Kosmologie

Gegenstand und heutiges Bild

Kosmologie ist die Wissenschaft vom Universum als Ganzem. Sie untersucht Ursprung, Entwicklung und grundlegende Struktur des Kosmos und ist ein Teilgebiet der Astronomie mit enger Verbindung zur Astrophysik. Moderne Kosmologie beschreibt das Universum mit physikalischen Theorien: Auf großen Skalen ist vor allem die Allgemeine Relativitätstheorie wichtig, auf kleinsten Skalen die Quantenphysik.

Allgemein anerkannt ist, dass das Universum vor etwa 13,75 Milliarden Jahren extrem dicht und heiß war, sich danach ausdehnte und zu seinem heutigen beobachtbaren Zustand entwickelte. Für den sehr frühen Extremzustand reichen die bekannten Theorien nicht aus, besonders weil eine Theorie der Quantengravitation fehlt. Aus dem heutigen Standardmodell, dem Lambda-CDM-Modell, wird oft geschlossen, dass das Universum in einer Singularität begann, dem sogenannten Urknall.

Wichtige Beobachtungsgrundlagen sind die Verteilung und Eigenschaften von Galaxien, die Häufigkeit leichter Elemente, die kosmische Hintergrundstrahlung, Dichtefluktuationen, die geringe großräumige Krümmung des Raumes sowie Isotropie und Homogenität des Kosmos. Isotropie bedeutet, dass das Universum in alle Richtungen ähnlich erscheint; Homogenität bedeutet, dass es auf sehr großen Skalen überall ähnlich verteilt ist. Wichtige Instrumente sind Satelliten und Raumsonden wie James-Webb-Weltraumteleskop, Hubble, Chandra, Gaia und Planck.

Standardmodell und Beobachtungen

Das Standard- oder Urknallmodell beschreibt den Beginn des Universums als nahezu unendlich dichten Zustand. Von dort entwickelte es sich durch die Expansion, die Urknall genannt wird, bis zum heutigen Zustand. Der heute beobachtbare Kosmos dehnte sich von beinahe punktförmiger Ausdehnung auf einen Radius von mehr als 45 Milliarden Lichtjahren aus. Das Modell beruht wesentlich auf der Allgemeinen Relativitätstheorie und wird durch mehrere Beobachtungen gestützt.

Dichtefluktuationen sind Schwankungen der Materiedichte. Auf einer Längenskala von 10.000 Megaparsec betragen sie weniger als 1 %, auf Skalen von 100 Megaparsec bis 1 Megaparsec werden die Strukturen deutlich klumpiger. Große Strukturen sind etwa die Sloan Great Wall mit gut 400 Megaparsec Länge und die Hercules–Corona Borealis Great Wall mit 2000 bis 3000 Megaparsec Ausdehnung, die bisher nur durch etwas mehr als ein Dutzend Gammablitze markiert ist. Die heutigen Schwankungen sollen aus Quantenfluktuationen während der Inflation kurz nach dem Beginn der Zeit entstanden sein.

Die Häufigkeit leichter Elemente erklärt die primordiale Nukleosynthese, also die Bildung erster Atomkerne kurz nach dem Urknall. Bei etwa 10^{−2} Sekunden war Materie in Quarks und Gluonen aufgelöst. Durch Expansion und Abkühlung entstanden Protonen und Neutronen. Nach einer Sekunde verschmolzen daraus Kerne leichter Elemente: ^{2}H, ^{3}He, ^{4}He und ^{7}Li. Nach etwa drei Minuten endete dieser Prozess; die relativen Häufigkeiten dieser leichten Elemente wurden also schon vor den ersten Sternen weitgehend festgelegt.

Die kosmische Hintergrundstrahlung wurde 1946 von George Gamow postuliert und 1964 von Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdeckt. Sie hat eine mittlere Temperatur von 2,725 Kelvin und stammt aus der Zeit etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum ungefähr ein Tausendstel seiner heutigen Größe hatte und transparent wurde. Gemessen wurde sie unter anderem durch COBE, BOOMERanG, WMAP und Planck.

Edwin Hubble wies 1929 die Expansion des Weltalls nach: Galaxien zeigen mit wachsender Entfernung eine zunehmende Rotverschiebung ihrer Spektrallinien. Der Proportionalitätsfaktor ist die Hubble-Konstante H; ihr heutiger Wert wird mit 67,74 (± 0,46) km/s Mpc^{−1} angegeben (Stand 2016). H verändert sich mit der Zeit. Die Expansion bedeutet nicht, dass wir im Mittelpunkt stehen; vielmehr dehnt sich der Raum selbst überall gleichmäßig aus. Aus dem Zurückrechnen der Expansion ergibt sich ein Alter von etwa 13,7 Milliarden Jahren.

Entwicklung des Universums

Die Entwicklung des Kosmos wird im Standardmodell als zeitlich vorwärts gerichteter Ablauf mit wichtigen Phasenübergängen beschrieben. Dazu gehören Baryogenese, primordiale Nukleosynthese und Rekombination. Baryogenese bezeichnet die Entstehung des Ungleichgewichts zwischen Materie und Antimaterie; Rekombination ist die Phase, in der neutrale Atome entstehen konnten und das Universum durchsichtig wurde.

Der grobe Ablauf lautet: Planck-Ära bis 10^{−43} Sekunden, in der alle vier Kräfte noch vereint waren; inflationäre Phase oder GUT-Ära bis 10^{−33} s bis 10^{−30} Sekunden mit extremer Expansion um einen Faktor zwischen 10^{30} und 10^{50}; Quark-Ära bis 10^{−7} Sekunden mit Quarks, Leptonen und Photonen; Hadronen-Ära bis 10^{−4} Sekunden mit Protonen, Neutronen und ihren Antiteilchen; Lepton-Ära bis zehn Sekunden; primordiale Nukleosynthese bis drei Minuten; Strahlungs-Ära etwa 300.000 Jahre; danach Materie-Ära bis heute, in der das Universum durchsichtig wurde und Galaxien entstanden.

Zur Erklärung der beobachteten Expansion und der flachen Geometrie wird das Urknallmodell durch die Idee einer sehr starken kurzzeitigen Expansion in der Frühzeit ergänzt, die auf Alan Guth zurückgeht. Die größte Herausforderung ist das Missverhältnis zwischen beobachtbarer Materie und ihrer Verteilung einerseits und der gemessenen mittleren Ausbreitungsgeschwindigkeit des Universums andererseits. Üblicherweise werden dafür Dunkle Materie mit 23 % und Dunkle Energie mit 73 % verantwortlich gemacht. Dunkle Materie ist nicht über elektromagnetische Strahlung beobachtbar; Dunkle Energie wird mit der beschleunigten Expansion verbunden.

Diese Anteile änderten sich im Lauf der Zeit. Nach der strahlungsdominierten Frühzeit folgte die Materie-Ära. Sie endete, als das Universum etwa 10 Milliarden Jahre alt war. Seitdem stellt Dunkle Energie den größten Anteil. Bis zum Ende der Materie-Ära wurde die Expansion abgebremst, seitdem verläuft sie beschleunigt. Das lässt sich durch Beobachtungen von Supernovae über große Entfernungen nachvollziehen.

Kosmische Evolution und Zukunft

Kosmische Evolution bezeichnet die unumkehrbaren Vorgänge nach dem Urknall, durch die großräumige Strukturen im Universum entstehen, sich verändern und zerfallen. Die Bildung von Strukturen hängt mit Gravitation zusammen, der Verfall mit thermischer Energie. Im Standardmodell kann die Entwicklung von Materie und Energie als Folge thermodynamischer Gleichgewichtszustände beschrieben werden, angetrieben durch die lineare Zeit und die allgemeine Expansion. Wie genau die ersten Galaxien, noch größere Strukturen und die erste Sterngeneration entstanden, ist nur in Grundzügen erkennbar. Die darwinschen Mechanismen biologischer Evolution wie Variation, Selektion und Reproduktion liegen den meisten Hypothesen zur kosmischen Evolution nicht zugrunde.

Für die zukünftige Entwicklung hebt der Artikel vor allem erkenntnistheoretische Folgen der Expansion hervor: Viele Informationsquellen, auf denen heutige Kosmologie beruht, werden in ferner Zukunft verloren gehen. In mehr als 100 Milliarden Jahren könnten Beobachter aus ihren Daten auf ein statisches Universum schließen, das nur aus einer Galaxie besteht und keinen Urknall erkennen lässt. Gründe sind, dass der Ereignishorizont im Verhältnis zur Ausdehnung des Universums kleiner wird, entfernte Galaxien unbeobachtbar werden, die kosmische Hintergrundstrahlung immer langwelliger wird und bei 300 Kilometer Wellenlänge nicht mehr in die Milchstraße eindringen kann, sowie dass Sternprozesse die Spuren primordialer Nukleosynthese überdecken.

Der Heliumanteil wird nach dem Artikel von 24 % primordial über 28 % heute bis auf 60 % in einer Billion Jahren steigen. Außerdem werden Milchstraße, Andromedagalaxie und kleinere nahe Galaxien zu einer Riesengalaxie verschmelzen; auf längeren Zeitskalen gilt das für alle Galaxien eines Superhaufens, hier des Laniakea-Superclusters. Daraus ergibt sich die Frage, wie zuverlässig kosmologische Theorien sind, wenn Informationsverlust möglicherweise auch früher schon eine Rolle spielte, etwa während der inflationären Phase.

Andere Modelle und historische Entwicklung

Neben dem heutigen Standardmodell gibt es alternative kosmologische Modelle. Sie entstehen unter anderem, weil bestimmte Annahmen des Standardmodells umstritten sind, etwa Singularität und Inflation. Modelle eines zyklischen Universums nehmen an, dass das Universum zeitlich unbegrenzt existiert und unendlich wiederholte Zyklen durchläuft. Weitere Fragen werden in der Kosmologie schwarzer Löcher untersucht.

Historisch entstanden kosmologische Vorstellungen zunächst aus Kosmogonien, also Erzählungen über die Herkunft der Welt, etwa in China, Babylon und Griechenland. Bei den Vorsokratikern begannen Versuche, abstrakte Prinzipien zu formulieren. Anaximander entwarf im 6. Jahrhundert v. Chr. ein Weltbild auf Grundlage gesetzmäßiger kausaler Zusammenhänge und schrieb Himmelsobjekten eine physikalische Natur zu. Platon beschrieb die Erde als Kugel im Zentrum des Kosmos; Aristoteles entwickelte ein Modell mit Himmelskörpern, Sphären und einem ersten unbewegten Beweger. Claudius Ptolemäus formulierte im 2. Jahrhundert im Almagest eine geozentrische Kosmologie, die bis zur Durchsetzung des kopernikanischen Weltbildes allgemein anerkannt blieb.

Die kopernikanische Wende begann mit Nikolaus Kopernikus’ De revolutionibus orbium coelestium von 1543. Darin war die Erde nur ein Planet der Sonne und hatte keine Sonderstellung mehr. Später verbesserten Tycho Brahe, Johannes Kepler und Galileo Galilei das Bild des Planetensystems wesentlich. Kepler ersetzte gleichförmige Kreisbewegungen durch Ellipsenbahnen mit veränderlicher Geschwindigkeit und formulierte die keplerschen Gesetze. Isaac Newton verband 1687 in den Philosophiae Naturalis Principia Mathematica Kosmologie mit Mechanik und allgemeiner Gravitation; damit galten gleiche Gesetze für himmlische und irdische Bewegungen.

Im 18. Jahrhundert betrachtete Thomas Wright die Sonne als Fixstern unter vielen und die Milchstraße als Scheibe aus Einzelsternen. Immanuel Kant entwickelte 1755 eine Kosmologie und Kosmogonie, in der Materie sich unter Gravitation zu Himmelskörpern zusammenballt. Im 19. Jahrhundert wurden unter anderem spekulative Modelle mit positiv gekrümmtem, endlichem Raum diskutiert.

Eine wichtige Konkurrenz zur Urknalltheorie war im 20. Jahrhundert die Steady-State-Theorie. Sie wurde 1949 von Fred Hoyle, Thomas Gold und anderen entwickelt. Sie besagte, dass der Raum expandiert, aber ständig homogen neue Materie entsteht, sodass die Materiedichte gleich bleibt. In den 1950er und bis in die 1960er Jahre galt sie vielen Kosmologen als mögliche Alternative. Probleme entstanden, weil Beobachtungen zeigten, dass sich das Universum zeitlich verändert: Quasare und Radiogalaxien wurden nur in weit entfernten Galaxien gefunden. Die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung, die von der Urknalltheorie vorausgesagt worden war, beschleunigte den Niedergang der Steady-State-Theorie. Seitdem gilt bei der Mehrheit der Astronomen die Urknalltheorie als erfolgreiches Standardmodell.