Urknall - Astronomie.

Urknall - Astronomie. 1 EINLEITUNG Urknall (englisch: Big Bang), im Rahmen der Urknall-Theorie (siehe Kosmologie) der Beginn des Universums, also der Beginn von Raum, Zeit und Materie, und seine Entwicklung in den ersten Minuten, insbesondere in den ersten Bruchteilen von Sekunden. Die Theorie vom Urknall fordert zwei wichtige Voraussetzungen: Das Weltall expandiert (dehnt sich aus). Dies ist belegt durch die beobachtete Rotverschiebung der Spektrallinien (siehe Spektroskopie), was nur durch einen optischen Doppler-Effekt zu erklären ist. Der Kosmos muss von einer Hintergrundstrahlung von einigen Kelvin (siehe Temperatur: Temperaturskalen) erfüllt sein. Dies postulierte 1958 George Gamow. Eine entsprechende Strahlung im Wellenlängenbereich von 7 Zentimeter entdeckten 1965 Arno Penzias und Robert W. Wilson. Die Temperatur der Strahlung entspricht 2,735 Kelvin. Die Theorie vom Urknall gilt seitdem als die wahrscheinlichste und plausibelste kosmologische Theorie. Für das Alter der Welt in ihrem heutigen Zustand sind zwei Berechnungen möglich, die sich auf unterschiedliche Annahmen stützen: Setzt man eine lineare (konstante) Expansion voraus, errechnet sich das Alter der Welt auf etwa 18 Milliarden Jahre (so genannte Hubble-Zeit). Unter der Annahme einer nicht-linearen Expansion ergeben sich verschiedene Werte, je nachdem ob die Expansion beschleunigt oder verzögert erfolgt. Die möglichen Werte liegen zwischen 10 und 15 Milliarden Jahren (so genannte Friedmann-Zeit). Nach jüngsten Erkenntnissen favorisieren Experten den Wert 14,7 Milliarden Jahre für das Alter des Universums. Das heutige ,,Standardmodell des Urknalls" ist eine von mehreren möglichen Interpretationen. Vieles daran ist noch spekulativ. Auch die Werte schwanken von Autor zu Autor. Die Unsicherheiten wachsen, je weiter man zeitlich zurückgeht. Viele Fragen sind noch offen. Das Standardmodell unterscheidet sechs Phasen in der Entwicklung der Welt: (Zur Beschreibung der unvorstellbar großen und kleinen Zahlenwerte, insbesondere für die Parameter Zeit, Temperatur und Dichte, benutzen Physiker die Potenzschreibweise: 10-2 steht für 0,01; 10-6 Gramm sind 0,000 001 Gramm, also ein millionstel Gramm; 10-30 bedeutet, dass dem Dezimalkomma 29 Nullen folgen und dann die Eins.) 2 PLANCK-ÄRA ODER ZEIT DER QUANTENKOSMOLOGIE Sie begann bei ,,Null". Davor gab es weder Raum noch Zeit. Sie dauerte bis zum Zeitpunkt von 10-43 Sekunden. In der Planck-Ära waren alle vier Wechselwirkungen noch miteinander verschmolzen, sie trennten sich erst nach diesem Abschnitt. Die Planck-Ära war eine Zeit des ,,Raum-Zeit-Chaos", das mit den heutigen theoretischen Kenntnissen der Physik nicht zu beschreiben ist. Zum Zeitpunkt ,,Null" waren Temperatur und Dichte unendlich hoch. Am Ende der Ära war das Universum auf einen hundertstel Millimeter expandiert. Seine Temperatur betrug etwa 1032 Kelvin, seine Dichte etwa 1094 Gramm pro Kubikzentimeter. 3 QUARK-ÄRA Sie dauerte bis zum Zeitpunkt von 10-7 Sekunden. Die Vorgänge dieser Phase sind noch weitgehend hypothetisch. Zum Zeitpunkt von etwa 10-35 Sekunden betrug die Temperatur des Universums weniger als 1027 Kelvin. Im Zeitraum von 10-35 bis 10-32 Sekunden dehnte sich das Universum um den Faktor 1050 aus, es befand sich in seiner ,,inflationären Phase". 4 HADRONEN-ÄRA Sie dauerte bis zum Zeitpunkt von 10-4 Sekunden. Es bildeten sich Teilchen, vor allem stabile Neutronen, stabile Protonen sowie Elektron, Neutrinos und Photonen. Aber nicht nur Hadronen (Teilchen, die aus Verbindungen von Quarks, Antiquarks und Gluonen bestehen) wie z. B. die Protonen oder die Neutronen entstanden, während der Hadronen-Ära bildeten sich auch Antiteilchen (wie beispielsweise den Antiprotonen und Antineutronen). Durch einen geringen Überschuß an Materie zu Antimaterie blieb nach der Teilchen-Antiteilchen-Vernichtung Materie übrig. Es standen sich 1000 000 001 Materieteichen zu 1000 000 000 Antimaterieteilchen gegenüber. Zu einem Zeitpunkt von weniger als 10-6 Sekunden betrug die Temperatur des Universums mehr als 1013 Kelvin. 5 LEPTONEN-ÄRA Sie dauerte bis zum Zeitpunkt von 10 Sekunden. Die Dichte betrug zu Beginn der Ära 3 × 1014 Gramm pro Kubikzentimeter. In diese Ära fiel die Entstehung stabiler Elektronen. Die Temperatur fiel auf 109 Kelvin. 6 STRAHLUNGS-ÄRA Sie dauerte einige hunderttausend Jahre. Zum Zeitpunkt von 200 Sekunden begann sich Helium zu bilden. Strahlung und Materie entkoppelten sich. Die heute beobachtete Hintergrundstrahlung stammt aus dieser Zeit. Die Temperatur fiel auf 3 000 Kelvin. 7 MATERIE-ÄRA Es ist die Phase der heutigen Welt. Ungefähr 100 Millionen Jahre nach dem Urknall bildeten sich neutraler Wasserstoff sowie die ersten Sterne und Galaxien. Eine empirische Bestätigung der Urknalltheorie gelang 2000 einer internationalen Forschergruppe, die die Temperaturwerte einer zwölf Milliarden Jahre alten Hintergrundstrahlung in einer intergalaktischen Gaswolke bestimmen konnten. Die damalige Temperatur betrug demzufolge etwa 6 bis 14 Kelvin. Der theoretische berechnete Wert lag bei 9 Kelvin. In den folgenden zwölf Milliarden Jahren bis zur Gegenwart hat sich die kosmische Hintergrundstrahlung also um 3 bis 11 Kelvin auf den heutigen Wert von etwa 3 Kelvin (siehe oben) weiter abgekühlt. Die Frage nach der fernen Zukunft des Weltalls kann die Urknall-Theorie nicht beantworten, solange die Gesamtmasse und damit die Dichte des Universums nicht bekannt ist. Es gibt eine kritische Dichte; wenn die Dichte des Universums unter diesem Wert liegt, so wird es sich unbegrenzt ausdehnen; ist die Dichte höher, so wird es sich wieder zusammenziehen. Prinzipiell gibt es drei theoretische Möglichkeiten: Das Weltall dehnt sich endlos aus (hyperbolischer Raum, offenes Weltall); es dehnt sich zwar weiter aus, allerdings immer langsamer, so dass es eine bestimmte Grenze nicht überschreiten kann (euklidischer Raum, flaches Weltall); oder nach Erreichen einer maximalen Ausdehnung zieht es sich wieder zusammen und strebt zurück zum Zustand des Urknalls: In einem ,,Big Crunch" enden Zeit und Raum (sphärischer Raum, geschlossenes Weltall). Die entscheidende kritische Dichte beträgt unter gewissen theoretischen Voraussetzungen 10,6×10 -30 Gramm pro Kubikzentimeter. Das entspricht ungefähr der Masse eines Ziegelsteins, verteilt in einem Würfel von 600 000 Kilometern Kantenlänge. Nach derzeitiger Kenntnis (und ebenfalls unter gewissen theoretischen Voraussetzungen) berechnet sich die Dichte des Universums auf 1,44×10-30 Gramm pro Kubikzentimeter. Demnach ist also ein ,,offenes" Universum am wahrscheinlichsten. Es ist aber möglich, dass sich der größte Teil (86 Prozent) der Materie im Kosmos noch der wissenschaftlichen Beobachtung entzieht. Existiert er, so liegt der mögliche Wert auffallend nahe an der kritischen Dichte. Siehe auch Standardmodell der Teilchenphysik Verfasst von: Wolfgang Blümel Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Alle Rechte vorbehalten.