Urknall

300px|thumb|Entstehung des Universums aus dem Urknall heraus Der Urknall ist eine Bezeichnung für den hypothetischen Beginn des Universums nach dem Standardmodell der Kosmologie. Im Rahmen der Urknalltheorie wird auch das frühe Universum beschrieben, d.h. die zeitliche Entwicklung des Universums nach dem Urknall.

Der Begriff Urknall (englisch: Big Bang, wörtlich also großer Knall) wurde von Sir Fred Hoyle geprägt, der als Kritiker diese Theorie unglaubwürdig erscheinen lassen wollte. Der deutschen Übersetzung fehlt dieser ironische Unterton.

Der Urknall ist aber keine "Explosion" in einem bestehenden Raum, sondern die gemeinsame Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer Anfangssingularität.

Übersicht

Geht man davon aus, dass mit dem Urknall nicht nur die Existenz von Materie beginnt, sondern auch die Existenz der Raumzeit, so kann der eigentliche Urknall innerhalb aller bislang bekannten physikalischen Theorien nicht beschrieben werden.

Nach der Urknalltheorie hat das materiegefüllte Universum nach seiner Entstehung mit einer Expansion begonnen, die bis heute anhält. Die Kosmologie modelliert diese Expansion des Universums mit Hilfe von Einsteins Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie.

Eine Reihe astronomischer Beobachtungen (s.u.) erlauben es, das Alter des Universums, und somit den Zeitpunkt des Urknalls abzuschätzen. Derzeit gelten 13,7 ± 0,2 Milliarden Jahre vor unserer Zeit als der genaueste Wert.

Die beobachtete, heutige Auseinanderbewegung der Galaxien ergibt zurückgerechnet einen Zeitpunkt, an dem diese auf ein enges Raumgebiet konzentriert waren. Zu jener Zeit müssen die Temperatur sehr hoch und der Abstand zwischen allen Objekten sehr gering gewesen sein.

Die Urknalltheorie erklärt insbesondere folgende experimentelle Beobachtungen:

Die Rotverschiebung der Galaxien und damit die derzeitige Expansion des Universums
Das Spektrum der Hintergrundstrahlung des Universums
Die Grenze in der Altersverteilung der Sterne bei etwa 13 Milliarden Jahren
Die Häufigkeit der Elemente im Weltraum (insbesondere Wasserstoff, Deuterium und die Isotope des Helium)

Das prinzipiell mögliche Gegenstück des Urknalls, ein Kollaps des Universums, wird als Endknall (Big Crunch) bezeichnet. Ob es zu einem solchen zeitlichen Ende des Universums kommt, hängt von der Materiedichte und der so genannten kosmologischen Konstante des Universums ab.

Frühgeschichte des Universums

Da die bekannten physikalischen Theorien für Bedingungen immer näher am Zeitpunkt des Urknalls ungültig werden, gibt es für den Urknall selbst bislang keine akzeptierte Theorie. Verschiedene Zeiträume nach dem Urknall werden als eigenständige Perioden oder Epochen des Universums beschrieben. Wendet man die bekannten physikalischen Gesetze auf die Situation unmittelbar nach dem Urknall an, so ergibt sich, dass der Kosmos in den ersten Sekundenbruchteilen der Expansion mehrere verschiedene extrem kurzlebige Phasen durchlaufen haben muss. Aufgrund der geringen Abstände und der hohen Geschwindigkeiten der beteiligten Teilchen können sie jedoch durchaus vergleichbar ereignisreich wie spätere Phasen gewesen sein. Gewisse Details dieser Phasen sind noch ungeklärt. Im Wesentlichen geht man von folgendem Ablauf aus:

Planck-Ära und Beginn der GUT-Ära

Das Universum beginnt mit einem Zustand, bei dessen Beschreibung die bekannten physikalischen Gesetze versagen. Aus sehr elementaren Überlegungen folgt jedoch, dass die Dichte zu Beginn etwa 10⁹⁴ g/cm³ und die Temperatur etwa 10³² K betragen haben muss (siehe Planck-Skala). Insbesondere muss man davon ausgehen, dass die Zeit selbst vor der sogenannten Planck-Zeit (vor 10^-43s) ihre Eigenschaften als Kontinuum verliert, so dass Aussagen über einen Zeitraum zwischen einem Zeitpunkt Null und 10^-43 s sinnlos sind. In diesem Sinn hat die Planck-Ära keine Dauer.

Nach den einheitlichen Feldtheorien sind im ersten Moment alle vier bekannten Grundkräfte der Natur,

die Gravitation,
die Starke Wechselwirkung,
die Elektromagnetische Wechselwirkung und
die Schwache Wechselwirkung

in einer einzigen Urkraft vereint. Mit dem Beginn der Expansion und damit dem Ende der Planck-Ära spaltet sich die Gravitation als eigenständige Kraft ab. Die drei restlichen Wechselwirkungen bilden die GUT-Kraft (Grand Unified Theory). Die Natur der meisten in der GUT-Ära vorliegenden Teilchen ist unbekannt. Weitere Abspaltungen ereigneten sich später noch zweimal und in Zusammenhang mit so genannten Symmetriebrechungen.

Die hohe Temperatur hat zur Folge, dass sich ständig Teilchen und Energie in Form von Strahlung gemäß der Beziehung E=mc² der Relativitätstheorie ineinander umwandeln. Materie und Strahlung befinden sich dabei nicht immer im thermischen Gleichgewicht.

Aufgrund einer gewissen, bislang nicht vollständig verstandenen Asymmetrie der GUT-Kraft bezüglich Materie und Antimaterie kann sich dabei ein winziger Überschuss an Materie im Vergleich zur Antimaterie bilden, die sogenannte Baryogenese. Dieser Überschuss von nur einem Milliardstel bildet möglichweise die Basis für die gesamte Materie, die wir heute im Kosmos finden, und damit auch für unsere Existenz.

Inflationäres Universum

Bei einem Alter von 10^-36 s ist die Temperatur auf 10²⁷ K abgesunken. Die Starke Wechselwirkung spaltet sich von der GUT-Kraft ab. Dieser Vorgang ist vergleichbar mit einem Phasenübergang wie dem Kristallisieren von Wasser zu Eis durch Abkühlung. Man geht davon aus, dass diese Abspaltung verzögert eingesetzt hat, so wie es auch bei einem Kristallisationsvorgang möglich ist. Anders als Wasser besitzt ein Eiskristall bestimmte Vorzugsrichtungen, die sich bei der Kristallisation in eine zufällige Richtung orientieren. Dieser Vorgang wird als spontane Symmetriebrechung bezeichnet, in diesem Beispiel die der Kugelsymmetrie von Wasser.

Die bei der verzögerten Abspaltung freiwerdende Energie führt zu einer Phase extrem rascher Expansion, dem so genannten Inflationären Universum, wobei zwischen den Zeitpunkten 10^-35s und 10^-33s eine Ausdehnung um einen Faktor von etwa 10³⁰ stattfindet. Der Bereich, der dem heute sichtbaren Universum entspricht, expandiert dabei von einem Durchmesser, der den eines Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm.

Eine derartige Inflation würde elegant mehrere kosmologische Beobachtungen erklären, für die man andernfalls keine Erklärung hätte, nämlich

die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem),
die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen,
die geringe Krümmung des Raumes, und
die Abwesenheit von magnetischen Monopolen.

Siehe dazu Inflationäres Universum.

Quark-Ära

Nach 10^-33 s ist die Temperatur auf 10²⁵ K abgesunken. Es bilden sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen. Die Temperatur ist aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bilden, sondern ein so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annährend freien Teilchen entsteht. Schwerere Teilchen, wie die X-Bosonen, sterben aus, da sie instabil sind, und die Temperatur für eine erneute Entstehung aus Strahlung nicht mehr ausreicht.

Topophase

Nach 10^-15 s kann die Temperatur noch einmal kurzzeitig so hoch ansteigen, das aus der Strahlung noch einmal schwere Teilchen entstehen können, da die Temperatur aber ziemlich schnell wieder absinkt, zerfallen diese Teilchen auch wieder.

Vier Grundkräfte

Nach 10^-12 s ist das Universum auf 10¹⁶ K abgekühlt. Die Elektroschwache Kraft spaltet sich in die Schwache und die elektromagnetische Kraft auf. Damit ist der Zerfall der Urkraft in die vier bekannten Grundkräfte abgeschlossen.

Beginn der Hadronen-Ära

Nach 10^-6 s liegt eine Temperatur von 10¹³ K vor. Quarks können nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigen sich zu Hadronen. Mit abnehmender Temperatur zerfallen die schwereren Hadronen, und es bleiben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entsteht auch eine große Zahl von Neutrinos.

Beginn der Leptonen-Ära

Nach 10^-4 s ist die Temperatur auf 10¹² K gesunken. Die meisten Protonen und Neutronen werden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet bis auf den oben erwähnten Überschuss von einem Milliardstel. Aufgrund ihres geringen Massenunterschieds bildet sich dabei ein Verhältnis von Protonen zu Neutronen von 6:1 aus, das für den späteren Heliumanteil im Kosmos von Bedeutung sein wird. Die Temperatur reicht nun lediglich noch dazu aus, Leptonen-Paare, wie ein Elektron und sein Antiteilchen, das Positron, zu bilden, die damit die dominante Teilchensorte stellen. Die Dichte sinkt auf 10¹³ g/cm³, ein immer noch immens hoher Wert. Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, ist er nun jedoch niedrig genug - sie befinden sich nun nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, das heißt, sie entkoppeln.

Ende der Leptonen-Ära

Nach 1 s ist eine Temperatur von 10¹⁰ K erreicht. Jetzt vernichten sich auch Elektronen und Positronen bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Damit ist die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen.

Beginn der Nukleosynthese

Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10⁹ K vereinigen sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess nennt man primordiale Nukleosynthese. Dabei bilden sich 25% Helium-4 (⁴He) und 0,001% Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (³He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75% stellen Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. In den ältesten Sternen im Kosmos findet sich heute noch genau diese Zusammensetzung. Nach 5 Minuten hat die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Nukleosynthese zum Erliegen kommt. Die übriggebliebenen freien Neutronen sind nicht stabil und zerfallen im Verlauf der nächsten Minuten.

Alle schwereren Elemente entstehen erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur ist immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorliegt, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen in einem Bad aus Temperaturstrahlung im Röntgenbereich.

Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära

Bisher stellte elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Durch den mit der Expansion verbundenen Temperaturrückgang nimmt sie jedoch ständig ab. Die Energiedichte der Materie, die über die Beziehung E=mc² mit der Masse der Teilchen verbunden ist, nimmt aufgrund ihrer Ruhemasse deutlich langsamer ab. Daher überflügelt die Materie nach etwa 10.000 Jahren die Strahlung hinsichtlich ihres Beitrags zur Gesamtenergie.

Entkopplung der Hintergrundstrahlung

In der Anfangsphase stand die Strahlung in permanenter Wechselwirkung mit den freien Ladungen. Das Universum war daher undurchsichtig. Nach ca. 400.000 Jahren ist die Temperatur auf etwa 3.000 K gefallen. Bei diesem Wert bilden Atomkerne und Elektronen stabile Atome. Die Wechselwirkung von Photonen mit neutralen Atomen ist gering, so dass Licht sich nun weitgehend ungehindert ausbreiten kann. Das Universum wird durchsichtig. Im Verlauf der weiteren Expansion nimmt die Wellenlänge der abgekoppelten Hintergrundstrahlung durch Rotverschiebung zu. Sie ist heute als Strahlung messbar, die einer Temperatur von 2,73 K entspricht, der so genannten 3-Kelvin-Strahlung.

Beginn der Bildung von großräumigen Strukturen

Durch die Entkopplung der Strahlung gerät die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bilden sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Dabei beginnt die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und die Massenansammlungen zu bilden, aus denen später die Galaxien und Galaxien-Cluster entstehen.

Entstehung von Galaxien und Sternen

Nach 1 Milliarde Jahre entstehen viele Galaxien zunächst als Quasare. Dabei handelt es sich um Galaxien mit einem Schwarzen Loch im Zentrum, in das große Mengen von Materie stürzen, was enorme Strahlungsausbrüche zur Folge hat.

Die kollabierenden Gaswolken haben sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich Sterne und Kugelsternhaufen bilden. In den Sternen bilden sich nun durch Kernfusion alle schwereren Elemente bis zum Eisen. Die schwereren Sterne explodieren bereits nach wenigen Millionen Jahren als Supernova. Mit der Explosion gelangen Elemente, die schwerer als Eisen sind, in den interstellaren Raum.

Entstehung des Sonnensystems

Nach 9,2 Milliarden Jahren kollabiert am Rande unserer Galaxis eine Wolke aus Gas und Staub, die auch Material aus Supernovaexplosionen enthält, und bildet unser Sonnensystem mit seinen Planeten. 4,5 Milliarden Jahre später entsteht der Mensch.

Geschichte der Urknalltheorie

1915: Albert Einstein publiziert die allgemeine Relativitätstheorie und begründet damit die theoretische Basis für ein expandierendes Weltall. Er ist jedoch zunächst von einem statischen Universum überzeugt und fügt daher in die Feldgleichungen dieser Theorie eine kosmologische Konstante ein, die zu einer entsprechenden Lösung führt. Später bezeichnet er diesen Schritt als "die größte Eselei meines Lebens".
1916 Karl Schwarzschild findet die erste exakte Lösung der Feldgleichungen. Sie beschreibt eine kugelsymmetrische, nicht rotierende Masse.
1918: Der Straßburger Astronom Carl Wilhelm Wirtz stellt eine Rotverschiebung der Spektren bestimmter Nebel fest. Er wusste jedoch nicht, dass es sich um Galaxien außerhalb unserer Milchstraße handelte.
1922: Alexander Friedmann berechnet die Lösungen der einsteinschen Feldgleichungen ohne kosmologische Konstante und entdeckt, dass sie einem Kosmos entsprechen, der entweder ausgehend von einem Anfangspunkt ewig expandiert, zu einem Endpunkt hin kollabiert oder sowohl einen Anfangs- als auch einen Endpunkt hat.
1923: Edwin Hubble weist nach, dass sich der Andromedanebel weit außerhalb der Milchstraße befindet.
1927-1933: Der Priester und Astronom Abbé Georges Lemaître entwickelt eine erste Form einer Urknalltheorie, bei der das Universum mit einem einzigen Teilchen beginnt, das er Uratom nennt.
1930: Edwin Hubble entdeckt, dass die Rotverschiebung der Galaxien proportional zu deren Entfernung wächst, das später nach ihm benannte hubblesche Gesetz. Er erklärt diesen Befund durch den Dopplereffekt als Folge einer Expansion des Universums. Einstein widerruft daraufhin seine kosmologische Konstante.
1948: George Gamow entwickelt eine Theorie von der Entstehung des Kosmos aus einem heißen Anfangszustand. Fred Hoyle entwickelt als Alternative eine Theorie von einem stationären Universums, dessen Expansion überall von einer ständigen Entstehung neuer Materie begleitet ist, derart dass die Dichte und die Struktur des Universums unverändert bleiben. Die gamowschen Theorie setzt sich im Laufe der folgenden Jahre durch.
1965: Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdecken die kosmische Hintergrundstrahlung.
1980: Alan Guth schlägt zur Beantwortung einiger kosmologischer Probleme eine Phase sehr schneller Expansion in der Frühphase des Universums vor. Die Theorie des inflationären Universums wird später von A.Linde und anderen weiter entwickelt.
1990er Jahre: Neue Entwicklung in der Technologie von Teleskopen und Satelliten wie COBE (Cosmic Background Explorer) gestatten eine präzisere Bestimmung von kosmologischen Parametern. Es mehren sich Hinweise auf ein beschleunigt expandierendes Universum.
2001: Der Satellit WMAP wird gestartet und vermisst die räumliche und spektrale Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung mit extremer Präzision. Daraus berechnen sich mehrere fundamentale kosmologische Größen mit bisher unerreichter Genauigkeit:
- Das Alter des Kosmos: 13,7×10⁹ Jahre.
- Der Zeitpunkt der Entkopplung von Strahlung: 397.000 Jahre nach dem Urknall.
- Die Hubble-Konstante: 71 km/s/Mparsec.
- Die materielle Zusammensetzung des Kosmos: 4,4% baryonischer Materie, 22% Dunkle Materie und 73% Dunkle Energie (kosmologische Konstante).

Damit bestätigen sich auch die Hinweise darauf, dass das Universum in eine beschleunigte Expansionsphase übergeht.

Siehe auch: Kosmologie, Ekpyrotisches Universum

Literatur

Stephen W. Hawking: Eine kurze Geschichte der Zeit, ISBN 3-499-60555-4
Steven Weinberg: Die ersten 3 Minuten. München: Piper, 1976, ISBN 3-492-22478-4
Simon Singh: Big Bang, Fourth Estate 2004, ISBN 0-007-15251-5
Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung. Physik in unserer Zeit 33(3), S. 114 - 120 (2002), ISSN 0031-9252
Gabriele Veneziano: Die Zeit vor dem Urknall. Spektrum der Wissenschaft, August 2004, S. 30 - 39, ISSN 0170-2971

Multimedialinks

Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):

Weblinks

http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/LB8/A12G84.HTM
http://www.raumfahrer.net/astronomie/kosmologie/urknall.shtml
http://www.cosmologystatement.org Offner Brief betreffend Umgang mit Kritik an Urknalltheorie
http://www.gsi.de/portrait/exhibitions/index.html Die Reise zum Urknall - Wanderaustellung