Universum

Einleitung

Den Zweig der Astronomie, der sich mit dem räumlichen und zeitlichen Aufbau, der Entstehung und Entwicklung des Weltalls beschäftigt, nennt man Kosmologie. Noch vor kurzem höchst spekulativ, steht die Kosmologie heute auf immer fester werdendem Fundament exakter Beobachtung und experimenteller Forschung, vor allem der Hochenergiephysik und der Physik der Elementarteilchen.

Edmond Halley, englischer Astronom (1656-1742)

© Bertelsmann Lexikon Verlag, Gütersloh

Das Universum umfasst die Gesamtheit des Kosmos. Nach der antiken und mittelalterlichen Vorstellung war das Weltall endlich und begrenzt. Die Fixsternsphäre sollte das Universum nach außen hin abschließen. Im christlichen Mittelalter stellte man sich hinter der Fixsternsphäre das Empyreum vor, das Reich Gottes. Zum Ende des Mittelalters (N. Cusanus, G. Bruno) kam der Gedanke an ein unendliches Weltall auf, das vor allem von E. Halley unterstützt wurde. Erst im Laufe des 18. und 19. Jh. traten im Zusammenhang mit dem Olbersschen Paradoxon Hinweise auf die Unmöglichkeit eines unendlichen Weltalls mit unendlich vielen Sternen auf, die zunächst aber noch durch die Annahme einer absorbierenden Materie im Weltall überwunden werden konnten. Die nichteuklidischen Geometrien und die allgemeine Relativitätstheorie von A. Einstein bildeten weitere Grundlagen.

Der russische Mathematiker Alexander Friedmann wies bereits wenige Jahre nach Aufstellung der allgemeinen Relativitätstheorie darauf hin, dass das Weltall notwendigerweise großräumige Expansions- oder Kontraktionsbewegungen ausführen müsse, da es sonst instabil sei. Tatsächlich wurde wenige Jahre später mit Hilfe des Doppler-Effekts bei den fernen Galaxien die Expansion des Weltalls gefunden (Hubble-Effekt). Bei gleich bleibender Expansionsgeschwindigkeit kann daraus auf ein Alter des Weltalls von etwa 18 Milliarden Jahren geschlossen werden. Mit ziemlicher Sicherheit war aber die Expansionsgeschwindigkeit des Universums in den frühen Entwicklungsphasen größer, so dass das tatsächliche Weltalter einige Milliarden Jahre geringer sein dürfte. Neuere Berechnungen lassen auf ein Alter des Kosmos von ungefähr 12,5 Milliarden Jahre schließen.

Da die Hubble-Konstante, die Entfernungen der Galaxien und andere Werte wie die kosmologische Konstante nicht genau bekannt sind, ist das Weltalter vorläufig mit einer Unsicherheit bis zu 50% behaftet. Es wurde für das Weltalter sogar schon ein Wert von über 30 Mrd. Jahre diskutiert (Big Bounce). Altersbestimmungen an besonders alten Objekten des Kosmos, z.B. den Galaxien und Kugelsternhaufen, zeigen aber, dass es mindestens 12 Milliarden Jahre alt sein muss.

Vorausgesetzt, die gesamte heute im Universum vorhandene Materiemenge sei damals bereits vorhanden gewesen, so müsste die Materiedichte im Universum in diesen frühen Entwicklungsphasen ungeheuer groß gewesen sein. Erst im Laufe der Zeit hätte sich die Materiedichte im Universum verringert (evolutionäres Universum). Man könnte aber auch annehmen, dass mit der Expansion des Universums gerade so viel Materie im Kosmos neu erzeugt wird, dass die mittlere Materiedichte immer dieselbe bleibt. Vor langer Zeit wäre also wesentlich weniger Materie im Universum vorhanden gewesen (Theorie vom stationären Universum oder steady-state-Theorie).

Eine Entscheidung zwischen diesen beiden Theorien brachte u.a. die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung. Es scheint heute tatsächlich das evolutionäre Modell bevorzugt werden zu müssen.

Urknall und danach

In den ersten Sekunden und Minuten entwickelte sich das Universum sehr schnell. Man unterscheidet einige Entwicklungsphasen oder Ären. Der Begriff Urknall oder Big Bang ist nach heutigen Gesichtspunkten eigentlich etwas unglücklich gewählt und überholt. Abgesehen davon, dass dem "Zeitpunkt Null" vielleicht eine andere Entwicklungsphase des Universums vorgelagert sein könnte, begann vielleicht das Universum mit der

  • Planck-Ära (Quantengravitative Ära, Chaos-Ära) aus einer Quantenfluktuation im Vakuum. Wahrscheinlich kann in der Theorie auch eine Singularität mit einer unendlich hohen Dichte im Anfangszustand vermieden werden. Das Universum war noch kleiner als die Planck-Länge. Wegen der Heisenberǵschen Unschärferelation können in dieser Zeit keine Raumstrukturen festgelegt werden. Alle späteren vier Naturkräfte (Wechselwirkungen) waren vermutlich noch in einer einzigen Kraft vereint. Zurzeit fehlt aber noch eine befriedigende physikalische Theorie. Sie müsste die Gravitationstheorie (unter Einschluss der Relativitätstheorie) und die Quantentheorie vereinen. Die Temperatur des Universums betrug am Ende der Planck-Ära bei 10-43 s etwa 1032 K.

Darauf folgte die

  • Quark-Ära bis 10-7 s. Es bildeten sich Quarks, Leptonen und Photonen. Bis 10-35 s galt auch die Große Vereinheitlichte Theorie: Von der für die Planck-Ära vermuteten einzigen Wechselwirkung spaltete sich die Gravitation als Einzelkraft ab. Bei 10-35 s sank die Temperatur unter 1027 K. Es war wahrscheinlich die Zeit der vermuteten Inflation des Universums, einer vorübergehenden explosiven Ausdehnung des Weltalls auf das 1050fache und mehr. Jetzt trennten sich auch die starke und die elektroschwache Wechselwirkung von der vereinheitlichten Kraft. Bei 10-12 s und einer Temperatur von 1015 K spaltete sich die elektroschwache nochmals in die elektromagnetische und schwache Wechselwirkung. Danach waren alle heutigen vier Naturkräfte oder Wechselwirkungen getrennt. Am Ende der Quark-Ära waren Quarks und Leptonen unterscheidbare Teilchen.

Dann folgte die

  • Hadronen-Ära. Es bildeten sich strukturierte Teilchen, also vor allem Protonen und Neutronen, sowie deren Antiteilchen. Diese vernichteten sich ständig, wobei die freigesetzte Energie zur sofortigen Neubildung herangezogen wurde. Zum Ende der Hadronen-Ära bei 10-4 s sank die Temperatur auf etwa 1012 K. Es konnten keine neuen Teilchen mehr gebildet werden. Eine vollständige Vernichtung der Teilchen und Antiteilchen und damit der gesamten Materie im Weltall wäre erfolgt, wenn nicht die Teilchen gegenüber den Antiteilchen einen winzigen Überschuss von 1 : 1 Milliarde gehabt hätten. Dieser Überschuss fand zur Zerstrahlung keinen Partner unter den Antiteilchen mehr und blieb übrig: Unsere heutige Materie. Die wichtigsten zum Ende der Hadronen-Ära existierenden Teilchen waren Neutronen, Protonen, Myonen, Elektronen, Positronen, Neutrinos und Photonen.

Darauf folgte die

  • Leptonen-Ära. Bei einer Temperatur von unter 1012 K und 10-4 s zerfielen die Myonen. Zwischen 0,1 und 1 s bei 10 Mrd. K entkoppelten die Neutrinos. Die Elektronen und Positronen zerstrahlten. Übrig blieben nur so viele Elektronen, dass die positiven Ladungen der Protonen ausgeglichen wurden. Dieser Prozess war bei 1 s und einer Temperatur von 5 Mrd. K zu Ende.

Bei 10 s ging die Leptonen-Ära in die

  • Strahlungs-Ära (Plasma-Ära) über. Bei einem Abfall der Temperatur von 1 Mrd. K auf 3000 K beherrschte die Strahlung das Universum. Die ersten Kernfusionsprozesse setzten ein: Protonen (Wasserstoffkerne) lagerten ein Neutron an. Es entstand Deuterium (schwerer Wasserstoff). Durch weitere Aufnahme von einem Neutron bildete sich Tritium (überschwerer Wasserstoff). Schließlich nahm ein Tritium-Kern ein Proton auf: Helium entstand. Es dauerte nur rund 3 Minuten, bis rund 25% der Materie in Helium umgewandelt wurde. Auch Helium-3-Kerne und Lithium entstanden. Fast alles heute im Universum feststellbare Helium wurde in dieser Zeit gebildet. Schwerere Elemente (mit Ausnahme von Lithium) entstanden erst später in den Kernen der Sterne (Sternentstehung und -entwicklung) sowie bei Explosionen von Supernovae. Das Ende der Strahlungs-Ära lag zwischen 100000 und 1 Mio. Jahre. Die positiv geladenen Wasserstoffkerne banden jetzt je ein negativ geladenes Elektron an sich: Neutrale Wasserstoffatome (und Heliumatome) entstanden. Materie und Strahlung entkoppelten sich. Während das Universum zuvor undurchsichtig war, konnte sich die Strahlung jetzt frei bewegen. Das Universum wurde durchsichtig: Freiwerden der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Die folgende

  • Materie-Ära oder Stern-Ära ist die Epoche, in der wir heute noch leben. Aus Dichteschwankungen in der Materie oder anderen Ursachen (z. B. kosmische Strings?) entstanden Galaxien bzw. Galaxienhaufen.

Die Zukunft des Universums

Für die weitere Entwicklung des Universums ergeben sich die folgenden Möglichkeiten:

  • geschlossener, elliptischer Raum: Die Expansion des Universums führt zu einer bestimmten Zeit zu einem maximalen Weltradius. Darauf geht die Expansion in Kontraktion über und führt unter Umständen zu einem Big Crunch.
  • offener, hyperbolischer Raum: Die zunächst sehr rasche Expansion wird zwar in ferner Zukunft etwas langsamer, hört aber niemals auf. Der Weltradius geht gegen unendlich.

Dazwischen liegt als "Übergangsfall" der

  • euklidische, parabolische Raum: Die Expansionsgeschwindigkeit nimmt ab und strebt in unendlich ferner Zeit dem Wert Null zu. Der Weltradius erreicht dann einen endlichen Wert.

Welcher Fall vorliegt, hängt von der mittleren Materiedichte des Universums ab. Der dritte Fall wäre gegeben, wenn die sog. kritische Dichte etwa 10-29 g/cm3 beträgt (unter der Annahme einer Hubble-Konstanten von 75). Bei einem geringeren Dichtewert wäre der zweite Fall, bei einer höheren Dichte der erste Fall erfüllt. Der beobachtbare Wert liegt bei 10-30 g/cm3 . Das ist rund 1/10 der kritischen Dichte. Danach leben wir also in einem offenen Universum. Doch dürfte es eine größere Menge unsichtbarer Massen geben (Missing-mass-Problem). Dann liegt unser Universum sehr dicht am dritten Fall oder ist vielleicht sogar mit ihm identisch. Vermutlich hat die Inflation des Universums 10-35 s nach dem Urknall diese "Glättung" in einen euklidischen Raum bewerkstelligt. Im Augenblick kann noch keine endgültige Antwort auf diese Frage gegeben werden.

Erstaunlich ist aber der Befund, dass die mittlere Dichte des Universums auf jeden Fall sehr nahe an der kritischen Dichte liegt. Es könnte ja eine sehr viel stärkere Abweichung vorliegen. In diesem Fall käme es aber nicht zur Entstehung von Sternen und eines bewohnten Planeten. Wäre die Dichte nämlich deutlich größer, so würde die Expansion des Weltalls so schnell in eine Kontraktion übergehen, dass die Zeit zur Entstehung dieser Himmelskörper oder gar eines bewohnten Planeten nicht ausreicht. Umgekehrt: Wäre die Dichte deutlich kleiner, so würde die Expansion fast ungebremst vor sich gehen. Die ohnedies dünnen Materiewolken würden sich so schnell zerstreuen, dass es ebenfalls nicht zur Bildung von Sternen und Planeten kommen könnte.

Denkbar wäre, dass die genannten Quantenfluktuationen im Vakuum bei der Bildung eines Universums ganz unterschiedliche Ergebnisse liefern und dass es 1. unzählige Universen mit unterschiedlichen Materiedichten und anderen physikalischen Daten gibt, und 2. wir deswegen in diesem Universum leben, weil es physikalisch günstige Ausgangsbedingungen zur Bildung von Galaxien, Sternen und Planeten lieferte. Übrigens wäre es unmöglich, Informationen von anderen Universen zu erhalten.