ist es, viel mehr ist es nicht", sagt Raklev.

Seitdem hat sich der Weltraum immer weiter ausgedehnt und ist kälter geworden.

Basierend auf der Theorie haben Wissenschaftler einen klareren Überblick über die Geschichte des Universums gewonnen, etwa zur Entstehung von Elementarteilchen und zur Entstehung von Atomen, Sternen und Galaxien.

Sie haben eine gute Vorstellung davon, was damals geschah, als das Universum etwa 10^-32 Sekunden alt war. Das sind 0,00000000000000000000000000000001 Sekunden, so ein Artikel des Astrophysikers Jostein Riiser Kristiansen.

Die Illustration einer Explosion, die die Substanz der Masse zeigt, die in alle Richtungen schießt, ist kein genaues Bild des Urknalls. Bildnachweis: Johan Swanepoel / Shutterstock / NTB scanpix

1. "Es war eine Explosion."

Die Urknall-Phrase selbst klingt wie eine Explosion, sagt Are Raklev. Aber das ist nicht wirklich eine genaue Beschreibung. Warum das so ist, erfährst du bald.

Anfang der 1920er Jahre entdeckte der Mathematiker Alexander Friedmann, dass Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie ein expandierendes Universum vorsieht. Der belgische Priester Georges Lemaître kam zu dem gleichen Schluss.

Edwin Hubble zeigte kurz darauf, dass sich Galaxien tatsächlich auseinander bewegen.

Die Galaxien entfernen sich von uns. Das Licht von ihnen ist rotverschoben, d.h. die Wellen sind länger und in Richtung des roten Endes des Lichtspektrums verschoben. Nicht nur das, Galaxien verschwinden immer schneller von uns.

Eines Tages werden fast alle Galaxien, die wir derzeit mit Teleskopen beobachten können, außer Sicht sein. Irgendwann werden die Sterne erlöschen und die Betrachter werden in einen ewig dunklen und einsamen Himmel blicken.

Zum Glück ist das ein extrem langer Weg.

Wir können die Geschichte auch umgekehrt spielen. Die Galaxien bewegen sich auseinander und sie waren sich schon einmal näher.

"Wenn Sie das gesamte beobachtbare Universum nehmen und den ganzen Weg zurückspulen, passt alles in einen sehr, sehr kleinen Bereich", sagt Raklev.

Dann kommen wir zum Zeitpunkt des Urknalls. Was ist passiert?

Es ist leicht zu denken, dass der Urknall eine Explosion war, bei der Substanzen herausgeschleudert wurden, wie Holzstücke, die nach einer Handgranate wegfliegen.

"Aber beim Urknall ist es nicht die Substanz, die nach außen reist", sagt Raklev.

"Das Universum selbst dehnt sich aus, der Raum selbst dehnt sich aus."

Eine Explosion, bei der die Masse in alle Richtungen explodiert, ist kein genaues Bild des Urknalls.

Eine Illustration des beobachtbaren Universums. Ausgehend vom Zentrum sehen wir das Sonnensystem, den Kuipergürtel, Ortswolke, die nächsten Sonnensysteme und Galaxien, dann das kosmische Netz, die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung und am Ende das unsichtbare Plasma. Bildnachweis: Pablo Carlos Budassi, wikimedia Commons, CC BY-SA 3.0

2. "Das Universum dehnt sich zu etwas aus."

Es sind also nicht die Galaxien, die sich auseinander bewegen, sondern der Weltraum, der sich ausdehnt.

Wir können es uns wie eine Teigkugel mit Rosinen vorstellen. Der Teig repräsentiert den Weltraum und die Rosinen sind die Galaxien. Stellen Sie den Teig aufgehen, und die Rosinen werden weiter auseinander liegen, ohne sich wirklich bewegt zu haben.

Als Beispiel nimmt Bringmann die Oberfläche eines Ballons. Zeichnen Sie Punkte auf den nicht aufgeblasenen Ballon und sehen Sie, wie sich der Abstand zwischen den Punkten beim Aufblasen vergrößert.

„Gleichzeitig bewegen sich Galaxien auch aufgrund gegenseitiger Gravitationsanziehung – das ist ein zusätzlicher Effekt“, sagt Raklev.

Einige Galaxien verschieben sich blau, was bedeutet, dass sie sich auf uns zubewegen. Dies gilt für einige nahe Galaxien. Über große Entfernungen wird dieser Effekt jedoch durch das Hubble-Lemaître-Gesetz in den Schatten gestellt, das angibt, wie schnell sich Galaxien im Verhältnis zur Entfernung entfernen. Tatsächlich nimmt der Abstand zwischen extrem weit voneinander entfernten Punkten schneller als das Licht zu.

Eine Teigkugel im Ofen dehnt sich innerhalb des vorhandenen Raumes im Ofen aus. Was ist mit dem Universum? Was ist draußen?

Das Universum dehnt sich zu nichts aus. Wissenschaftler glauben nicht, dass das Universum einen Vorteil hat.

Das, was wir das beobachtbare Universum nennen, ist eine uns umgebende Blase mit einem Durchmesser von 93 Milliarden Lichtjahren. Je weiter entfernt wir etwas betrachten, desto weiter in der Zeit sehen wir zurück. Wir können nichts weiter beobachten oder messen, als die Entfernung, die das Licht seit dem Urknall auf uns zugekommen ist.

Da sich das Universum ausdehnt, ist das beobachtbare Universum widersinnigerweise größer als 14 Milliarden Lichtjahre.

Aber Wissenschaftler berechnen, dass das Universum außerhalb unserer Blase viel, viel größer ist, vielleicht unendlich.

Das Universum kann "flach" sein, so scheint es. Das würde bedeuten, dass zwei Lichtstrahlen parallel bleiben und sich niemals treffen. Wenn Sie versuchen würden, bis zum Ende des Universums zu reisen, würden Sie es nie erreichen. Das Universum geht unendlich weiter.

Wenn das Universum eine positive Krümmung hat, könnte es theoretisch endlich sein. Aber dann wäre es wie eine Art seltsame Kugel. Wenn Sie bis zum "Ende" reisten, würden Sie an der gleichen Stelle landen, an der Sie angefangen haben, egal in welche Richtung Sie gehen. Es ist ein bisschen so, als könnte man um die Welt reisen und wieder dort ankommen, wo man angefangen hat.

In beiden Fällen kann sich das Universum ausdehnen, ohne sich in irgendetwas ausdehnen zu müssen.

Ein unendliches Universum, das immer größer wird, ist immer noch unendlich. Ein "sphärisches Universum" hat keine Kante.

Ein Galaxienhaufen bestehend aus Tausenden einzelner Galaxien, 2,1 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt. Das Universum, das wir sehen können, ist unglaublich groß und könnte sogar für immer bestehen bleiben. Bildnachweis: NASA, ESA und Johan Richard (Caltech, USA)

3. "Der Urknall hatte ein Zentrum."

Wenn wir uns den Urknall als Explosion vorstellen, ist es leicht zu denken, dass er von einem Zentrum aus nach außen explodiert ist. So funktionieren Explosionen.

Aber das war beim Urknall nicht der Fall. Fast alle Galaxien entfernen sich von uns, in alle Richtungen. Es scheint, als ob die Erde das Zentrum des Anfangs des Universums war. Aber es war nicht.

Alle anderen Beobachter würden dasselbe von ihrer Heimatgalaxie aus sehen, erklärt Bringmann.

Das Universum dehnt sich überall gleichzeitig aus. Der Urknall ereignete sich an keinem bestimmten Ort.

"Es ist überall passiert", sagt Raklev.

4. "Das ganze Universum wurde in einem winzig kleinen Punkt gesammelt."

Es stimmt, dass unser gesamtes beobachtbares Universum zu Beginn des Urknalls auf engstem Raum unglaublich dicht zusammengedrängt war.

Aber wie kann das Universum unendlich und gleichzeitig so klein sein?

Sie könnten lesen, dass das Universum zuerst kleiner als ein Atom war und dann die Größe eines Fußballs. Aber diese Analogie deutet an, dass der Raum am Anfang Grenzen und Kanten hatte.

"Nichts spricht dafür, dass das Universum beim Urknall nicht schon unendlich war", sagt Raklev.

"Es war nur kleiner in dem Sinne, dass sich das, was damals ein Meter war, jetzt in enorme Entfernungen von vielen Milliarden Lichtjahren ausgedehnt hat."

Wenn Sie darüber sprechen, wie groß das Universum zu bestimmten Zeiten war, bezieht sich das auf unser beobachtbares Universum.

„Das ganze beobachtbare Universum kommt aus einem winzig kleinen Gebiet, das man Punkt nennen kann. Aber der Punkt daneben hat sich auch ausgedehnt und der nächste Punkt auch. Er ist nur so weit von uns entfernt, dass wir ihn nicht beobachten können es", sagt Raklev.

Illustration des Urknalls und der Expansion und Entwicklung des Universums. Bildnachweis: NASA / WMAP-Wissenschaftsteam

5. "Das Universum war unendlich klein, heiß und dicht."

Vielleicht haben Sie gehört, dass das Universum als Singularität begann. Oder dass es unendlich klein, heiß und so weiter war. Das mag stimmen, aber viele Physiker halten dies nicht für das richtige Verständnis.

Singularitäten sind ein Ausdruck für Mathematik, die zusammenbricht und mit der gewöhnlichen Physik nicht beschrieben werden kann, so der Kosmologe Steen H. Hansen.

Bringmann fasst zusammen, was das alles für den Urknall bedeutet.

„Das Universum ist heute ein bisschen größer als gestern. Und es ist sogar noch ein bisschen größer als vor einer Million Jahren. Bei der Urknalltheorie geht es darum, dies in die Vergangenheit zu extrapolieren. Dann braucht man eine Theorie dafür: und das ist die Allgemeine Relativitätstheorie."

„Wenn ich den ganzen Weg zurück extrapoliere, wird das Universum kleiner und kleiner, es wird dichter und dichter und wärmer und wärmer. Schließlich kommt man an einen Punkt, an dem es wirklich klein ist, wirklich heiß und dicht. Das ist eigentlich die Urknalltheorie: dass das Universum in einem solchen Zustand begann. Da muss man wirklich aufhören", sagt Bringmann.

Läuft man die Allgemeine Relativitätstheorie ganz zurück, erreicht man einen Punkt unendlich hoher Dichte und Wärme, an dem die Größe Null ist.

„Das ist reine mathematische Extrapolation, die über das hinausgeht, was die Theorie eigentlich zulässt“, sagt Bringmann.

"Man kommt dann an einen Punkt, an dem die Energiedichte und die Temperaturen so hoch sind, dass wir keine physikalischen Theorien mehr haben, um sie zu beschreiben."

Physiker brauchen eine andere Theorie, sagt er. Und es gibt Leute, die genau das erforschen.

„Was brauchen wir, um einen so extremen Zustand zu beschreiben? Hier betreten wir einen Bereich, in dem man eine Theorie braucht, die Gravitation und Quantentheorie kombiniert. Niemand hat sie noch formulieren können. Die Erwartung ist genau, dass eine Quantengravitation Theorie würde nicht zu dem Schluss führen, dass alles auf einen Punkt zurückgeht", sagt Bringmann.

Was also zu dieser Zeit geschah, dem frühesten Punkt in der Geschichte des Universums, ist uns, zumindest bis jetzt, noch verborgen.


Inhalt

Die Urknalltheorie bietet eine umfassende Erklärung für ein breites Spektrum beobachteter Phänomene, einschließlich der Häufigkeiten der leichten Elemente, der CMB, der großräumigen Struktur und des Hubble-Gesetzes. [10] Die Theorie beruht auf zwei Hauptannahmen: der Universalität physikalischer Gesetze und dem kosmologischen Prinzip. Die Universalität physikalischer Gesetze ist eines der grundlegenden Prinzipien der Relativitätstheorie. Das kosmologische Prinzip besagt, dass das Universum auf großen Skalen homogen und isotrop ist – es erscheint in alle Richtungen unabhängig vom Standort gleich. [11]

Diese Ideen wurden zunächst als Postulate betrachtet, später wurden jedoch Anstrengungen unternommen, um jede von ihnen zu testen. Zum Beispiel wurde die erste Annahme durch Beobachtungen überprüft, die zeigten, dass die größtmögliche Abweichung der Feinstrukturkonstante über einen Großteil des Alters des Universums in der Größenordnung von 10 -5 liegt. [12] Auch die Allgemeine Relativitätstheorie hat strenge Tests auf der Skala des Sonnensystems und der Doppelsterne bestanden. [13] [14] [Anmerkungen 1]

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 speziellen) Beobachter oder Aussichtspunkt gibt. Zu diesem Zweck wurde das kosmologische Prinzip durch Beobachtungen der Temperatur des CMB auf einem Niveau von 10 -5 bestätigt. Auf der Skala des CMB-Horizonts wurde das Universum ab 1995 als homogen mit einer Obergrenze in der Größenordnung von 10 % Inhomogenität gemessen. [15]

Raumerweiterung

Die Ausdehnung des Universums wurde aus astronomischen Beobachtungen des frühen 20. Jahrhunderts abgeleitet und ist ein wesentlicher Bestandteil der Urknalltheorie. Mathematisch beschreibt die Allgemeine Relativitätstheorie die Raumzeit durch eine Metrik, die die Abstände zwischen benachbarten Punkten bestimmt. Die Punkte, die Galaxien, Sterne oder andere Objekte sein können, werden mithilfe eines Koordinatendiagramms oder "Gitters" angegeben, das über die gesamte Raumzeit gelegt wird. Das kosmologische Prinzip impliziert, dass die Metrik auf großen Skalen homogen und isotrop sein sollte, was die Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW)-Metrik eindeutig hervorhebt. Diese Metrik enthält einen Skalierungsfaktor, der beschreibt, wie sich die Größe des Universums mit der Zeit ändert. Dies ermöglicht eine bequeme Wahl eines Koordinatensystems, das als mitbewegte Koordinaten bezeichnet wird. 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 auf dem Gitter. Während ihr Koordinate Abstand (mitfahrender Abstand) bleibt konstant, der körperlich Der Abstand zwischen zwei solchen sich gleichzeitig bewegenden Punkten vergrößert sich proportional zum Skalierungsfaktor des Universums. [16]

Der Urknall ist keine Explosion von Materie, die sich nach außen bewegt, um ein leeres Universum zu füllen. Stattdessen dehnt sich der Raum selbst überall mit der Zeit aus und vergrößert die physischen Distanzen zwischen sich bewegenden Punkten. Mit anderen Worten, der Urknall ist keine Explosion im Weltraum, sondern eher eine Erweiterung Raum. [4] Da die FLRW-Metrik von einer gleichmäßigen Verteilung von Masse und Energie ausgeht, gilt sie nur in großen Maßstäben für unser Universum – lokale Materiekonzentrationen wie unsere Galaxie dehnen sich nicht unbedingt mit der gleichen Geschwindigkeit aus wie das gesamte Universum. [17]

Horizonte

Ein wichtiges Merkmal der Raumzeit des Urknalls ist das Vorhandensein von Teilchenhorizonten. Da das Universum ein endliches Alter hat und sich Licht mit endlicher Geschwindigkeit ausbreitet, kann es in der Vergangenheit Ereignisse geben, deren Licht noch keine Zeit hatte, uns zu erreichen. Dies setzt ein Limit oder a vergangener Horizont auf die am weitesten entfernten Objekte, die beobachtet werden können. Umgekehrt, weil sich der Raum ausdehnt und immer weiter entfernte Objekte immer schneller zurücktreten, kann das von uns heute emittierte Licht niemals sehr weit entfernte Objekte "einholen". Dies definiert a Zukunftshorizont, was die Ereignisse in der Zukunft, auf die wir Einfluss nehmen können, einschränkt. Das Vorhandensein beider Horizonttypen hängt von den Details des FLRW-Modells ab, das unser Universum beschreibt. [18]

Unser Verständnis des Universums bis in sehr frühe Zeiten deutet darauf hin, dass es einen vergangenen Horizont gibt, obwohl unsere Sicht in der Praxis auch durch die Undurchsichtigkeit des Universums zu frühen Zeiten eingeschränkt ist. Unser Blick kann sich also zeitlich nicht weiter nach hinten erstrecken, obwohl der Horizont im Raum zurücktritt. Wenn sich die Expansion des Universums weiter beschleunigt, gibt es auch einen Zukunftshorizont. [18]

Thermalisierung

Einige Prozesse im frühen Universum verliefen im Vergleich zur Expansionsrate des Universums zu langsam, um ein annähernd thermodynamisches Gleichgewicht zu erreichen. Andere waren schnell genug, um eine Thermalisierung zu erreichen. Der Parameter, der normalerweise verwendet wird, um herauszufinden, ob ein Prozess im sehr frühen Universum ein thermisches Gleichgewicht erreicht hat, ist das Verhältnis zwischen der Geschwindigkeit des Prozesses (normalerweise der Kollisionsrate zwischen Teilchen) und dem Hubble-Parameter. Je größer das Verhältnis, desto länger mussten die Partikel thermalisieren, bevor sie zu weit voneinander entfernt waren. [19]

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

Singularität

Die Extrapolation der zeitlichen Expansion des Universums mit Hilfe der Allgemeinen Relativitätstheorie ergibt eine unendliche Dichte und Temperatur zu einem endlichen Zeitpunkt in der Vergangenheit. [20] Dieses unregelmäßige Verhalten, das als Gravitationssingularität bekannt ist, weist darauf hin, dass die allgemeine Relativitätstheorie keine adäquate Beschreibung der physikalischen Gesetze in diesem Bereich ist. Modelle, die allein auf der Allgemeinen Relativitätstheorie basieren, können nicht auf die Singularität extrapolieren – vor dem Ende der sogenannten Planck-Epoche. [5]

Diese ursprüngliche Singularität wird selbst manchmal als "Urknall" [21] bezeichnet, aber der Begriff kann sich auch auf eine allgemeinere frühe heiße, dichte Phase [22] [Anmerkungen 2] des Universums beziehen. In beiden Fällen wird "der Urknall" als Ereignis umgangssprachlich auch als "Geburt" unseres Universums bezeichnet, da es den Punkt in der Geschichte darstellt, an dem nachgewiesen werden kann, dass das Universum in ein Regime eingetreten ist, in dem die Gesetze der Physik wie wir verstehen, dass sie (insbesondere die Allgemeine Relativitätstheorie und das Standardmodell der Teilchenphysik) funktionieren. Basierend auf Messungen der Expansion mit Supernovae vom Typ Ia und Messungen von Temperaturschwankungen im kosmischen Mikrowellenhintergrund beträgt die Zeit, die seit diesem Ereignis – bekannt als das „Alter des Universums“ – 13,799 ± 0,021 Milliarden Jahre. [23]

Obwohl das Universum zu diesem Zeitpunkt extrem dicht war – viel dichter, als es normalerweise erforderlich ist, um ein Schwarzes Loch zu bilden – kollabierte das Universum nicht erneut zu einer Singularität. Häufig verwendete Berechnungen und Grenzen zur Erklärung des Gravitationskollapses basieren normalerweise auf Objekten relativ konstanter Größe, wie beispielsweise Sternen, und gelten nicht für sich schnell ausdehnende Räume wie den Urknall. Da das frühe Universum nicht sofort in eine Vielzahl von Schwarzen Löchern kollabierte, muss die Materie damals sehr gleichmäßig mit einem vernachlässigbaren Dichtegradienten verteilt gewesen sein. [24]

Inflation und Baryogenese

Die frühesten Phasen des Urknalls sind Gegenstand vieler Spekulationen, da astronomische Daten über sie nicht verfügbar sind. In den gängigsten Modellen war das Universum homogen und isotrop mit einer sehr hohen Energiedichte und enormen Temperaturen und Drücken gefüllt und expandierte und kühlte sehr schnell ab. Der Zeitraum von 0 bis 10 −43 Sekunden in die Expansion, die Planck-Epoche, war eine Phase, in der die vier Grundkräfte – die elektromagnetische Kraft, die starke Kernkraft, die schwache Kernkraft und die Gravitationskraft – zu einer Einheit vereint wurden . [25] In diesem Stadium war die charakteristische Skalenlänge des Universums die Planck-Länge von 1,6 × 10 −35 m und hatte folglich eine Temperatur von ungefähr 10 32 Grad Celsius. Sogar das Konzept eines Teilchens versagt unter diesen Bedingungen. Ein richtiges Verständnis dieser Periode wartet auf die Entwicklung einer Theorie der Quantengravitation. [26] [27] Auf die Planck-Epoche folgte die Epoche der großen Vereinigung, die bei 10 −43 Sekunden begann, in der sich die Gravitation von den anderen Kräften trennte, als die Temperatur des Universums fiel. [25]

Ungefähr 10 –37 Sekunden nach Beginn der Expansion verursachte ein Phasenübergang eine kosmische Inflation, während der das Universum exponentiell wuchs, nicht durch die Lichtgeschwindigkeitsinvarianz eingeschränkt, und die Temperaturen um den Faktor 100.000 sanken. Mikroskopische Quantenfluktuationen, die aufgrund des Heisenbergschen Unschärferelationsprinzips auftraten, wurden in die Keime verstärkt, die später die großräumige Struktur des Universums bilden sollten. [28] Zu einem Zeitpunkt um 10 −36 Sekunden beginnt die elektroschwache Epoche, wenn sich die starke Kernkraft von den anderen Kräften trennt, wobei nur die elektromagnetische Kraft und die schwache Kernkraft vereint bleiben. [29]

Die Inflation stoppte bei etwa 10 –33 bis 10 –32 Sekunden, wobei das Volumen des Universums um mindestens den Faktor 10 78 zugenommen hatte. Es kam zu einer Wiedererwärmung, bis das Universum die Temperaturen erreichte, die für die Produktion eines Quark-Gluon-Plasmas sowie aller anderen Elementarteilchen erforderlich sind. [30] [31] Die Temperaturen waren so hoch, dass die zufälligen Bewegungen der Teilchen relativistische Geschwindigkeiten hatten und ständig Teilchen-Antiteilchen-Paare aller Art erzeugt und bei Kollisionen zerstört wurden. [4] 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 von 30 Millionen. Dies führte zur Vorherrschaft der Materie gegenüber der Antimaterie im gegenwärtigen Universum. [32]

Kühlung

Das Universum nahm weiter an Dichte und Temperatur ab, daher nahm die typische Energie jedes Teilchens ab. Symmetriebrechende Phasenübergänge bringen die fundamentalen Kräfte der Physik und die Parameter von Elementarteilchen in ihre heutige Form, wobei sich die elektromagnetische Kraft und die schwache Kernkraft nach etwa 10 −12 Sekunden trennen. [29] [33] Nach etwa 10 −11 Sekunden wird das Bild weniger spekulativ, da die Teilchenenergien auf Werte sinken, die in Teilchenbeschleunigern erreicht werden können. Nach etwa 10 -6 Sekunden verbinden sich Quarks und Gluonen zu Baryonen wie Protonen und Neutronen. Der geringe Überschuss an Quarks gegenüber Antiquarks führte zu einem geringen Überschuss an Baryonen gegenüber Antibaryonen. Die Temperatur war nun nicht mehr hoch genug, um neue Proton-Antiproton-Paare zu erzeugen (ähnlich wie bei Neutronen-Antineutronen), so dass unmittelbar eine Massenvernichtung folgte, die nur noch eines von 10 8 der ursprünglichen Materieteilchen und keines ihrer Antiteilchen übrig ließ. [34] Ein ähnlicher Prozess geschah bei Elektronen und Positronen nach etwa 1 Sekunde. Nach diesen Annihilationen bewegten sich die restlichen Protonen, Neutronen und Elektronen nicht mehr relativistisch und die Energiedichte des Universums wurde von Photonen dominiert (mit einem geringen Beitrag von Neutrinos).

Ein paar Minuten nach der Expansion, als die Temperatur etwa eine Milliarde Kelvin betrug und die Materiedichte im Universum mit der aktuellen Dichte der Erdatmosphäre vergleichbar war, kombinierten Neutronen mit Protonen die Deuterium- und Heliumkerne des Universums in einem Prozess namens Big Bang-Nukleosynthese (BBN). [35] Die meisten Protonen blieben als Wasserstoffkerne unverbunden. [36]

Als das Universum abkühlte, dominierte die Ruheenergiedichte der Materie gravitativ die der Photonenstrahlung. Nach etwa 379.000 Jahren verbanden sich die Elektronen und Kerne zu Atomen (meist Wasserstoff), die Strahlung aussenden konnten. Diese Reliktstrahlung, die sich weitgehend ungehindert durch den Weltraum fortsetzte, wird als kosmischer Mikrowellenhintergrund bezeichnet. [36]

Strukturbildung

Über einen langen Zeitraum hinweg zogen die etwas dichteren Regionen der gleichmäßig verteilten Materie gravitativ nahe Materie an und wurden dadurch noch dichter und bildeten Gaswolken, Sterne, Galaxien und die anderen heute beobachtbaren astronomischen Strukturen. [4] Die Details 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, bei dem dunkle Materie als kalt angenommen wird (warme dunkle Materie wird durch frühe Reionisation ausgeschlossen). [38] und macht schätzungsweise etwa 23% der Materie/Energie des Universums aus, während baryonische Materie etwa 4,6% ausmacht. [39] In einem „erweiterten Modell“, das heiße dunkle Materie in Form von Neutrinos einschließt, [40] gilt dann, wenn die „physikalische Baryonendichte“ Ω b h 2 >h^<2>> wird auf etwa 0,023 geschätzt (dies unterscheidet sich von der 'Baryonendichte' Ω b >> ausgedrückt als Bruchteil der gesamten Materie-/Energiedichte, die etwa 0,046 beträgt) und der entsprechenden kalten Dunklen Materie-Dichte Ω c h 2 >h^<2>> beträgt etwa 0,11, die entsprechende Neutrinodichte Ω v h 2 >h^<2>> wird auf weniger als 0,0062 geschätzt. [39]

Kosmische Beschleunigung

Unabhängige Beweislinien von Typ-Ia-Supernovae und der CMB deuten darauf hin, dass das Universum heute von einer mysteriösen Energieform dominiert wird, die als dunkle Energie bekannt ist und anscheinend den gesamten Weltraum durchdringt. Die Beobachtungen deuten darauf hin, dass 73 % der gesamten Energiedichte des heutigen Universums in dieser Form vorliegen. Als das Universum noch sehr jung war, war es wahrscheinlich von dunkler Energie durchdrungen, aber mit weniger Raum und alles näher beieinander überwog die Schwerkraft und bremste langsam die Expansion. Aber schließlich, nach zahlreichen 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 beschleunigte. [7]

Dunkle Energie in ihrer einfachsten Formulierung nimmt die Form des kosmologischen Konstantenterms in Einstein-Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie an, aber ihre Zusammensetzung und ihr Mechanismus sind unbekannt, und allgemeiner die Details ihrer Zustandsgleichung und ihrer Beziehung zum Standardmodell der Teilchenphysik weiterhin sowohl durch Beobachtung als auch theoretisch untersucht werden. [7]

All diese kosmische Entwicklung nach der inflationären Epoche kann durch das ΛCDM-Modell der Kosmologie, das die unabhängigen Rahmen der Quantenmechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie verwendet, genau beschrieben und modelliert werden. Es gibt keine leicht überprüfbaren Modelle, die die Situation vor etwa 10 -15 Sekunden beschreiben würden. [41] Das Verständnis dieser frühesten Epoche in der Geschichte des Universums ist derzeit eines der größten ungelösten Probleme der Physik.

Etymologie

Dem englischen Astronomen Fred Hoyle wird zugeschrieben, den Begriff "Urknall" während eines Vortrags für eine BBC-Radiosendung im März 1949 geprägt zu haben, in dem er sagte: "Diese Theorien basierten auf der Hypothese, dass die gesamte Materie im Universum in einem großen geschaffen wurde". Knall zu einem bestimmten Zeitpunkt in der fernen Vergangenheit." [43] [44]

Es wird allgemein berichtet, dass Hoyle, der ein alternatives kosmologisches "Steady-State"-Modell favorisierte, dies als abwertend beabsichtigte, [45] aber Hoyle bestritt dies ausdrücklich und sagte, es sei nur ein markantes Bild, das den Unterschied zwischen den beiden Modellen hervorheben soll . [46] [47]

Entwicklung

Die Urknalltheorie entstand aus Beobachtungen der Struktur des Universums und aus theoretischen Überlegungen. Im Jahr 1912 maß Vesto Slipher die erste Doppler-Verschiebung eines "Spiralnebels" (Spiralnebel ist der veraltete Begriff für Spiralgalaxien) und entdeckte bald, dass sich fast alle dieser Nebel von der Erde entfernten. Er verstand die kosmologischen Implikationen dieser Tatsache nicht, und tatsächlich war es damals sehr umstritten, ob diese Nebel "Inseluniversen" außerhalb unserer Milchstraße waren oder nicht. [49] [50] Zehn Jahre später leitete Alexander Friedmann, ein russischer Kosmologe und Mathematiker, die Friedmann-Gleichungen aus Einstein-Feldgleichungen ab und zeigte, dass sich das Universum im Gegensatz zu dem von Albert Einstein damals vertretenen statischen Universumsmodell ausdehnen könnte. [51]

1924 zeigte die Messung der großen Entfernung zu den nächsten Spiralnebeln durch den amerikanischen Astronomen Edwin Hubble, dass es sich bei diesen Systemen tatsächlich um andere Galaxien handelte. Im selben Jahr entwickelte Hubble sorgfältig eine Reihe von Entfernungsindikatoren, den Vorläufer der kosmischen Entfernungsleiter, unter Verwendung des 100-Zoll (2,5 m) Hooker-Teleskops am Mount Wilson Observatory. Dies ermöglichte ihm, Entfernungen zu Galaxien abzuschätzen, deren Rotverschiebungen bereits hauptsächlich von Slipher gemessen worden waren. 1929 entdeckte Hubble eine Korrelation zwischen Entfernung und Rezessionsgeschwindigkeit – heute bekannt als Hubble-Gesetz. [52] [53] Zu diesem Zeitpunkt hatte Lemaître bereits gezeigt, dass dies angesichts des kosmologischen Prinzips zu erwarten war. [7]

Unabhängig davon leitete Georges Lemaître, ein belgischer Physiker und römisch-katholischer Priester, 1927 Friedmanns Gleichungen ab, dass die abgeleitete Rezession der Nebel auf die Expansion des Universums zurückzuführen sei. [54] Im Jahr 1931 ging Lemaître noch weiter und schlug vor, dass die offensichtliche Expansion des Universums, wenn sie in die Vergangenheit projiziert wird, bedeutet, dass das Universum umso kleiner wird, je weiter in der Vergangenheit liegt, bis zu einem endlichen Zeitpunkt in der Vergangenheit die gesamte Masse von das Universum war in einem einzigen Punkt konzentriert, einem "Uratom", wo und wann das Gefüge von Zeit und Raum entstand. [55]

In den 1920er und 1930er Jahren bevorzugte fast jeder große Kosmologe ein ewiges Steady-State-Universum, und mehrere beklagten, dass der Beginn der Zeit, die durch den Urknall implizierte religiöse Konzepte in die Physik importierte, dieser Einwand später von Anhängern der Steady-State-Theorie wiederholt wurde. [56] Diese Wahrnehmung wurde durch die Tatsache verstärkt, dass der Begründer der Urknalltheorie, Lemaître, ein römisch-katholischer Priester war. [57] Arthur Eddington stimmte Aristoteles zu, dass das Universum keinen zeitlichen Anfang hat, nämlich., diese Sache ist ewig. Ein Anfang in der Zeit war ihm "zuwider". [58] [59] Lemaître war jedoch anderer Meinung:

Wenn die Welt mit einem einzigen Quant begonnen hätte, würden die Begriffe Raum und Zeit am Anfang überhaupt keine Bedeutung haben, sie würden erst dann eine sinnvolle Bedeutung haben, wenn das ursprüngliche Quant in eine ausreichende Anzahl von Quanten aufgeteilt wäre. Wenn dieser Vorschlag richtig ist, geschah der Beginn der Welt kurz vor dem Beginn von Raum und Zeit. [60]

In den 1930er Jahren wurden andere Ideen als nicht standardmäßige Kosmologien vorgeschlagen, um Hubbles Beobachtungen zu erklären, darunter das Milne-Modell, [61] das oszillierende Universum (ursprünglich von Friedmann vorgeschlagen, aber von Albert Einstein und Richard C. Tolman befürwortet) [62] und Fritz Zwickys müde Lichthypothese. [63]

Nach dem Zweiten Weltkrieg ergaben sich zwei verschiedene Möglichkeiten. Eines davon war Fred Hoyles Steady-State-Modell, bei dem neue Materie erschaffen würde, während sich das Universum zu erweitern schien. In diesem Modell ist das Universum zu jedem Zeitpunkt ungefähr gleich. [64] Die andere war Lemaîtres Urknalltheorie, die von George Gamow befürwortet und entwickelt wurde, der BBN einführte [65] und dessen Mitarbeiter Ralph Alpher und Robert Herman das CMB vorhersagten. [66] Ironischerweise war es Hoyle, der den Ausdruck prägte, der auf Lemaîtres Theorie angewendet wurde, und ihn als "dieses" bezeichnete Urknall Idee" während einer BBC-Radiosendung im März 1949. [47] [44] [Anmerkungen 3] Eine Zeitlang wurde die Unterstützung zwischen diesen beiden Theorien geteilt. Schließlich begannen die Beobachtungsbeweise, vor allem aus den Radioquellenzählungen, Big . zu begünstigen Knall über Steady-State Die Entdeckung und Bestätigung des CMB im Jahr 1964 sicherte den Urknall als beste Theorie über den Ursprung und die Entwicklung des Universums.[67] Ein Großteil der aktuellen Arbeiten in der Kosmologie beinhaltet das Verständnis, wie sich Galaxien im Kontext von den Urknall, die Physik des Universums zu immer früheren Zeiten verstehen und Beobachtungen mit der grundlegenden Theorie in Einklang bringen. Zitat benötigt ]

1968 und 1970 veröffentlichten Roger Penrose, Stephen Hawking und George F. R. Ellis Veröffentlichungen, in denen sie zeigten, dass mathematische Singularitäten eine unvermeidliche Anfangsbedingung relativistischer Modelle des Urknalls sind. [68] [69] Von den 1970er bis in die 1990er Jahre arbeiteten Kosmologen daran, die Eigenschaften des Urknall-Universums zu charakterisieren und noch offene Probleme zu lösen. 1981 gelang Alan Guth mit der Einführung einer Epoche schneller Expansion im frühen Universum, die er "Inflation" nannte, einen Durchbruch in der theoretischen Arbeit zur Lösung bestimmter herausragender theoretischer Probleme der Urknalltheorie. [70] Während dieser Jahrzehnte betrafen zwei Fragen in der Beobachtungskosmologie, die viele Diskussionen und Meinungsverschiedenheiten auslösten, die genauen Werte der Hubble-Konstante [71] und die Materiedichte des Universums (vor der Entdeckung der dunklen Energie, vermutlich der wichtigste Prädiktor für das letztendliche Schicksal des Universums sein). [72]

Mitte der 1990er Jahre schienen Beobachtungen bestimmter Kugelsternhaufen darauf hinzuweisen, dass sie etwa 15 Milliarden Jahre alt waren, was den meisten damals aktuellen Schätzungen des Alters des Universums (und tatsächlich dem heute gemessenen) widersprach. Dieses Problem wurde später behoben, als neue Computersimulationen, die die Auswirkungen des Massenverlusts aufgrund von Sternwinden einschlossen, ein viel jüngeres Alter für Kugelsternhaufen anzeigten. [73] Während noch einige Fragen offen bleiben, wie genau das Alter der Sternhaufen gemessen wird, sind Kugelsternhaufen als einige der ältesten Objekte im Universum für die Kosmologie von Interesse. [ Zitat benötigt ]

Bedeutende Fortschritte in der Urknall-Kosmologie wurden seit Ende der 1990er Jahre aufgrund von Fortschritten in der Teleskoptechnologie sowie der Analyse von Daten von Satelliten wie dem Cosmic Background Explorer (COBE), [74] dem Hubble-Weltraumteleskop und WMAP erzielt. [75] Kosmologen haben jetzt ziemlich genaue und genaue Messungen vieler Parameter des Urknallmodells und haben die unerwartete Entdeckung gemacht, dass sich die Expansion des Universums zu beschleunigen scheint. [76] [77]

Die frühesten und direktesten Beobachtungsbeweise für die Gültigkeit der Theorie sind die Expansion des Universums gemäß dem Hubble-Gesetz (wie durch die Rotverschiebungen der Galaxien angezeigt), die Entdeckung und Messung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds und die relativen Häufigkeiten von Lichtelementen, die von Urknall-Nukleosynthese (BBN). Neuere Beweise umfassen Beobachtungen der Galaxienentstehung und -entwicklung sowie der Verteilung großräumiger kosmischer Strukturen. [79] Diese werden manchmal als die „vier Säulen“ der Urknalltheorie bezeichnet. [80]

Präzise moderne Modelle des Urknalls appellieren an verschiedene exotische physikalische Phänomene, die weder in terrestrischen Laborexperimenten beobachtet noch in das Standardmodell der Teilchenphysik integriert wurden. Von diesen Merkmalen ist die Dunkle Materie derzeit Gegenstand der aktivsten Laboruntersuchungen.[81] Verbleibende Probleme sind das Cuspy-Halo-Problem [82] und das Zwerggalaxienproblem [83] der kalten Dunklen Materie. Dunkle Energie ist auch für Wissenschaftler von großem Interesse, aber es ist nicht klar, ob ein direkter Nachweis von Dunkler Energie möglich sein wird. [84] Inflation und Baryogenese bleiben eher spekulative Merkmale aktueller Urknallmodelle. Nach tragfähigen, quantitativen Erklärungen für solche Phänomene wird noch gesucht. Dies sind derzeit ungelöste Probleme in der Physik.

Hubbles Gesetz und die Ausdehnung des Weltraums

Beobachtungen von fernen Galaxien und Quasaren zeigen, dass diese Objekte rotverschoben sind: Das von ihnen emittierte Licht wurde zu längeren Wellenlängen verschoben. Dies kann gesehen werden, indem man ein Frequenzspektrum eines Objekts nimmt und das spektroskopische Muster von Emissions- oder Absorptionslinien anpasst, die Atomen der chemischen Elemente entsprechen, die mit dem Licht interagieren. Diese Rotverschiebungen sind gleichmäßig isotrop und gleichmäßig auf die beobachteten Objekte in alle Richtungen verteilt. Wird die Rotverschiebung als Dopplerverschiebung interpretiert, kann die Rezessionsgeschwindigkeit des Objekts berechnet werden. Für einige Galaxien ist es möglich, Entfernungen über die kosmische Entfernungsleiter abzuschätzen. Wenn die Rezessionsgeschwindigkeiten gegen diese Abstände aufgetragen werden, wird eine lineare Beziehung beobachtet, die als Hubble-Gesetz bekannt ist: [52] v = H 0 D D> wobei

Das Hubble-Gesetz hat zwei mögliche Erklärungen. Entweder befinden wir uns im Zentrum einer Explosion von Galaxien – die unter der Annahme des kopernikanischen Prinzips unhaltbar ist – oder das Universum dehnt sich überall gleichmäßig aus. Diese universelle Expansion wurde von Friedmann 1922 [51] und Lemaître 1927 [54] aus der allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt, lange bevor Hubble 1929 seine Analysen und Beobachtungen machte, und sie bleibt der Eckpfeiler der Urknalltheorie, wie sie von Friedmann, Lemaître entwickelt wurde. Robertson und Walker.

Dass der Raum einer metrischen Expansion unterliegt, wird durch direkte Beobachtungen des kosmologischen Prinzips und des kopernikanischen Prinzips gezeigt, die zusammen mit dem Hubble-Gesetz keine andere Erklärung haben. Astronomische Rotverschiebungen sind extrem isotrop und homogen, [52] was das kosmologische Prinzip unterstützt, dass das Universum in alle Richtungen gleich aussieht, zusammen mit vielen anderen Beweisen. Wenn die Rotverschiebungen das Ergebnis einer Explosion aus einem von uns entfernten Zentrum wären, wären sie in verschiedenen Richtungen nicht so ähnlich.

Messungen der Auswirkungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung auf die Dynamik entfernter astrophysikalischer Systeme im Jahr 2000 bewiesen das kopernikanische Prinzip, dass die Erde auf kosmologischer Skala keine zentrale Position einnimmt. [86] Die Strahlung des Urknalls war zu früheren Zeiten im gesamten Universum nachweislich wärmer. Eine gleichmäßige Abkühlung der 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 Mikrowellen-Hintergrundstrahlung

1964 entdeckten Arno Penzias und Robert Wilson zufällig die kosmische Hintergrundstrahlung, ein omnidirektionales Signal im Mikrowellenband. [67] Ihre Entdeckung lieferte eine substanzielle Bestätigung der Urknallvorhersagen von Alpher, Herman und Gamow um 1950. Bis in die 1970er Jahre wurde festgestellt, dass die Strahlung in allen Richtungen annähernd mit einem Schwarzkörperspektrum übereinstimmt. Dieses Spektrum wurde durch die Expansion rotverschoben des Universums und entspricht heute etwa 2,725 K. Dies hat die Beweislage zugunsten des Urknallmodells gekippt, und Penzias und Wilson erhielten 1978 den Nobelpreis für Physik.

Das Oberfläche der letzten Streuung entsprechend der Emission des CMB erfolgt kurz danach Rekombination, die Epoche, in der neutraler Wasserstoff stabil wird. Zuvor bestand das Universum aus einem heißen, dichten Photonen-Baryonen-Plasmameer, in dem Photonen schnell von freien geladenen Teilchen gestreut wurden. Der mittlere freie Weg eines Photons erreicht seinen Höhepunkt bei etwa 372 ± 14 kyr [38] und wird lang genug, um den heutigen Tag zu erreichen, und das Universum wird transparent.

1989 startete die NASA COBE, die zwei große Fortschritte machte: 1990 zeigten hochpräzise Spektralmessungen, dass das CMB-Frequenzspektrum ein fast perfekter schwarzer Körper ohne Abweichungen von 1 zu 10 4 ist, und maßen eine Resttemperatur von 2,726 K (neuere Messungen haben diese Zahl leicht auf 2,7255 K nach unten korrigiert), dann entdeckten 1992 weitere COBE-Messungen winzige Fluktuationen (Anisotropien) der CMB-Temperatur am Himmel, auf einem Niveau von etwa einem zu 10 5 . [74] John C. Mather und George Smoot erhielten 2006 den Nobelpreis für Physik für ihre führende Rolle bei diesen Ergebnissen.

Während des folgenden Jahrzehnts wurden CMB-Anisotropien durch eine Vielzahl von Boden- und Ballonexperimenten weiter untersucht. In den Jahren 2000–2001 fanden mehrere Experimente, insbesondere BOOMERanG, heraus, dass die Form des Universums räumlich fast flach ist, indem die typische Winkelgröße (die Größe am Himmel) der Anisotropien gemessen wurde. [91] [92] [93]

Anfang 2003 wurden die ersten Ergebnisse der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe veröffentlicht, die die damals genauesten Werte für einige der kosmologischen Parameter lieferten. Die Ergebnisse widerlegten mehrere spezifische kosmische Inflationsmodelle, stimmen jedoch mit der Inflationstheorie im Allgemeinen überein. [75] Die Planck Raumsonde wurde im Mai 2009 gestartet. Weitere kosmische Mikrowellenhintergrundexperimente auf Boden- und Ballonbasis sind im Gange.

Fülle von Urelementen

Mit dem Urknallmodell lässt sich die Konzentration von Helium-4, Helium-3, Deuterium und Lithium-7 im Universum als Verhältnis zur Menge an gewöhnlichem Wasserstoff berechnen. [35] 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-Schwankungen berechnet werden. Die vorhergesagten Verhältnisse (nach Masse, nicht nach Zahl) betragen etwa 0,25 für He 4 / H >> , etwa 10 −3 für H 2 / H >> , ungefähr 10 −4 für He 3 / H >> und ungefähr 10 −9 für Li 7 / H >> . [35]

Die gemessenen Häufigkeiten stimmen alle zumindest grob mit denen überein, die aus einem einzigen Wert des Baryonen-Photonen-Verhältnisses vorhergesagt wurden. Die Übereinstimmung ist ausgezeichnet für Deuterium, nahe, aber formal abweichend für He 4 >> , und um den Faktor zwei für Li 7 >> ( diese Anomalie wird als kosmologisches Lithiumproblem bezeichnet) in den letzten beiden Fällen bestehen erhebliche systematische Unsicherheiten. Nichtsdestotrotz ist die allgemeine Übereinstimmung mit den von BBN vorhergesagten Häufigkeiten ein starker Beweis für den Urknall, da die Theorie die einzige bekannte Erklärung für die relativen Häufigkeiten von leichten Elementen ist und es praktisch unmöglich ist, den Urknall so einzustellen, dass viel mehr produziert wird oder weniger als 20-30% Helium. [94] Tatsächlich gibt es außerhalb des Urknalls keinen offensichtlichen Grund dafür, dass beispielsweise das junge Universum (dh vor der Sternentstehung, wie durch die Untersuchung von Materie, die angeblich frei von stellaren Nukleosyntheseprodukten ist, bestimmt wurde) mehr Helium als Deuterium oder mehr enthalten sollte Deuterium als He 3 >> , und das auch in konstanten Verhältnissen. [95] : 182–185

Galaktische Evolution und Verteilung

Detaillierte Beobachtungen der Morphologie und Verteilung von Galaxien und Quasaren stimmen mit dem aktuellen Stand der Urknalltheorie überein. Eine Kombination aus Beobachtungen und Theorien legt nahe, dass die ersten Quasare und Galaxien etwa eine Milliarde Jahre nach dem Urknall entstanden sind und sich seitdem größere Strukturen wie Galaxienhaufen und Superhaufen gebildet haben. [96]

Populationen von Sternen alterten und entwickelten sich, so dass ferne Galaxien (die wie im frühen Universum beobachtet wurden) ganz anders aussehen als nahe Galaxien (beobachtet in einem neueren Zustand). Darüber hinaus unterscheiden sich Galaxien, die vor relativ kurzer Zeit entstanden sind, deutlich von Galaxien, die in ähnlicher Entfernung, aber kurz nach dem Urknall entstanden sind. Diese Beobachtungen sind starke Argumente gegen das stationäre Modell. Beobachtungen von Sternentstehung, Galaxien- und Quasarverteilungen und größeren Strukturen stimmen gut mit Urknallsimulationen der Strukturbildung im Universum überein und tragen dazu bei, die Details der Theorie zu vervollständigen. [96] [97]

Ursprüngliche Gaswolken

Im Jahr 2011 fanden Astronomen durch die Analyse von Absorptionslinien in den Spektren entfernter Quasare, was sie für unberührte Wolken aus Urgas halten. Vor dieser Entdeckung wurde beobachtet, dass alle anderen astronomischen Objekte schwere Elemente enthalten, die in Sternen gebildet werden. Diese beiden Gaswolken enthalten keine schwereren Elemente als Wasserstoff und Deuterium. [102] [103] Da die Gaswolken keine schweren Elemente enthalten, bildeten sie sich wahrscheinlich in den ersten Minuten nach dem Urknall während des BBN.

Andere Beweise

Das Alter des Universums, wie es aus der Hubble-Expansion und dem CMB geschätzt wurde, stimmt jetzt gut mit anderen Schätzungen überein, die das Alter der ältesten Sterne verwenden, sowohl gemessen durch die Anwendung der Theorie der Sternentwicklung auf Kugelsternhaufen als auch durch radiometrische Datierung einzelner Populationen II Sterne. [104] Es stimmt auch gut mit Altersschätzungen überein, die auf Messungen der Expansion mit Typ-Ia-Supernovae und Messungen von Temperaturfluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund basieren. [23] 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 verknüpfen, und alle Schätzungen stimmen überein. Dennoch geben einige Beobachtungen von Objekten aus dem relativ frühen Universum (insbesondere Quasar APM 08279+5255) Anlass zur Sorge, ob diese Objekte genügend Zeit hatten, sich so früh im ΛCDM-Modell zu bilden. [105] [106]

Die Vorhersage, dass die CMB-Temperatur in der Vergangenheit höher war, wurde experimentell durch Beobachtungen von Absorptionslinien sehr niedriger Temperatur in Gaswolken bei hoher Rotverschiebung gestützt. [107] 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 Clustereigenschaften ab, die sich mit der kosmischen Zeit ändern, was genaue Messungen erschwert. [108] [109]

Zukünftige Beobachtungen

Zukünftige Gravitationswellen-Observatorien könnten früheste Gravitationswellen, Relikte des frühen Universums, bis zu weniger als eine Sekunde nach dem Urknall nachweisen. [110] [111]

Wie bei jeder Theorie sind durch die Entwicklung der Urknalltheorie eine Reihe von Geheimnissen und Problemen entstanden. Einige dieser Geheimnisse und Probleme wurden gelöst, während andere noch offen sind. Die vorgeschlagenen Lösungen für einige der Probleme des Urknallmodells haben eigene neue Mysterien aufgedeckt. Zum Beispiel werden das Horizontproblem, das magnetische Monopolproblem und das Flachheitsproblem am häufigsten mit der Inflationstheorie gelöst, aber die Details des inflationären Universums bleiben immer noch ungelöst und viele, einschließlich einiger Begründer der Theorie, sagen, dass es widerlegt wurde . [112] [113] [114] [115] Es folgt eine Liste der mysteriösen Aspekte der Urknalltheorie, die von Kosmologen und Astrophysikern immer noch intensiv untersucht werden.

Baryonenasymmetrie

Es ist noch nicht klar, warum das Universum mehr Materie als Antimaterie enthält. [32] Es wird allgemein angenommen, dass das Universum, als es jung und sehr heiß war, sich im statistischen Gleichgewicht befand und die gleiche Anzahl von Baryonen und Antibaryonen enthielt. Beobachtungen deuten jedoch darauf hin, dass das Universum, einschließlich seiner entferntesten Teile, fast ausschließlich aus Materie besteht. Ein Prozess namens Baryogenese wurde vermutet, um die Asymmetrie zu erklären. Damit 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. [116] Alle diese Bedingungen treten im Standardmodell auf, aber die Effekte sind nicht stark genug, um die gegenwärtige Baryonenasymmetrie zu erklären.

Dunkle Energie

Messungen der Rotverschiebungs-Helligkeits-Beziehung für Supernovae vom Typ Ia zeigen, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt, seit das Universum etwa die Hälfte seines heutigen Alters war. Um diese Beschleunigung zu erklären, erfordert die Allgemeine Relativitätstheorie, dass ein Großteil der Energie im Universum aus einer Komponente mit großem Unterdruck besteht, die als "dunkle Energie" bezeichnet wird. [7]

Dunkle Energie, obwohl spekulativ, löst zahlreiche Probleme. Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds zeigen, dass das Universum räumlich nahezu flach ist und daher nach der Allgemeinen Relativitätstheorie fast genau die kritische Masse/Energiedichte des Universums haben muss. Aber die Massendichte des Universums kann anhand seiner Gravitationscluster gemessen werden und hat nur etwa 30% der kritischen Dichte. [7] Da die Theorie darauf hindeutet, dass dunkle Energie nicht wie üblich Cluster bildet, ist dies die beste Erklärung für die "fehlende" Energiedichte. Dunkle Energie hilft auch, zwei geometrische Maße der Gesamtkrümmung des Universums zu erklären, eines unter Verwendung der Frequenz von Gravitationslinsen [117] und das andere unter Verwendung des charakteristischen Musters der großräumigen Struktur als kosmischer Herrscher.

Es wird angenommen, dass Unterdruck eine Eigenschaft der Vakuumenergie ist, aber die genaue Natur und Existenz der dunklen Energie bleibt eines der großen Geheimnisse des Urknalls. Die Ergebnisse des WMAP-Teams von 2008 stimmen mit einem Universum überein, das aus 73 % dunkler Energie, 23 % dunkler Materie, 4,6 % regulärer Materie und weniger als 1 % Neutrinos besteht. [39] Der Theorie zufolge nimmt die Energiedichte in der Materie mit der Expansion des Universums ab, aber die dunkle Energiedichte bleibt konstant (oder fast so), wenn sich das Universum ausdehnt. Daher machte 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 exotischere Formen der Quintessenz oder andere modifizierte Gravitationsschemata. [118] Ein kosmologisches Konstantenproblem, das manchmal als „das peinlichste Problem der Physik“ bezeichnet wird, resultiert aus der scheinbaren Diskrepanz zwischen der gemessenen Energiedichte der dunklen Energie und der naiv vorhergesagten aus Planck-Einheiten. [119]

Dunkle Materie

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 Idee, dass bis zu 90% der Materie im Universum dunkle Materie ist, die kein Licht emittiert oder mit normaler baryonischer Materie wechselwirkt. Darüber hinaus führte die Annahme, dass das Universum hauptsächlich aus normaler Materie besteht, zu Vorhersagen, die stark mit den Beobachtungen widersprachen. Insbesondere ist das Universum heute viel klumpiger und enthält viel weniger Deuterium, als ohne Dunkle Materie erklärt werden kann. Obwohl dunkle Materie schon immer umstritten war, wird sie aus verschiedenen Beobachtungen abgeleitet: den Anisotropien im CMB, Geschwindigkeitsdispersionen von Galaxienhaufen, großräumigen Strukturverteilungen, Gravitationslinsenstudien und Röntgenmessungen von Galaxienhaufen. [120]

Indirekte Beweise für Dunkle Materie stammen von ihrem gravitativen Einfluss auf andere Materie, da in Labors keine Teilchen der Dunklen Materie beobachtet wurden. Es wurden viele Kandidaten der Teilchenphysik für Dunkle Materie vorgeschlagen, und mehrere Projekte, um sie direkt nachzuweisen, sind im Gange. [121]

Darüber hinaus gibt es noch herausragende Probleme im Zusammenhang mit dem derzeit favorisierten Modell der kalten Dunklen Materie, zu denen das Zwerggalaxienproblem [83] und das Cuspy-Halo-Problem gehören. [82] Es wurden alternative Theorien vorgeschlagen, die keine große Menge unentdeckter Materie benötigen, sondern stattdessen die von Newton und Einstein aufgestellten Gravitationsgesetze modifizieren, doch keine alternative Theorie war bei der Erklärung aller vorhandenen Beobachtungen so erfolgreich wie der Vorschlag der kalten dunklen Materie matter . [122]

Horizontproblem

Das Horizontproblem resultiert aus der Prämisse, dass Informationen nicht schneller als das Licht reisen können. In einem Universum endlichen Alters setzt dies eine Grenze – den Teilchenhorizont – für die Trennung von zwei beliebigen Raumregionen, die in kausalem Kontakt stehen. [123] Problematisch ist in diesem Zusammenhang die beobachtete Isotropie der CMB: Wäre das Universum bis zur Epoche der letzten Streuung zu allen Zeiten von Strahlung oder Materie dominiert gewesen, entspräche der Teilchenhorizont zu diesem Zeitpunkt etwa 2 Grad auf der Himmel. Es gäbe dann keinen Mechanismus, um zu bewirken, dass breitere Bereiche die gleiche Temperatur haben. [95] : 191–202

Eine Lösung für diese scheinbare Inkonsistenz bietet die Inflationstheorie, bei der ein homogenes und isotropes skalares Energiefeld das Universum zu einem sehr frühen Zeitpunkt (vor der Baryogenese) dominiert. Während der Inflation erfährt das Universum eine exponentielle Expansion, und der Partikelhorizont dehnt sich viel schneller aus als bisher angenommen, so dass Regionen, die sich derzeit auf gegenüberliegenden Seiten des beobachtbaren Universums befinden, deutlich innerhalb des Partikelhorizonts des jeweils anderen liegen. Die beobachtete Isotropie des CMB folgt dann aus der Tatsache, dass dieser größere Bereich vor Beginn der Inflation in kausalem Kontakt stand. [28] : 180–186

Heisenbergs Unschärferelation sagt voraus, dass es während der inflationären Phase zu quantenthermischen Fluktuationen kommen würde, die ins kosmische Ausmaß vergrößert würden. Diese Fluktuationen dienten als Keime für alle aktuellen Strukturen im Universum. [95] : 207 Inflation sagt voraus, dass die primordialen Fluktuationen nahezu skaleninvariant und gaußförmig sind, was durch Messungen des CMB genau bestätigt wurde. [75] : Sek. 6

Im Falle einer Inflation würde eine exponentielle Expansion große Weltraumregionen weit über unseren beobachtbaren Horizont hinausschieben. [28] : 180–186

Ein mit dem klassischen Horizontproblem verwandtes Problem entsteht, weil in den meisten kosmologischen Standard-Inflationsmodellen die Inflation lange vor dem elektroschwachen Symmetriebruch aufhört, sodass Inflation nicht in der Lage sein sollte, großräumige Diskontinuitäten im elektroschwachen Vakuum zu verhindern, da weit entfernte Teile des beobachtbaren Universums kausal getrennt, wenn die elektroschwache Epoche endete. [124]

Magnetische Monopole

Der Einwand des magnetischen Monopols wurde in den späten 1970er Jahren erhoben. Grand Unified Theorys (GUTs) sagten topologische Defekte im Weltraum voraus, die sich als magnetische Monopole manifestieren würden. Diese Objekte würden im heißen frühen Universum effizient produziert werden, was zu einer viel höheren Dichte führt, als mit den Beobachtungen konsistent ist, da keine Monopole gefunden wurden.Dieses Problem wird durch die kosmische Inflation gelöst, die alle Punktdefekte aus dem beobachtbaren Universum entfernt, genauso wie sie die Geometrie in die Flachheit treibt. [123]

Ebenheitsproblem

Das Flachheitsproblem (auch als Altheitsproblem bekannt) ist ein Beobachtungsproblem, das mit einem FLRW verbunden ist. [123] Das Universum kann in Abhängigkeit von seiner Gesamtenergiedichte eine positive, negative oder keine räumliche Krümmung aufweisen. Krümmung ist negativ, wenn ihre Dichte kleiner als die kritische Dichte ist, positiv, wenn sie größer ist, und Null bei der kritischen Dichte, in diesem Fall heißt der Raum eben. Beobachtungen deuten darauf hin, dass das Universum im Einklang mit einem flachen ist. [125] [126]

Das Problem ist, dass jede kleine Abweichung von der kritischen Dichte mit der Zeit zunimmt, und dennoch bleibt das Universum heute sehr flach. [Anmerkungen 4] Angesichts der Tatsache, dass eine natürliche Zeitskala für die Abweichung von der Flachheit die Planck-Zeit von 10 −43 Sekunden sein könnte, [4] bedarf die Tatsache, dass das Universum nach Milliarden von Jahren weder einen Hitzetod noch einen Big Crunch erreicht hat, einer Erklärung. Zum Beispiel muss die Dichte des Universums selbst im relativ späten Alter von wenigen Minuten (der Zeit der Nukleosynthese) innerhalb eines Teils von 10 14 ihres kritischen Wertes gewesen sein, sonst würde es nicht existieren, wie es heute der Fall ist. [127]

Vor der Beobachtung 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, würde das Universum eine maximale Größe erreichen und dann zu kollabieren beginnen. Es würde wieder dichter und heißer und endete mit einem Zustand ähnlich dem, in dem es begonnen hatte – einem Big Crunch. [18]

Wenn die Dichte im Universum der kritischen Dichte entspricht oder darunter liegt, würde sich die Expansion verlangsamen, aber nie aufhören. Die Sternentstehung würde mit dem Verbrauch von interstellarem Gas in jeder Galaxie aufhören, Sterne würden ausbrennen und weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher hinterlassen. Kollisionen zwischen diesen würden zu einer Massenakkumulation in immer größeren Schwarzen Löchern führen. Die Durchschnittstemperatur des Universums würde sich ganz allmählich asymptotisch dem absoluten Nullpunkt nähern – einem Big Freeze. [128] Wenn Protonen instabil sind, würde darüber hinaus baryonische Materie verschwinden und nur Strahlung und Schwarze Löcher zurückbleiben. Schließlich würden Schwarze Löcher durch die Emission von Hawking-Strahlung verdampfen. Die Entropie des Universums würde so weit ansteigen, dass ihm keine organisierte Energieform entzogen werden könnte, ein Szenario, das als Hitzetod bekannt ist. [129]

Moderne Beobachtungen einer beschleunigten Expansion implizieren, dass immer mehr des derzeit sichtbaren Universums unseren Ereignishorizont verlassen und den Kontakt mit uns verlieren wird. Das Endergebnis ist nicht bekannt. Das ΛCDM-Modell des Universums enthält dunkle Energie in Form einer kosmologischen Konstante. Diese Theorie legt nahe, dass nur gravitativ gebundene Systeme wie Galaxien zusammenbleiben und auch sie dem Hitzetod unterliegen, wenn sich das Universum ausdehnt und abkühlt. Andere Erklärungen der Dunklen Energie, sogenannte Phantomenergietheorien, legen nahe, dass letztendlich Galaxienhaufen, Sterne, Planeten, Atome, Kerne und die Materie selbst durch die ständig zunehmende Ausdehnung in einem sogenannten Big Rip auseinandergerissen werden. [130]

Eines der häufigsten Missverständnisse über das Urknallmodell ist, dass es den Ursprung des Universums vollständig erklärt. Das Urknallmodell beschreibt jedoch nicht die Entstehung von Energie, Zeit und Raum, sondern die Entstehung des gegenwärtigen Universums aus einem ultradichten und hochtemperierten Anfangszustand. [131] Es ist irreführend, sich den Urknall vorzustellen, indem man seine Größe mit Alltagsgegenständen vergleicht. Wenn die Größe des Universums beim Urknall beschrieben wird, bezieht es sich auf die Größe des beobachtbaren Universums und nicht auf das gesamte Universum. [17]

Das Hubble-Gesetz sagt voraus, dass Galaxien, die sich außerhalb der Hubble-Distanz befinden, schneller als die Lichtgeschwindigkeit zurücktreten. Die spezielle Relativitätstheorie gilt jedoch nicht über die Bewegung durch den Raum hinaus. Das Hubble-Gesetz beschreibt die Geschwindigkeit, die sich aus der Expansion ergibt von Platz, anstatt durch Platz. [17]

Astronomen bezeichnen die kosmologische Rotverschiebung oft als Dopplerverschiebung, die zu einem Missverständnis führen kann. [17] Obwohl ähnlich, ist die kosmologische Rotverschiebung nicht identisch mit der klassisch abgeleiteten Doppler-Rotverschiebung, da die meisten elementaren Ableitungen der Doppler-Rotverschiebung die Raumausdehnung nicht berücksichtigen. Eine genaue Ableitung der kosmologischen Rotverschiebung erfordert die Verwendung der Allgemeinen Relativitätstheorie, und während eine Behandlung mit einfacheren Doppler-Effekt-Argumenten fast identische Ergebnisse für nahe Galaxien liefert, kann die Interpretation der Rotverschiebung von weiter entfernten Galaxien aufgrund der einfachsten Doppler-Rotverschiebungsbehandlungen Verwirrung stiften. [17]

Der Urknall erklärt die Entwicklung des Universums ausgehend von einer anfänglichen Dichte und Temperatur, die weit über die Fähigkeit der Menschheit hinausgeht, sich zu replizieren, daher sind Extrapolationen auf die extremsten Bedingungen und frühesten Zeiten notwendigerweise spekulativer. Lemaître nannte diesen Anfangszustand den "Uratom"während Gamow das Material nannte"ylem". Wie der Anfangszustand des Universums entstanden ist, ist noch eine offene Frage, aber das Urknallmodell schränkt einige seiner Eigenschaften ein. Zum Beispiel sind bestimmte Naturgesetze höchstwahrscheinlich zufällig entstanden, aber wie Inflationsmodelle zeigen , einige Kombinationen davon sind viel wahrscheinlicher.[132] Ein topologisch flaches Universum impliziert ein Gleichgewicht zwischen potentieller Gravitationsenergie und anderen Energieformen, sodass keine zusätzliche Energie erzeugt werden muss.[125] [126]

Die Urknalltheorie, die auf den Gleichungen der klassischen allgemeinen Relativitätstheorie aufbaut, weist auf eine Singularität am Ursprung der kosmischen Zeit hin, und eine solch unendliche Energiedichte kann eine physikalische Unmöglichkeit sein. Allerdings sind die physikalischen Theorien der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Quantenmechanik, wie sie derzeit realisiert werden, nicht vor der Planck-Epoche anwendbar, und um dies zu korrigieren, muss eine korrekte Behandlung der Quantengravitation entwickelt werden. [20] Bestimmte Behandlungen der Quantengravitation, wie die Wheeler-DeWitt-Gleichung, implizieren, dass die Zeit selbst eine emergente Eigenschaft sein könnte. [133] Daraus kann die Physik schließen, dass es vor dem Urknall keine Zeit gab. [134] [135]

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

Einige spekulative Vorschläge in dieser Hinsicht, die jeweils ungeprüfte Hypothesen beinhalten, sind:

  • Die einfachsten Modelle, bei denen der Urknall durch Quantenfluktuationen verursacht wurde. Dieses Szenario hatte nur sehr geringe Chancen, aber nach dem totalitären Prinzip wird selbst das unwahrscheinlichste Ereignis irgendwann eintreten. Dies geschah aus unserer Sicht sofort, da die Zeit vor dem Urknall nicht wahrgenommen wurde. [136][137][138][139]
  • Modelle einschließlich der Hartle-Hawking-Grenzbedingung, in der die gesamte Raumzeit endlich ist, repräsentiert der Urknall zwar die Grenze der Zeit, aber ohne Singularität. [140] In einem solchen Fall ist das Universum autark. [141] Modelle, bei denen die Inflation auf die Bewegung von Branes zurückzuführen ist in der Stringtheorie das Prä-Urknall-Modell das ekpyrotische Modell, bei dem der Urknall das Ergebnis einer Kollision zwischen Branes und dem zyklischen Modell ist, eine Variante des ekpyrotisches Modell, in dem Kollisionen periodisch auftreten. Im letzteren Modell ging dem Urknall ein Big Crunch voraus und das Universum wechselt von einem Prozess zum anderen. [142][143][144][145] , in dem die universelle Inflation lokal hier und da zufällig endet, wobei jeder Endpunkt zu a . führt Blasenuniversum, expandiert von seinem eigenen Urknall. [146][147]

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

Als Beschreibung des Ursprungs des Universums hat der Urknall bedeutende Bedeutung für Religion und Philosophie. [148] [149] Damit hat es sich zu einem der lebendigsten Gebiete im Diskurs zwischen Wissenschaft und Religion entwickelt. [150] Einige glauben, dass der Urknall einen Schöpfer impliziert, [151] [152] während andere argumentieren, dass die Urknall-Kosmologie die Vorstellung eines Schöpfers überflüssig macht. [149] [153]


War der Urknall ein Einzelfall?

Am Anfang des Urknalls war das inflationäre Vakuum. Wenn es sein Volumen verdoppelt, verdoppelt es seine Energie, wenn es sein Volumen verdreifacht, verdreifacht es seine Energie. Wenn Banknoten so wären und Sie einen Stapel auseinander ziehen würden, würden immer mehr erscheinen. Physiker nennen Inflation das „ultimative kostenlose Mittagessen“!

Das inflationäre Vakuum weitete sich immer schneller aus. Aber es war eine „Quantensache“. Und Quantendinge sind grundsätzlich unberechenbar. Zufällig, überall im inflationären Vakuum, „zerfallen“ Teile davon zu einem gewöhnlichen, alltäglichen Vakuum.

Denken Sie an winzige Blasen, die sich in einem riesigen Ozean bilden. In jeder Blase verschwand das inflationäre Vakuum, aber seine enorme Energie musste irgendwo hin. Es ging darum, Materie zu erschaffen und sie zu erhitzen. Es ging in die Schaffung eines Big Bang. Unser Urknall-Universum ist nur eine solche Blase unter einer möglichen Unendlichkeit anderer Urknall-Universen im sich ständig ausdehnenden Inflationsvakuum!

Um all dies zu starten, war ein Stück Inflationsvakuum von nur einem Kilogramm erforderlich. Unglaublicherweise erlauben die Gesetze der Quantentheorie, dass dies aus dem Nichts entsteht.


Der Urknall

Was begann mit der Geburt des Universums? Laut Physik entstand das Universum aus einer Singularität – ein Begriff, den Physiker verwenden, um Raumregionen zu beschreiben, die sich den Gesetzen der Physik widersetzen. Sie wissen sehr wenig über Singularitäten, aber es ist bekannt, dass solche Regionen in den Kernen von Schwarzen Löchern existieren. Es ist eine Region, in der die gesamte von einem Schwarzen Loch verschlungene Masse in einen winzigen Punkt gequetscht wird, unendlich massiv, aber auch sehr, sehr klein. Stellen Sie sich vor, Sie würden die Erde in etwas von der Größe eines Pins stopfen. Eine Singularität wäre kleiner.

Das heißt jedoch nicht, dass das Universum als Schwarzes Loch begann. Eine solche Annahme würde die Frage nach etwas Existierendem aufwerfen Vor der Urknall, der ziemlich spekulativ ist. Per Definition existierte vor dem Anfang nichts, aber diese Tatsache wirft mehr Fragen als Antworten auf. Wenn zum Beispiel vor dem Urknall nichts existierte, was hat dann die Singularität überhaupt erst geschaffen? Es ist eine "Gotcha"-Frage, die Astrophysiker immer noch versuchen zu verstehen.

Sobald die Singularität jedoch geschaffen wurde (wie auch immer es geschah), haben Physiker eine gute Vorstellung davon, was als nächstes geschah. Das Universum befand sich in einem heißen, dichten Zustand und begann sich durch einen Prozess namens Inflation auszudehnen. Es ging von sehr klein und sehr dicht zu einem sehr heißen Zustand über. Dann kühlte es ab, während es expandierte. Dieser Prozess wird heute als Urknall bezeichnet, ein Begriff, der erstmals 1950 von Sir Fred Hoyle während einer Radiosendung der British Broadcasting Corporation (BBC) geprägt wurde.

Obwohl der Begriff eine Art Explosion impliziert, gab es wirklich keinen Ausbruch oder Knall. Es war wirklich die schnelle Expansion von Raum und Zeit. Stellen Sie sich das wie das Aufblasen eines Ballons vor: Wenn jemand Luft einbläst, dehnt sich das Äußere des Ballons nach außen aus.


Säuglingsuniversum

Alle Himmelsbilder des Säuglingsuniversums, erstellt aus neun Jahren WMAP-Daten. Quelle: NASA/WMAP-Wissenschaftsteam. Mehr Info.

Nein, den Urknall selbst können wir nicht sehen.

Was können wir sehen?

Wir können die Hitze sehen, die etwa 380.000 Jahre nach Beginn der Expansion des Universums vor 13,8 Milliarden Jahren vorhanden war (was wir als Urknall bezeichnen). Diese Hitze bedeckt den gesamten Himmel und erfüllt das Universum. (Tatsächlich tut es das immer noch.) Wir konnten es mit von uns (NASA und ESA) gebauten Satelliten namens Cosmic Background Explorer (COBE), der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) und Planck kartieren. Das Universum war zu diesem Zeitpunkt extrem glatt, mit nur winzigen Temperaturschwankungen.

Ich habe gehört, dass das James-Webb-Weltraumteleskop weiter zurückblicken wird als je zuvor. Was wird JWST sehen?

Künstlerische Konzeption des James Webb Weltraumteleskops. Bildnachweis: Northrop Grumman

COBE, WMAP und Planck sahen alle weiter zurück als JWST, obwohl es stimmt, dass JWST weiter zurückblicken wird als Hubble. JWST wurde nicht entwickelt, um die Anfänge des Universums zu sehen, sondern um einen Abschnitt der Geschichte des Universums zu sehen, den wir noch nie zuvor gesehen haben. Konkret wollen wir die ersten Objekte sehen, die sich bei der Abkühlung des Universums nach dem Urknall gebildet haben. Dieser Zeitraum ist vielleicht Hunderte Millionen Jahre später als der, für den COBE, WMAP und Planck gebaut wurden. Wir glauben, dass die winzigen Temperaturwellen, die sie beobachteten, die Keime waren, die schließlich zu Galaxien wuchsen. Wir wissen nicht genau, wann das Universum die ersten Sterne und Galaxien geschaffen hat – oder wie. Dafür bauen wir JWST auf.

Warum kann Hubble die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien nicht sehen?

Die einzige Möglichkeit, in die Zeit der Entstehung dieser Objekte zurückzublicken, besteht darin, sehr weit wegzuschauen. Hubble ist nicht groß genug oder kalt genug, um die schwachen Wärmesignale dieser so weit entfernten Objekte zu sehen.

Warum wollen wir die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien sehen?

Die chemischen Elemente des Lebens wurden erstmals in der ersten Generation von Sternen nach dem Urknall produziert. Wegen ihnen sind wir heute hier - und wir wollen besser verstehen, wie es dazu kam! Wir haben Ideen, wir haben Vorhersagen, aber wir wissen es nicht. Auf die eine oder andere Weise müssen die ersten Sterne unsere eigene Geschichte beeinflusst haben, angefangen damit, alles aufzumischen und neben Wasserstoff und Helium die anderen chemischen Elemente zu produzieren. Wenn wir also wirklich wissen wollen, woher unsere Atome kamen und wie der kleine Planet Erde dazu kam, Leben zu ermöglichen, müssen wir messen, was am Anfang geschah.


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