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Big Freeze
Der Big Freeze (englisch für „Das große Einfrieren“), auch als Big Chill („Die große Kühle“) oder Big Whimper („Das große Wimmern“) bezeichnet, …
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Grundidee und physikalische Grundlage
Der Big Freeze, auch Big Chill oder Big Whimper genannt, ist eine Hypothese der Kosmologie über die langfristige Entwicklung des Universums. Er beschreibt ein Szenario, in dem sich das Universum unbegrenzt weiter ausdehnt, dabei immer kälter und dunkler wird und sich seine Temperatur mit der Zeit asymptotisch dem absoluten Nullpunkt nähert. Andere hypothetische Szenarien sind der Big Crunch und der Big Rip.
Aktuelle Beobachtungen deuten darauf hin, dass die Expansion des Universums unendlich fortdauern und durch Dunkle Energie beschleunigt werden könnte. Dunkle Energie ist dabei die Größe, die der Gravitation entgegenwirkt und die Ausdehnung des Raums beschleunigt. Durch diese Expansion wächst der Raum zwischen den Galaxien. Photonen, sogar Gammastrahlen, werden immer stärker rotverschoben, also zu längeren Wellenlängen und niedrigerer Energie verschoben, bis sie praktisch nicht mehr erkennbar sind.
Thermodynamisch wird der Big Freeze mit dem Wärmetod verbunden. Nach dem zweiten Hauptsatz der Thermodynamik kann die Entropie, also ein Maß für die Unordnung beziehungsweise Energieverteilung in einem abgeschlossenen System, gleich bleiben oder zunehmen, aber nicht abnehmen. Wenn maximale Entropie erreicht ist, gibt es keinen Antrieb mehr für makroskopische Vorgänge und keine thermodynamische Arbeit ist mehr möglich. Der Wärmetod bezeichnet diesen Zustand eines finalen thermischen Gleichgewichts. Rudolf Clausius führte dieses Bild 1867 ein; Ludwig Boltzmann und besonders Henri Poincaré argumentierten später dagegen. Ob das Universum tatsächlich ein abgeschlossenes System ist, ist nach heutigem Stand der Physik offen.
Expansion, Raumkrümmung und Beobachtungen
Für den Big Freeze ist entscheidend, dass das Universum sich dauerhaft ausdehnt. Diese unendliche Expansion legt aber nicht eindeutig fest, welche räumliche Krümmung das Universum hat. Es kann offen sein, also eine negative Raumkrümmung haben, flach sein oder geschlossen sein, also eine positive Raumkrümmung haben. Ein offenes oder flaches Universum dehnt sich dauerhaft aus, auch ohne Dunkle Energie. Ein geschlossenes Universum müsste genügend Dunkle Energie enthalten, damit die Expansion gegen die Gravitation bestehen bleibt.
Beobachtungen der kosmischen Hintergrundstrahlung durch die Wilkinson Microwave Anisotropy Probe und das Planck-Weltraumteleskop legen nahe, dass das Universum räumlich flach ist und eine bemerkenswerte Menge Dunkler Energie enthält. Auch Beobachtungen weit entfernter Supernovae stützen diese Vermutung. In diesem Fall wird das Universum wahrscheinlich mit wachsender Geschwindigkeit expandieren.
Wenn das Universum dagegen irgendwann wieder beginnt, sich zusammenzuziehen, würden die beschriebenen Ereignisse der Big-Freeze-Zeitleiste möglicherweise nicht eintreten, weil der Big Crunch anders verläuft.
Fünf Ären des expandierenden Universums
Fred Adams und Gregory Laughlin teilten 1999 in ihrem Buch The Five Ages of the Universe die Vergangenheit und Zukunft eines expandierenden Universums in fünf Ären ein. Die Primordiale Ära ist die Zeit direkt nach dem Urknall, bevor Sterne entstehen. Die Sternenreiche Ära umfasst die heutige Zeit und alle sichtbaren Sterne und Galaxien. In ihr entstehen Sterne durch den Kollaps von Gaswolken.
Darauf folgt die Ära der Degeneration. In ihr sind alle Sterne ausgebrannt, und Objekte stellarer Masse bestehen nur noch aus Sternenresten: Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern. Nach Adams und Laughlin lösen sich in der Ära der Schwarzen Löcher Weiße Zwerge, Neutronensterne und kleinere astronomische Objekte durch Protonenzerfall auf, falls Protonen instabil sind. Übrig bleiben dann vor allem Schwarze Löcher. In der Dunklen Ära verschwinden schließlich auch diese durch Hawking-Strahlung; danach existieren im Wesentlichen nur noch Photonen und Leptonen.
Die sternenreiche Ära reicht ungefähr von 10^6 Jahren bis 10^14 Jahren nach dem Urknall. Das beobachtbare Universum ist heute 1,38 · 10^10 Jahre, also 13,8 Milliarden Jahre, alt und befindet sich daher in dieser Ära. Sterne entstehen aus dichten Bereichen großer, kalter molekularer Wasserstoffwolken. Zuerst bildet sich ein Protostern, der durch Kelvin-Helmholtz-Kontraktion heiß und hell wird. Wenn sein Kern heiß genug wird, beginnt die Kernfusion von Wasserstoff und damit das eigentliche Sternleben.
Je nach Masse enden Sterne unterschiedlich: Sehr massearme Sterne verbrauchen ihren Wasserstoff und werden Weiße Zwerge aus Helium. Sterne niedriger bis mittlerer Masse stoßen einen Planetarischen Nebel ab und werden ebenfalls Weiße Zwerge. Sehr massereiche Sterne explodieren als Supernova vom Typ II und hinterlassen einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.
Galaxien und Ende der Sternbildung
Die Galaxien der Lokalen Gruppe, zu der Milchstraße und Andromedagalaxie gehören, sind durch Gravitation aneinander gebunden. Die Andromedagalaxie ist derzeit etwa 2,5 Millionen Lichtjahre entfernt und bewegt sich mit etwa 300 Kilometern pro Sekunde auf die Milchstraße zu. In etwa 5 Milliarden Jahren, also 19 Milliarden Jahre nach dem Urknall, sollen beide Galaxien kollidieren und zu einer großen Galaxie verschmelzen. Insgesamt wird erwartet, dass die Lokale Gruppe in 10^11 bis 10^12 Jahren zu einer riesigen Galaxie zusammenwächst.
Wenn Dunkle Energie die Expansion beschleunigt, befinden sich in etwa 150 Milliarden Jahren alle Objekte außerhalb der Lokalen Gruppe hinter dem kosmologischen Horizont. Dann können Ereignisse in der Lokalen Gruppe keine Auswirkungen mehr auf andere Galaxien haben, und umgekehrt werden spätere Ereignisse entfernter Galaxien die Lokale Gruppe nicht mehr beeinflussen. Intergalaktischer Transport und Kommunikation werden nach 150 Milliarden Jahren unmöglich. In 2 · 10^12 Jahren wird Strahlung aus Galaxien außerhalb des Lokalen Superhaufens so stark rotverschoben sein, dass sogar Gammastrahlen Wellenlängen länger als das dann beobachtbare Universum haben.
In etwa 10^14 Jahren endet die Bildung neuer Sterne, weil das dafür nötige Gas aufgebraucht ist. Die anschließende Ära der Degeneration dauert bis etwa 10^40 Jahre. Die langlebigsten Sterne sind massearme Rote Zwerge mit etwa 0,08 Sonnenmassen; sie leben ungefähr 10^13 Jahre. Wenn auch sie ihren Brennstoff verbraucht haben, endet die Kernfusion. Übrig bleiben Braune Zwerge, Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher. Ohne Energiequellen kühlen diese Körper ab und werden dunkel.
Trotzdem kann es noch kurze Lichtquellen geben: Zwei Weiße Zwerge aus Kohlenstoff und Sauerstoff mit zusammen mehr als etwa 1,44 Sonnenmassen, der Chandrasekhar-Grenze, können in einer Supernova vom Typ Ia explodieren. Unterhalb dieser Grenze, aber oberhalb von etwa 0,9 Sonnenmassen, kann ein Kohlenstoffstern mit etwa 10^6 Jahren Lebensdauer entstehen. Kollisionen von Helium-Weißen-Zwergen oder Braunen Zwergen können ebenfalls vorübergehend neue Sterne erzeugen.
Schwarze Löcher, Zerfall und Dunkle Ära
Nach 10^40 Jahren dominieren Schwarze Löcher das Universum. Sie verdampfen langsam durch Hawking-Strahlung, eine Art Wärmestrahlung. Ein Schwarzes Loch mit etwa Sonnenmasse besteht ungefähr 2 · 10^66 Jahre. Da die Lebensdauer eines Schwarzen Lochs proportional zur dritten Potenz seiner Masse ist, leben massereichere Schwarze Löcher länger. Ein supermassives Schwarzes Loch mit 100 Milliarden Sonnenmassen verdampft erst nach etwa 2 · 10^99 Jahren.
Während des größten Teils ihres Lebens sind Schwarze Löcher sehr kalt und senden vor allem masselose Teilchen wie Photonen und hypothetische Gravitonen aus. Wenn ihre Masse kleiner wird, steigt ihre Temperatur. Bei einer Masse von 10^19 Kilogramm entspricht ihre Strahlung ungefähr der der Sonne. Am Ende senden sie auch schwerere Teilchen wie Elektronen, Positronen, Protonen und Antiprotonen aus.
Einige Big-Freeze-Szenarien nehmen Protonenzerfall an. Experimente setzen für die Halbwertszeit von Nukleonen eine untere Schranke von mindestens 10^34 Jahren. In Modellen der Großen vereinheitlichten Theorie wird für das Proton oft eine Halbwertszeit von weniger als 10^41 Jahren angenommen; im beschriebenen Szenario etwa 10^37 Jahre. Da es derzeit geschätzt 10^80 Protonen im Universum gibt, wären bei einem Universumsalter von 10^40 Jahren ungefähr 1000 Halbwertszeiten vergangen, sodass praktisch keine Nukleonen mehr übrig wären. Baryonische Materie hätte sich dann in Photonen und Leptonen umgewandelt.
Wenn Nukleonen stabil sind, könnten extrem langsame Prozesse weitergehen. Durch den Tunneleffekt könnten sich Atome und Moleküle über etwa 10^65 Jahre hinweg neu anordnen. In 10^1500 Jahren könnte kalte Fusion leichte Elemente in Eisen-56 verwandeln; schwere Elemente würden durch Kernspaltung und Alphastrahlung ebenfalls zu Eisen zerfallen. Zurück blieben kalte Eisensterne. Diese könnten durch den Tunneleffekt in etwa 10^(10^26) bis 10^(10^76) Jahren zu Schwarzen Löchern kollabieren.
Ab etwa 10^100 Jahren beginnt die Dunkle Ära. Nachdem alle Schwarzen Löcher verdampft sind und, falls Protonen instabil sind, alle nukleonische Materie zerfallen ist, bleibt das Universum fast leer. Photonen, Neutrinos, Elektronen und Positronen bewegen sich umher und begegnen sich kaum. Vorgänge werden extrem selten und energiearm. Was danach geschieht, ist spekulativ: Möglich genannt werden ein Big Rip, eine zweite Inflation, Vakuumzerfall oder Quantenfluktuationen, die mit einer Wahrscheinlichkeit von etwa 10^(-10^(10^56)) einen neuen Urknall auslösen könnten.
