Chronologie des Universums - Chronology of the universe

Die Chronologie des Universums beschreibt die Geschichte und Zukunft des Universums gemäß der Urknall- Kosmologie.

Die frühesten Stadien der Existenz des Universums werden auf 13,8 Milliarden Jahre geschätzt, mit einer Unsicherheit von etwa 21 Millionen Jahren bei einem Konfidenzniveau von 68 %.

Umriss

Chronologie in fünf Etappen

Diagramm der Entwicklung des (beobachtbaren Teils) des Universums vom Urknall (links), dem CMB- Referenz-Nachleuchten, bis zur Gegenwart.

Für diese Zusammenfassung ist es zweckmäßig, die Chronologie des Universums seit seiner Entstehung in fünf Teile zu unterteilen. Es wird allgemein als bedeutungslos oder unklar angesehen, ob Zeit vor dieser Chronologie existierte:

Das sehr frühe Universum

Die erste Pikosekunde  (10 −12 ) der kosmischen Zeit . Es umfasst die Planck-Epoche , in der derzeit geltende physikalische Gesetze möglicherweise nicht gelten; die stufenweise Entstehung der vier bekannten fundamentalen Wechselwirkungen oder Kräfte – zuerst die Gravitation und später die elektromagnetischen , schwachen und starken Wechselwirkungen; und die Ausdehnung des Weltraums selbst und die Unterkühlung des immer noch immens heißen Universums aufgrund der kosmischen Inflation .

Es wird angenommen, dass winzige Wellen im Universum in diesem Stadium die Grundlage für großflächige Strukturen sind, die sich viel später bildeten. Verschiedene Stadien des sehr frühen Universums werden in unterschiedlichem Maße verstanden. Die früheren Teile liegen außerhalb der Reichweite praktischer Experimente in der Teilchenphysik , können aber auf andere Weise erforscht werden.

Das frühe Universum

Dauert etwa 370.000 Jahre. Zunächst werden verschiedene Arten von subatomaren Partikeln in Stufen gebildet. Diese Teilchen enthalten fast gleiche Mengen an Materie und Antimaterie , so dass das meiste davon schnell vernichtet und ein kleiner Überschuss an Materie im Universum zurückbleibt.

Nach etwa einer Sekunde entkoppeln Neutrinos ; diese Neutrinos bilden den kosmischen Neutrinohintergrund (CνB). Wenn es urzeitliche Schwarze Löcher gibt, werden sie auch in etwa einer Sekunde kosmischer Zeit gebildet. Es entstehen zusammengesetzte subatomare Teilchen – einschließlich Protonen und Neutronen – und ab etwa 2 Minuten sind die Bedingungen für die Nukleosynthese geeignet : Etwa 25% der Protonen und alle Neutronen verschmelzen zu schwereren Elementen , zunächst Deuterium, das selbst schnell zu hauptsächlich Helium-4 fusioniert .

Nach 20 Minuten ist das Universum nicht mehr heiß genug für eine Kernfusion , aber viel zu heiß, als dass neutrale Atome existieren oder Photonen weit reisen könnten. Es handelt sich daher um ein opakes Plasma .

Die Rekombinationsepoche beginnt bei etwa 18.000 Jahren, da sich Elektronen mit Heliumkernen zu He . verbinden+
. Nach etwa 47.000 Jahren, wenn das Universum abkühlt, wird sein Verhalten eher von Materie als von Strahlung dominiert. Etwa 100.000 Jahre nach der Bildung der neutralen Heliumatome ist Heliumhydrid das erste Molekül . (Viel später reagieren Wasserstoff und Heliumhydrid zu molekularem Wasserstoff (H2), dem Brennstoff, der für die ersten Sterne benötigt wird .) Nach etwa 370.000 Jahren endet die Bildung neutraler Wasserstoffatome ("Rekombination"), und dadurch wurde auch das Universum transparent zum ersten Mal. Die neu gebildeten Atome – hauptsächlich Wasserstoff und Helium mit Spuren von Lithium – erreichen durch die Freisetzung von Photonen („ Photonenentkopplung “) schnell ihren niedrigsten Energiezustand ( Grundzustand ), und diese Photonen sind noch heute als kosmischer Mikrowellenhintergrund (CMB) nachweisbar. . Dies ist die älteste Beobachtung, die wir derzeit vom Universum haben.

Das dunkle Zeitalter und die Entstehung großräumiger Strukturen

Von 370.000 Jahren bis etwa 1 Milliarde Jahre. Nach der Rekombination und Entkopplung war das Universum transparent, aber die Wasserstoffwolken kollabierten nur sehr langsam zu Sternen und Galaxien , sodass es keine neuen Lichtquellen gab. Die einzigen Photonen (elektromagnetische Strahlung oder "Licht") im Universum waren diejenigen, die während der Entkopplung freigesetzt wurden (heute als kosmischer Mikrowellenhintergrund sichtbar) und 21 cm-Radioemissionen, die gelegentlich von Wasserstoffatomen emittiert wurden. Die entkoppelten Photonen hätten das Universum mit einem brillanten blass orange leuchtet zuerst gefüllt, allmählich redshifting an nicht sichtbaren Wellenlängen nach etwa 3 Millionen Jahren ohne sichtbares Licht zu verlassen. Diese Periode wird als das kosmische Mittelalter bezeichnet .

Zwischen etwa 10 und 17 Millionen Jahren war die Durchschnittstemperatur des Universums für flüssiges Wasser 273–373 K (0–100 °C) geeignet und es gab Spekulationen, ob Gesteinsplaneten oder tatsächlich Leben kurzzeitig entstanden sein könnten, da statistisch gesehen ein winziger Teil der Das Universum könnte aufgrund einer sehr unwahrscheinlichen statistischen Schwankung andere Bedingungen als der Rest gehabt haben und vom Universum als Ganzes Wärme gewonnen haben.

Irgendwann vor 200 bis 500 Millionen Jahren bilden sich die frühesten Generationen von Sternen und Galaxien (genaue Zeitpunkte werden noch erforscht) und allmählich entstehen frühe große Strukturen, angezogen von den schaumartigen Filamenten der Dunklen Materie , die bereits begonnen haben, sich zusammenzuziehen im ganzen Universum. Die frühesten Generationen von Sternen wurden noch nicht astronomisch beobachtet. Sie haben große gewesen (100-300 Sonnenmassen ) und nichtmetallischen , mit sehr kurzen Lebensdauern im Vergleich zu den meisten Sterne , die wir heute sehen , so dass sie häufig ihre Wasserstoff - Brennstoff - Verbrennung beenden und explodieren wie hochenergetische Paar-Instabilität Supernovae nach nur Millionen Jahre. Andere Theorien deuten darauf hin, dass sie möglicherweise kleine Sterne enthalten haben, von denen einige vielleicht noch heute brennen. In jedem Fall haben diese frühen Generationen von Supernovae die meisten der alltäglichen Elemente, die wir heute um uns herum sehen, geschaffen und damit das Universum gesät.

Im Laufe der Zeit entstehen Galaxienhaufen und Superhaufen . Irgendwann führen hochenergetische Photonen von den frühesten Sternen, Zwerggalaxien und vielleicht Quasaren zu einer Reionisationsperiode , die allmählich zwischen etwa 250–500 Millionen Jahren beginnt, um etwa 700–900 Millionen Jahre abgeschlossen ist und um etwa 1 Milliarde abnimmt Jahre (genaue Zeiten werden noch erforscht). Das Universum ging allmählich in das Universum über, das wir heute um uns herum sehen, und das dunkle Zeitalter ging erst nach etwa 1 Milliarde Jahren vollständig zu Ende.

Das Universum, wie es heute erscheint

Seit 1 Milliarde Jahren und seit etwa 12,8 Milliarden Jahren hat das Universum fast so ausgesehen wie heute und es wird noch viele Milliarden Jahre in der Zukunft sehr ähnlich aussehen. Die dünne Scheibe von unserer Galaxie begann bei rund 5 Milliarden Jahren (8,8 bilden Gya ) und das Sonnensystem mit den frühesten Spuren bei etwa 9200000000 Jahren (4,6 Gya), gebildet Lebens auf der Erde von etwa 10300000000 Jahren (3,5 Schwellen Gja).

Die Verdünnung der Materie im Laufe der Zeit verringert die Fähigkeit der Schwerkraft, die Expansion des Universums zu verlangsamen; im Gegensatz dazu ist die dunkle Energie (von der angenommen wird, dass sie ein konstantes skalares Feld in unserem gesamten Universum ist) ein konstanter Faktor, der dazu neigt, die Expansion des Universums zu beschleunigen. Die Expansion des Universums passierte vor etwa fünf oder sechs Milliarden Jahren einen Wendepunkt , als das Universum in die moderne „dunkle Energie-dominierte Ära“ eintrat, in der die Expansion des Universums sich jetzt eher beschleunigt als verlangsamt. Das heutige Universum ist ziemlich gut verstanden, aber jenseits von etwa 100 Milliarden Jahren kosmischer Zeit (etwa 86 Milliarden Jahre in der Zukunft) führen Unsicherheiten im aktuellen Wissen dazu, dass wir weniger sicher sind, welchen Weg unser Universum einschlagen wird.

Die ferne Zukunft und das endgültige Schicksal

Irgendwann wird die stellifere Ära enden, da keine Sterne mehr geboren werden und die Expansion des Universums bedeutet, dass das beobachtbare Universum auf lokale Galaxien beschränkt wird. Es gibt verschiedene Szenarien für die ferne Zukunft und das endgültige Schicksal des Universums . Eine genauere Kenntnis unseres gegenwärtigen Universums wird es ermöglichen, diese besser zu verstehen.

Hubble-WeltraumteleskopUltra Deep Field- Galaxien zum Legacy-Field- Zoom (Video 00:50; 2. Mai 2019)

Tabellarische Zusammenfassung

Hinweis: Die Strahlungstemperatur in der folgenden Tabelle bezieht sich auf die kosmische Hintergrundstrahlung und wird durch 2,725  K ·(1 +  z ) angegeben, wobei z die Rotverschiebung ist .
Epoche Zeit Rotverschiebung
Strahlungstemperatur
(Energie)
Beschreibung
Planck-
Epoche
< 10 −43 s > 10 32 K
( > 10 19 GeV)
Die Planck-Skala ist die physikalische Skala, jenseits derer aktuelle physikalische Theorien möglicherweise nicht gelten, und kann nicht verwendet werden, um zu berechnen, was passiert ist. Während der Planck-Epoche werden Kosmologie und Physik vermutlich von den Quanteneffekten der Gravitation dominiert .
Epoche der großen
Vereinigung
< 10 −36 s > 10 29 K
( > 10 16 GeV)
Die drei Kräfte des Standardmodells sind immer noch vereint (vorausgesetzt, die Natur wird durch eine Grand Unified Theory beschrieben , Gravitation nicht eingeschlossen).
Inflationäre
Epoche


Elektroschwache
Epoche
< 10 −32 s 10 28 K ~ 10 22 K
(10 15 ~ 10 9 GeV)
Die kosmische Inflation erweitert den Raum um einen Faktor in der Größenordnung von 10 26 über eine Zeit in der Größenordnung von 10 –36 bis 10 –32 Sekunden. Das Universum ist kühlt von etwa 10 27 bis 10 22  Kelvin . Die starke Wechselwirkung wird von der elektroschwachen Wechselwirkung unterschieden .
Elektroschwache
Epoche geht zu
Ende
10 −12  s 10 15  K
(150 GeV)
Bevor die Temperatur unter 150 GeV fällt, ist die durchschnittliche Energie der Teilchenwechselwirkungen hoch genug, um sie prägnanter als Austausch von W 1 W 2 , W 3 und B-Vektorbosonen (elektroschwache Wechselwirkungen) und H + , H , H 0 . zu beschreiben , H 0⁎ skalare Bosonen (Higgs-Wechselwirkung). In diesem Bild ist der Vakuum-Erwartungswert des Higgs-Feldes null (daher sind alle Fermionen masselos), alle elektroschwachen Bosonen sind masselos (sie hatten noch keine Komponente des Higgs-Feldes "gefressen", um massiv zu werden), und Photonen ( γ ) nicht noch vorhanden ist (sie werden nach dem Phasenübergang als lineare Kombination von B vorhanden ist und W 3  Bosonen, γ = B cos θ W + W 3 sin θ W , wo θ W ist Weinberg - Winkel ). Dies sind die höchsten direkt im Large Hadron Collider beobachtbaren Energien . Die Weltraumsphäre, die das beobachtbare Universum werden wird, hat zu diesem Zeitpunkt einen Radius von ungefähr 300 Lichtsekunden .
Quark-Epoche 10 −12 s ~ 10 −5 s 10 15 K ~ 10 12 K
(150 GeV ~ 150 MeV)
Die Kräfte des Standardmodells haben sich in die "Tieftemperatur"-Form umorganisiert: Higgs- und elektroschwache Wechselwirkungen ordnen sich in massives Higgs-Boson H 0 um , schwache Kraft getragen von massiven W + , W - und Z 0 -Bosonen und Elektromagnetismus getragen von masselosen Photonen. Das Higgs-Feld hat einen Vakuumerwartungswert ungleich Null, was die Fermionen massiv macht. Die Energien sind zu hoch, als dass Quarks zu Hadronen verschmelzen und stattdessen ein Quark-Gluon-Plasma bilden könnten .
Hadronen-Epoche 10 −5 s ~ 1 s 10 12 K ~ 10 10 K
(150 MeV ~ 1 MeV)
Quarks sind in Hadronen gebunden. Eine leichte Materie-Antimaterie-Asymmetrie aus den früheren Phasen ( Baryonenasymmetrie ) führt zu einer Elimination von Antibaryonen. Bis 0,1 s befinden sich Myonen und Pionen im thermischen Gleichgewicht und sind den Baryonen um etwa 10:1 überlegen. Gegen Ende dieser Epoche sind nur noch lichtstabile Baryonen (Protonen und Neutronen) übrig. Aufgrund der ausreichend hohen Dichte der Leptonen gehen Protonen und Neutronen bei schwacher Krafteinwirkung schnell ineinander über. Aufgrund der höheren Neutronenmasse beginnt das Neutron:Proton-Verhältnis, das anfänglich 1:1 beträgt, abzunehmen.
Neutrino-
Entkopplung
1 s 10 10 K
(1 MeV)
Neutrinos hören auf, mit baryonischer Materie zu interagieren und bilden einen kosmischen Neutrinohintergrund . Das Neutron:Proton-Verhältnis friert bei ungefähr 1:6 ein. Die Weltraumsphäre, die das beobachtbare Universum werden wird, hat zu diesem Zeitpunkt einen Radius von etwa 10 Lichtjahren .
Lepton-Epoche 1 s ~ 10 s 10 10 K ~ 10 9 K
(1 MeV ~ 100 keV)
Leptonen und Antileptonen bleiben im thermischen Gleichgewicht – die Energie der Photonen ist noch hoch genug, um Elektron-Positron-Paare zu erzeugen.
Urknall-
Nukleosynthese
10 s ~ 10 3 s 10 9 K ~ 10 7 K
(100 keV ~ 1 keV)
Protonen und Neutronen sind in ursprüngliche Atomkerne gebunden : Wasserstoff und Helium-4 . Spuren von Deuterium , Helium-3 und Lithium-7 bilden sich ebenfalls. Am Ende dieser Epoche hat das kugelförmige Raumvolumen, das das beobachtbare Universum werden wird, einen Radius von etwa 300 Lichtjahren, die Dichte der baryonischen Materie liegt in der Größenordnung von 4 Gramm pro m 3 (etwa 0,3% der Luftdichte auf Meereshöhe). – Die meiste Energie steckt jedoch zu diesem Zeitpunkt in elektromagnetischer Strahlung.
Photonen-Epoche 10 s ~ 370 ka 10 9 K ~ 4000 K
(100 keV ~ 0,4 eV)
Das Universum besteht aus einem Plasma von Kernen, Elektronen und Photonen ; die Temperaturen bleiben zu hoch, um Elektronen an Kerne zu binden.
Rekombination 18 ka ~ 370 ka 6000 ~ 1100 4000 K
(0,4 eV)
Elektronen und Atomkerne werden zunächst zu neutralen Atomen gebunden . Photonen befinden sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit Materie und das Universum wird zunächst transparent. Die Rekombination dauert etwa 100 ka, wobei das Universum für Photonen immer transparenter wird. Zu diesem Zeitpunkt entstehen die Photonen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung . Das kugelförmige Raumvolumen, das das beobachtbare Universum werden wird, hat zu diesem Zeitpunkt einen Radius von 42 Millionen Lichtjahren. Die baryonische Materiedichte beträgt zu dieser Zeit etwa 500 Millionen Wasserstoff- und Heliumatome pro m 3 , etwa eine Milliarde Mal höher als heute. Diese Dichte entspricht einem Druck in der Größenordnung von 10 –17  atm.
Finsteres Mittelalter 370 ka ~ ¿150 Ma?
(Nur bei ca. 1 Ga vollständig beendet)
1100 ~ 20 4000 K ~ 60 K Die Zeit zwischen Rekombination und Bildung der ersten Sterne . Während dieser Zeit war die einzige Photonenquelle Wasserstoff, der Radiowellen an der Wasserstoffleitung aussendete . Sich frei ausbreitende CMB-Photonen wurden schnell (innerhalb von etwa 3 Millionen Jahren) rotverschoben ins Infrarot , und das Universum war frei von sichtbarem Licht.
Entstehung
und Entwicklung von Sternen und Galaxien
Früheste Galaxien: von etwa ¿300–400 Ma?
(erste Sterne: ähnlich oder früher)

Moderne Galaxien: 1 Ga ~ 10 Ga

(genaue Zeiten werden erforscht)
Ab ca. 20 Ab ca. 60 K Die frühesten bekannten Galaxien existierten vor etwa 380 Ma. Galaxien verschmelzen zu "Proto-Clustern" ab etwa 1 Ga (Rotverschiebung z = 6) und zu Galaxienhaufen ab 3 Ga ( z = 2,1) und zu Superhaufen ab etwa 5 Ga ( z = 1,2). Siehe: Liste der Galaxiengruppen und -haufen , Liste der Superhaufen .
Reionisierung Beginn 250 Ma ~ 500 Ma

Vollständig: 700 Ma ~ 900 Ma

Ende: 1 Ga

(Alle Zeitangaben ungefähr)
20 ~ 6 60 K ~ 19 K Die mit Teleskopen am weitesten entfernten astronomischen Objekte stammen aus dieser Zeit; ab 2016 ist die am weitesten entfernte beobachtete Galaxie GN-z11 mit einer Rotverschiebung von 11,09 . Die frühesten "modernen" Sterne der Population III werden in dieser Zeit gebildet.
Gegenwart 13,8 Ga 0 2,7 k Die derzeit am weitesten entfernten beobachtbaren Photonen sind CMB-Photonen. Sie kommen aus einer Kugel mit einem Radius von 46 Milliarden Lichtjahren. Das kugelförmige Volumen darin wird allgemein als beobachtbares Universum bezeichnet.
Alternative Unterteilungen der Chronologie (überlappend mehrere der oben genannten Zeiträume)
Strahlungsdominierte
Ära
Ab Inflation (~ 10 −32 Sek.) ≈ 47 ka > 3600 > 10 4  K Während dieser Zeit dominiert die Energiedichte masseloser und masseloser relativistischer Komponenten wie Photonen und Neutrinos, die sich mit oder nahe Lichtgeschwindigkeit bewegen , sowohl die Materiedichte als auch die Dunkle Energie .
Materie-dominierte
Ära
47 ka ~ 9,8 Ga 3600 ~ 0,4 10 4 K ~ 4 K Während dieser Zeit dominiert die Energiedichte der Materie sowohl die Strahlungsdichte als auch die dunkle Energie, was zu einer verlangsamten metrischen Ausdehnung des Raumes führt .
Von dunkler Energie
dominierte Ära
> 9,8 Ga < 0,4 < 4 K Die Materiedichte fällt unter die dunkle Energiedichte ( Vakuumenergie ), und die Expansion des Raumes beginnt sich zu beschleunigen . Diese Zeit entspricht ungefähr der Zeit der Entstehung des Sonnensystems und der Evolutionsgeschichte des Lebens .
Stelliferische Ära 150 Ma ~ 100 Ga 20 ~ -0,99 60 K ~ 0,03 K Die Zeit zwischen der ersten Bildung von Sternen der Population III bis zum Ende der Sternentstehung , wobei alle Sterne in Form degenerierter Überreste zurückbleiben .
Ferne Zukunft > 100 Ga < −0,99 < 0,1 K Die stellifere Ära wird enden, wenn die Sterne irgendwann sterben und weniger geboren werden, um sie zu ersetzen, was zu einem sich verdunkelnden Universum führt. Verschiedene Theorien schlagen eine Reihe von nachfolgenden Möglichkeiten vor. Unter der Annahme des Protonenzerfalls kann Materie schließlich in ein Dunkles Zeitalter verdampfen ( Hitzetod ). Alternativ kann das Universum in einem Big Crunch zusammenbrechen . Andere vorgeschlagene Enden sind eine falsche Vakuumkatastrophe oder ein Big Rip als mögliches Ende des Universums.

Der Urknall

Das Standardmodell der Kosmologie basiert auf einem Modell der Raumzeit , das Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW)-Metrik genannt wird . Eine Metrik liefert ein Maß für den Abstand zwischen Objekten, und die FLRW-Metrik ist die genaue Lösung der Einstein-Feldgleichungen (EFE), wenn einige Schlüsseleigenschaften des Raums wie Homogenität und Isotropie als wahr angenommen werden. Die FLRW-Metrik stimmt sehr gut mit überwältigenden anderen Beweisen überein und zeigt, dass sich das Universum seit dem Urknall ausgedehnt hat.

Wenn angenommen wird, dass die metrischen Gleichungen von FLRW bis zum Anfang des Universums gültig sind, können sie in der Zeit zurückverfolgt werden, bis zu einem Punkt, an dem die Gleichungen darauf hindeuten, dass alle Abstände zwischen Objekten im Universum null oder unendlich klein waren. (Dies bedeutet nicht unbedingt, dass das Universum beim Urknall physikalisch klein war, obwohl dies eine der Möglichkeiten ist.) Dies liefert ein Modell des Universums, das allen aktuellen physikalischen Beobachtungen sehr gut entspricht. Diese Anfangsperiode der Chronologie des Universums wird als „ Urknall “ bezeichnet. Das Standardmodell der Kosmologie versucht zu erklären, wie sich das Universum physikalisch entwickelt hat, sobald dieser Moment eingetreten ist.

Die Singularität aus der FLRW-Metrik wird so interpretiert, dass aktuelle Theorien nicht ausreichen, um zu beschreiben, was zu Beginn des Urknalls tatsächlich geschah. Es wird allgemein angenommen, dass eine korrekte Theorie der Quantengravitation eine genauere Beschreibung dieses Ereignisses ermöglichen könnte, aber eine solche Theorie wurde noch nicht entwickelt. Nach diesem Moment begannen alle Entfernungen im gesamten Universum von (vielleicht) Null an zuzunehmen, weil sich die FLRW-Metrik selbst im Laufe der Zeit änderte und die Entfernungen zwischen allen nicht gebundenen Objekten überall beeinflusste. Aus diesem Grund soll der Urknall „überall passiert“ sein.

Das sehr frühe Universum

In den frühesten Momenten der kosmischen Zeit waren die Energien und Bedingungen so extrem, dass das heutige Wissen nur Möglichkeiten vorschlagen kann, die sich als falsch herausstellen können. Um ein Beispiel zu nennen, schlagen die Theorien der ewigen Inflation vor, dass die Inflation im größten Teil des Universums ewig andauert, was die Vorstellung von "N Sekunden seit Urknall" ungenau macht. Daher sind die frühesten Stadien ein aktives Forschungsgebiet und basieren auf Ideen, die noch spekulativ sind und sich im Zuge der Verbesserung der wissenschaftlichen Erkenntnisse ändern können.

Obwohl eine spezifische "Inflationsepoche" bei etwa 10 −32 Sekunden hervorgehoben wird, deuten Beobachtungen und Theorien darauf hin, dass die Entfernungen zwischen Objekten im Weltraum seit dem Urknall ständig zugenommen haben und immer noch zunehmen (mit Ausnahme von gravitativ gebundene Objekte wie Galaxien und die meisten Haufen , nachdem sich die Expansionsrate stark verlangsamt hatte). Die Inflationsperiode bezeichnet einen bestimmten Zeitraum, in dem eine sehr schnelle Größenänderung eingetreten ist, bedeutet jedoch nicht, dass sie zu anderen Zeiten gleich geblieben ist. Genauer gesagt beschleunigte sich die Expansion während der Inflation. Nach der Inflation und für etwa 9,8 Milliarden Jahre war die Expansion viel langsamer und wurde im Laufe der Zeit noch langsamer (obwohl sie sich nie umkehrte). Vor etwa 4 Milliarden Jahren begann sie sich wieder leicht zu beschleunigen.

Planck-Epoche

Zeiten kürzer als 10 -43 Sekunden ( Planck-Zeit )

Die Planck-Epoche ist eine Ära in der traditionellen (nicht inflationären) Urknall-Kosmologie unmittelbar nach dem Ereignis, mit dem das bekannte Universum begann. Während dieser Epoche waren die Temperatur und die durchschnittlichen Energien im Universum so hoch, dass sich keine alltäglichen subatomaren Teilchen bilden konnten, und sogar die vier fundamentalen Kräfte, die das Universum formen – Gravitation, Elektromagnetismus , die schwache Kernkraft und die starke Kernkraft – waren kombiniert und bildeten eine grundlegende Kraft. Über die Physik bei dieser Temperatur ist wenig bekannt; verschiedene Hypothesen schlagen verschiedene Szenarien vor. Die traditionelle Urknall-Kosmologie sagt eine Gravitationssingularität vor dieser Zeit voraus , aber diese Theorie stützt sich auf die Allgemeine Relativitätstheorie , von der angenommen wird, dass sie für diese Epoche aufgrund von Quanteneffekten zusammenbricht .

In inflationären Modellen der Kosmologie folgen die Zeiten vor dem Ende der Inflation (ungefähr 10 −32 Sekunden nach dem Urknall) nicht der gleichen Zeitlinie wie in der traditionellen Urknall-Kosmologie. Modelle, die das Universum und die Physik während der Planck-Epoche beschreiben sollen, sind im Allgemeinen spekulativ und fallen unter den Begriff „ Neue Physik “. Beispiele hierfür sind die Hartle-Hawking Anfangszustand , die String - Theorie Landschaft , String Gas Kosmologie , und das Ekpyrotisches Universum .

Epoche der großen Vereinigung

Zwischen 10 −43 Sekunden und 10 −36 Sekunden nach dem Urknall

Als sich das Universum ausdehnte und abkühlte, durchquerte es Übergangstemperaturen, bei denen sich die Kräfte voneinander trennten. Diese Phasenübergänge können ähnlich den Kondensations- und Gefrierphasenübergängen gewöhnlicher Materie visualisiert werden . Bei bestimmten Temperaturen/Energien ändern Wassermoleküle ihr Verhalten und ihre Struktur, und sie werden sich völlig anders verhalten. Wie Dampf zu Wasser wird, ändern auch die Felder, die die fundamentalen Kräfte und Teilchen unseres Universums definieren, ihr Verhalten und ihre Struktur vollständig, wenn die Temperatur/Energie unter einen bestimmten Punkt fällt. Dies ist im Alltag nicht ersichtlich, denn es geschieht nur bei weit höheren Temperaturen, als wir es normalerweise in unserem heutigen Universum sehen.

Es wird angenommen, dass diese Phasenübergänge in den Grundkräften des Universums durch ein Phänomen von Quantenfeldern verursacht werden, das als „ Symmetriebrechung “ bezeichnet wird.

Im Alltag wird es mit der Abkühlung des Universums möglich, dass sich die Quantenfelder, die die Kräfte und Teilchen um uns herum erzeugen, auf niedrigeren Energieniveaus und mit höherer Stabilität niederlassen. Dabei verändern sie ihre Interaktion komplett. Durch diese Felder entstehen Kräfte und Wechselwirkungen, sodass sich das Universum oberhalb und unterhalb eines Phasenübergangs sehr unterschiedlich verhalten kann. In einer späteren Epoche ist zum Beispiel ein Nebeneffekt eines Phasenübergangs, dass plötzlich viele Teilchen, die überhaupt keine Masse hatten, eine Masse annehmen (sie beginnen anders mit dem Higgs-Feld zu interagieren ), und eine einzelne Kraft beginnt sich zu manifestieren als zwei getrennte Kräfte.

Unter der Annahme , dass die Natur durch einen sogenannten beschriebenen Grand Unified Theory (GUT), begann die große Vereinigung Epoche mit einem Phasenübergang dieser Art, wenn die Gravitation aus der universellen kombinierten getrennt Messer Kraft . Dies führte dazu, dass nun zwei Kräfte existieren: die Schwerkraft und eine elektrostarke Wechselwirkung . Es gibt noch keine eindeutigen Beweise dafür, dass eine solche kombinierte Kraft existierte, aber viele Physiker glauben, dass dies der Fall war. Die Physik dieser elektrostarken Wechselwirkung würde durch eine Grand Unified Theory beschrieben.

Die Epoche der großen Vereinigung endete mit einem zweiten Phasenübergang, als sich die elektrostarke Wechselwirkung wiederum trennte und begann, sich als zwei getrennte Wechselwirkungen zu manifestieren, die als starke und elektroschwache Wechselwirkungen bezeichnet werden.

Elektroschwache Epoche

Zwischen 10 −36 Sekunden (oder dem Ende der Inflation) und 10 −32 Sekunden nach dem Urknall

Abhängig von der Definition von Epochen und dem verfolgten Modell kann davon ausgegangen werden , dass die elektroschwache Epoche vor oder nach der inflationären Epoche beginnt. In einigen Modellen wird es so beschrieben, dass es die inflationäre Epoche einschließt. In anderen Modellen soll die elektroschwache Epoche nach dem Ende der inflationären Epoche bei etwa 10 –32 Sekunden beginnen.

Nach der traditionellen Urknall-Kosmologie begann die elektroschwache Epoche 10 −36 Sekunden nach dem Urknall, als die Temperatur des Universums niedrig genug war (10 28 K), damit sich die elektronukleare Kraft als zwei getrennte Wechselwirkungen manifestierte, die starke und die die elektroschwachen Wechselwirkungen. (Die elektroschwache Wechselwirkung wird sich später ebenfalls in elektromagnetische und schwache Wechselwirkung trennen .) Der genaue Punkt, an dem die elektrostarke Symmetrie gebrochen wurde, ist aufgrund spekulativer und noch unvollständiger theoretischer Kenntnisse nicht sicher.

Inflationäre Epoche und die rasante Expansion des Weltraums

Vor C. 10 −32 Sekunden nach dem Urknall

An diesem Punkt des sehr frühen Universums änderte sich die Metrik , die die Entfernung im Raum definiert, plötzlich und sehr schnell in der Skala , so dass das frühe Universum mindestens das 10.78- fache seines vorherigen Volumens (und möglicherweise viel mehr) zurückließ. Dies entspricht einer linearen Zunahme von mindestens 10 26 Mal in jeder räumlichen Dimension – äquivalent zu einem Objekt mit einer Länge von 1 Nanometer (10 -9 m , etwa die halbe Breite eines DNA- Moleküls ), das sich auf etwa 10,6 Licht ausdehnt. Jahre (100 Billionen Kilometer) lang in einem winzigen Bruchteil einer Sekunde. Diese Veränderung wird als Inflation bezeichnet .

Obwohl Licht und Objekte innerhalb der Raumzeit sich nicht schneller als die Lichtgeschwindigkeit bewegen können , war es in diesem Fall die Metrik, die die Größe und Geometrie der Raumzeit selbst regelte, die sich im Maßstab änderte. Änderungen der Metrik sind nicht durch die Lichtgeschwindigkeit begrenzt.

Es gibt gute Beweise dafür, dass dies geschah, und es wird allgemein akzeptiert, dass es tatsächlich stattfand. Aber die genauen Gründe, warum es passiert ist, werden noch erforscht. Es gibt also eine Reihe von Modellen, die erklären, warum und wie es geschah – es ist noch nicht klar, welche Erklärung richtig ist.

In einigen der prominenteren Modelle wird angenommen, dass es durch die Trennung der starken und elektroschwachen Wechselwirkungen ausgelöst wurde, die die Epoche der großen Vereinigung beendeten. Eines der theoretischen Produkte dieses Phasenübergangs war ein Skalarfeld, das als Inflatonfeld bezeichnet wird . Als dieses Feld im ganzen Universum seinen niedrigsten Energiezustand erreichte, erzeugte es eine enorme abstoßende Kraft, die zu einer schnellen Ausdehnung der Metrik führte, die den Raum selbst definiert. Die Inflation erklärt mehrere beobachtete Eigenschaften des gegenwärtigen Universums, die ansonsten schwer zu erklären sind, einschließlich der Erklärung, wie das heutige Universum im großen Maßstab so außerordentlich homogen (ähnlich) geworden ist, obwohl es in seinen frühesten Stadien stark ungeordnet war.

Es ist nicht genau bekannt, wann die inflationäre Epoche endete, aber es wird angenommen, dass sie zwischen 10 –33 und 10 –32 Sekunden nach dem Urknall lag. Die schnelle Expansion des Weltraums führte dazu, dass die Elementarteilchen, die aus der Epoche der großen Vereinigung übrig geblieben waren, nun sehr dünn über das Universum verteilt waren. Die enorme potentielle Energie des Inflationsfeldes wurde jedoch am Ende der Inflationsepoche freigesetzt, als das Inflatonfeld in andere Teilchen zerfiel, bekannt als "Reheating". Dieser Erwärmungseffekt führte dazu, dass das Universum wieder mit einer dichten, heißen Mischung aus Quarks, Antiquarks und Gluonen bevölkert wurde . In anderen Modellen wird die Wiedererwärmung oft als Beginn der elektroschwachen Epoche angesehen, und einige Theorien, wie zum Beispiel die Warminflation , vermeiden eine Wiedererwärmungsphase vollständig.

In nicht-traditionellen Versionen der Urknalltheorie (bekannt als "inflationäre" Modelle) endete die Inflation bei einer Temperatur, die ungefähr 10 −32 Sekunden nach dem Urknall entsprach, aber dies bedeutet nicht , dass die inflationäre Ära weniger als 10 −32 . dauerte Sekunden. Um die beobachtete Homogenität des Universums zu erklären, muss die Dauer in diesen Modellen länger als 10 –32 Sekunden sein. Daher ist in der inflationären Kosmologie der früheste bedeutungsvolle Zeitpunkt "nach dem Urknall" der Zeitpunkt des Endes der Inflation.

Nach dem Ende der Inflation expandierte das Universum weiter, allerdings mit viel langsamerem Tempo. Vor etwa 4 Milliarden Jahren begann sich die Expansion allmählich wieder zu beschleunigen. Es wird angenommen, dass dies darauf zurückzuführen ist, dass dunkle Energie im großräumigen Verhalten des Universums dominant wird. Es wird auch heute noch erweitert.

Am 17. März 2014 gaben Astrophysiker der BICEP2- Kollaboration den Nachweis inflationärer Gravitationswellen im B-Moden- Leistungsspektrum bekannt, der als eindeutiger experimenteller Beweis für die Inflationstheorie interpretiert wurde. Doch am 19. Juni 2014 senkte das Vertrauen der kosmische Inflation Erkenntnisse bestätigt wurde berichtet , und schließlich am 2. Februar 2015 eine gemeinsame Analyse von Daten aus BICEP2 / Keck und der Europäischen Weltraumorganisation ‚s - Planck - Mikrowellenraumteleskop Schluss gekommen , dass die statistischen" Bedeutung [der Daten] ist zu gering, um als Nachweis primordialer B-Moden interpretiert zu werden" und kann hauptsächlich auf polarisierten Staub in der Milchstraße zurückgeführt werden.

Supersymmetriebrechung (spekulativ)

Wenn Supersymmetrie eine Eigenschaft unseres Universums ist, dann muss sie bei einer Energie von nicht weniger als 1 TeV , der elektroschwachen Skala , gebrochen werden. Die Massen der Teilchen und ihrer Superpartner wären dann nicht mehr gleich groß. Diese sehr hohe Energie könnte erklären, warum noch nie Superpartner bekannter Teilchen beobachtet wurden.

Elektroschwache Symmetriebrechung

10 −12 Sekunden nach dem Urknall

Als die Temperatur des Universums weiter unter 159,5 ± 1,5  GeV fiel , kam es zu einer elektroschwachen Symmetriebrechung . Soweit wir wissen, war es das vorletzte Symmetriebrechungsereignis bei der Entstehung unseres Universums, das letzte war die chirale Symmetriebrechung im Quarksektor. Dies hat zwei zusammenhängende Auswirkungen:

  1. Über den Higgs-Mechanismus werden alle Elementarteilchen, die mit dem Higgs-Feld interagieren, massiv, da sie auf höheren Energieniveaus masselos waren.
  2. Als Nebeneffekt beginnen sich nun die schwache Kernkraft und die elektromagnetische Kraft und ihre jeweiligen Bosonen (die W- und Z-Bosonen und das Photon) im gegenwärtigen Universum anders zu manifestieren. Vor der elektroschwachen Symmetriebrechung waren diese Bosonen alle masselose Teilchen und wechselwirkten über weite Distanzen, aber an diesem Punkt werden die W- und Z-Bosonen abrupt zu massiven Teilchen, die nur über Distanzen kleiner als die Größe eines Atoms wechselwirken, während das Photon masselos bleibt und eine lange -Interaktion auf Distanz.

Nach der elektroschwachen Symmetriebrechung haben die uns bekannten fundamentalen Wechselwirkungen – Gravitation, elektromagnetische, schwache und starke Wechselwirkungen – alle ihre gegenwärtigen Formen angenommen, und fundamentale Teilchen haben ihre erwarteten Massen, aber die Temperatur des Universums ist immer noch zu hoch, um die stabile Bildung vieler Teilchen sehen wir jetzt im Universum, also gibt es keine Protonen oder Neutronen und daher keine Atome, Atomkerne oder Moleküle. (Genauer gesagt brechen alle zufällig entstehenden Kompositteilchen aufgrund der extremen Energien fast sofort wieder auf.)

Das frühe Universum

Nach dem Ende der kosmischen Inflation ist das Universum mit einem heißen Quark-Gluon-Plasma gefüllt , den Überresten der Wiedererwärmung. Von diesem Punkt an ist die Physik des frühen Universums viel besser verstanden und die Energien der Quark-Epoche sind in Teilchenphysik-Experimenten und anderen Detektoren direkt zugänglich.

Elektroschwache Epoche und frühe Thermalisierung

Beginnend zwischen 10 −22 und 10 −15 Sekunden nach dem Urknall, bis 10 −12 Sekunden nach dem Urknall

Einige Zeit nach dem Aufblasen durchliefen die erzeugten Partikel eine Thermalisierung , bei der gegenseitige Wechselwirkungen zu einem thermischen Gleichgewicht führen . Das früheste Stadium, von dem wir ziemlich sicher sind, ist einige Zeit vor der elektroschwachen Symmetriebrechung bei einer Temperatur von etwa 10 15 K, etwa 10 −15 Sekunden nach dem Urknall. Die elektromagnetische und die schwache Wechselwirkung haben sich noch nicht getrennt , und soweit wir wissen, waren alle Teilchen masselos, da der Higgs-Mechanismus noch nicht funktioniert hatte. Es wird jedoch angenommen, dass es exotische massive partikelähnliche Wesen, Sphalerone , gegeben hat.

Diese Epoche endete mit einer elektroschwachen Symmetriebrechung; nach dem Standardmodell der Teilchenphysik fand in dieser Phase auch die Baryogenese statt , die ein Ungleichgewicht zwischen Materie und Antimaterie erzeugte (obwohl dies in Erweiterungen dieses Modells früher geschehen sein könnte). Über die Details dieser Prozesse ist wenig bekannt.

Thermalisierung

Die Anzahldichte jeder Teilchenart war durch eine ähnliche Analyse zum Stefan-Boltzmann-Gesetz :

,

was ungefähr gerecht ist . Da die Wechselwirkung stark war, entsprach der Wirkungsquerschnitt ungefähr dem Quadrat der Teilchenwellenlänge, also ungefähr . Die Kollisionsrate pro Teilchenart lässt sich somit aus der mittleren freien Weglänge berechnen , was näherungsweise gilt:

.

Zum Vergleich: Da die kosmologische Konstante zu diesem Zeitpunkt vernachlässigbar war, lautete der Hubble-Parameter :

,

wobei x ~ 10 2 die Anzahl der verfügbaren Partikelarten war.

Damit ist H um Größenordnungen niedriger als die Kollisionsrate pro Teilchenart. Dies bedeutet, dass in dieser Phase viel Zeit für die Thermalisierung vorhanden war.

In dieser Epoche ist die Kollisionsrate proportional zur dritten Wurzel der Anzahldichte und damit zu , wobei der Skalenparameter ist . Der Hubble-Parameter ist jedoch proportional zu . Zurück in der Zeit und energetisch höher und unter der Annahme, dass es bei diesen Energien keine neue Physik gibt, ergibt eine sorgfältige Schätzung, dass eine Thermalisierung erst möglich war, wenn die Temperatur betrug:

,

ungefähr 10 −22 Sekunden nach dem Urknall.

Die Quark-Epoche

Zwischen 10 −12 Sekunden und 10 −5 Sekunden nach dem Urknall

Die Quark-Epoche begann etwa 10 −12 Sekunden nach dem Urknall. Dies war die Periode in der Entwicklung des frühen Universums unmittelbar nach der elektroschwachen Symmetriebrechung, als die fundamentalen Wechselwirkungen der Gravitation, des Elektromagnetismus, der starken und der schwachen Wechselwirkung ihre gegenwärtigen Formen angenommen hatten, aber die Temperatur des Universums noch zu hoch war, um erlauben Quark zusammen Form zu binden Hadronen .

Während der Quark-Epoche war das Universum mit einem dichten, heißen Quark-Gluon-Plasma gefüllt, das Quarks, Leptonen und deren Antiteilchen enthielt . Kollisionen zwischen Teilchen waren zu energiereich, um Quarks zu ermöglichen, sich zu Mesonen oder Baryonen zu verbinden .

Die Quark-Epoche endete, als das Universum etwa 10 −5 Sekunden alt war, als die durchschnittliche Energie der Teilchenwechselwirkungen unter die Masse des leichtesten Hadrons, des Pions, gefallen war .

Baryogenese

Vielleicht um 10 -11 Sekunden

Baryonen sind subatomare Teilchen wie Protonen und Neutronen, die aus drei Quarks bestehen . Es wäre zu erwarten, dass sich sowohl Baryonen als auch Teilchen, die als Antibaryonen bekannt sind, in gleicher Anzahl gebildet haben. Dies scheint jedoch nicht der Fall zu sein – soweit wir wissen, blieben im Universum weit mehr Baryonen als Antibaryonen übrig. Tatsächlich werden in der Natur fast keine Antibaryonen beobachtet. Es ist nicht klar, wie es dazu kam. Jede Erklärung für dieses Phänomen muss es ermöglichen, dass die Sacharow-Bedingungen in Bezug auf die Baryogenese irgendwann nach dem Ende der kosmologischen Inflation erfüllt wurden . Die aktuelle Teilchenphysik schlägt Asymmetrien vor, unter denen diese Bedingungen erfüllt wären, aber diese Asymmetrien scheinen zu klein zu sein, um die beobachtete Baryon-Antibaryon-Asymmetrie des Universums zu erklären.

Hadronen-Epoche

Zwischen 10 -5 Sekunden und 1 Sekunde nach dem Urknall

Das Quark-Gluon-Plasma, aus dem das Universum besteht, kühlt sich ab, bis sich Hadronen, einschließlich Baryonen wie Protonen und Neutronen, bilden können. Anfänglich konnten sich Hadron/Anti-Hadron-Paare bilden, Materie und Antimaterie befanden sich also im thermischen Gleichgewicht . Als die Temperatur des Universums jedoch weiter fiel, wurden keine neuen Hadronen/Anti-Hadron-Paare mehr erzeugt, und die meisten der neu gebildeten Hadronen und Anti-Hadronen vernichteten sich gegenseitig, wodurch Paare hochenergetischer Photonen entstanden. Ein vergleichsweise kleiner Rest von Hadronen blieb bei etwa 1 Sekunde kosmischer Zeit übrig, als diese Epoche endete.

Die Theorie sagt voraus, dass auf 6 Protonen etwa 1 Neutron zurückbleibt, wobei das Verhältnis aufgrund des Neutronenzerfalls im Laufe der Zeit auf 1:7 sinkt. Dies ist vermutlich richtig , weil sein, zu einem späteren Zeitpunkt, die Neutronen und einige der Protonen fusionierten , Wasserstoff verlassen, einen Wasserstoffisotop genannt Deuterium, Helium und andere Elemente, die gemessen werden können. Ein Hadronenverhältnis von 1:7 würde tatsächlich die beobachteten Elementverhältnisse im frühen und gegenwärtigen Universum erzeugen.

Neutrino-Entkopplung und kosmischer Neutrino-Hintergrund (CνB)

Etwa 1 Sekunde nach dem Urknall

Ungefähr 1 Sekunde nach dem Urknall entkoppeln sich Neutrinos und beginnen sich frei durch den Weltraum zu bewegen. Da Neutrinos selten mit Materie wechselwirken, existieren diese Neutrinos noch heute, analog zum viel späteren kosmischen Mikrowellenhintergrund, der während der Rekombination emittiert wird, etwa 370.000 Jahre nach dem Urknall. Die Neutrinos aus diesem Ereignis haben eine sehr niedrige Energie, etwa 10 −10 mal kleiner, als dies mit heutigem Direktnachweis möglich ist. Selbst hochenergetische Neutrinos sind notorisch schwer zu entdecken , so dass dieser kosmische Neutrinohintergrund (CνB) möglicherweise viele Jahre lang nicht direkt im Detail beobachtet werden kann, wenn überhaupt.

Die Urknall-Kosmologie macht jedoch viele Vorhersagen über das CνB, und es gibt sehr starke indirekte Beweise dafür, dass das CνB existiert, sowohl aus Urknall-Nukleosynthesevorhersagen der Heliumhäufigkeit als auch aus Anisotropien im kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB). Eine dieser Vorhersagen ist, dass Neutrinos einen subtilen Abdruck auf dem CMB hinterlassen haben. Es ist bekannt, dass die CMB Unregelmäßigkeiten aufweist. Einige der CMB-Fluktuationen waren aufgrund der Wirkung baryonischer akustischer Schwingungen ungefähr regelmäßig verteilt . Theoretisch hätten die entkoppelten Neutrinos einen sehr geringen Einfluss auf die Phase der verschiedenen CMB-Fluktuationen gehabt .

Im Jahr 2015 wurde berichtet, dass solche Verschiebungen im CMB festgestellt wurden. Darüber hinaus entsprachen die Fluktuationen Neutrinos mit fast genau der von der Urknalltheorie vorhergesagten Temperatur ( 1,96 ± 0,02 K im Vergleich zu einer Vorhersage von 1,95 K) und genau drei Arten von Neutrinos, der gleichen Anzahl von Neutrino-Aromen, die vom Standardmodell vorhergesagt wurden.

Mögliche Bildung von primordialen Schwarzen Löchern

Kann innerhalb von etwa 1 Sekunde nach dem Urknall aufgetreten sein

Primordiale Schwarze Löcher sind ein 1966 vorgeschlagener hypothetischer Typ von Schwarzen Löchern , der sich aufgrund der hohen Dichten und inhomogenen Bedingungen innerhalb der ersten Sekunde der kosmischen Zeit während der sogenannten strahlungsdominierten Ära gebildet haben könnte . Zufällige Schwankungen könnten dazu führen, dass einige Regionen dicht genug werden, um einen Gravitationskollaps zu erleiden und Schwarze Löcher zu bilden. Aktuelle Erkenntnisse und Theorien setzen der Häufigkeit und Masse dieser Objekte enge Grenzen.

Typischerweise erfordert die Entstehung von primordialen Schwarzen Löchern Dichtekontraste (regionale Variationen der Dichte des Universums) von etwa  (10%), wobei die durchschnittliche Dichte des Universums ist. Mehrere Mechanismen könnten dichte Regionen erzeugen, die dieses Kriterium während des frühen Universums erfüllen, einschließlich Wiedererwärmung, kosmologische Phasenübergänge und (in sogenannten "hybriden Inflationsmodellen") Axion-Inflation. Da primordiale Schwarze Löcher nicht durch den stellaren Gravitationskollaps entstanden sind , können ihre Massen weit unter der stellaren Masse liegen (~2 × 10 33  g). Stephen Hawking berechnete 1971, dass primordiale Schwarze Löcher eine Masse von nur 10 −5  g haben könnten . Sie können aber beliebig groß sein, also auch groß sein und zur Entstehung von Galaxien beigetragen haben .

Lepton-Epoche

Zwischen 1 Sekunde und 10 Sekunden nach dem Urknall

Die Mehrheit der Hadronen und Anti-Hadronen vernichten einander am Ende der Hadronen-Epoche und hinterlassen Leptonen (wie das Elektron , Myonen und bestimmte Neutrinos) und Antileptonen, die die Masse des Universums dominieren.

Die Leptonen-Epoche folgt einem ähnlichen Weg wie die frühere Hadronen-Epoche. Anfänglich werden Leptonen und Antileptonen paarweise produziert. Ungefähr 10 Sekunden nach dem Urknall fällt die Temperatur des Universums auf den Punkt, an dem keine neuen Lepton-Antilepton-Paare mehr erzeugt werden und die meisten verbleibenden Leptonen und Antileptonen sich schnell gegenseitig vernichten, wodurch Paare von hochenergetischen Photonen entstehen und ein kleiner Rest von nicht vernichteten Leptonen.

Photonen-Epoche

Zwischen 10 Sekunden und 370.000 Jahren nach dem Urknall

Nachdem die meisten Leptonen und Antileptonen am Ende der Leptonen-Epoche vernichtet sind, verbleibt der größte Teil der Massenenergie im Universum in Form von Photonen. (Ein Großteil der restlichen Massenenergie liegt in Form von Neutrinos und anderen relativistischen Teilchen vor.) Daher wird die Energie des Universums und sein Gesamtverhalten von seinen Photonen dominiert. Diese Photonen wechselwirken weiterhin häufig mit geladenen Teilchen, dh Elektronen, Protonen und (eventuell) Kernen. Sie tun dies für etwa die nächsten 370.000 Jahre.

Nukleosynthese leichter Elemente

Zwischen 2 Minuten und 20 Minuten nach dem Urknall

Zwischen etwa 2 und 20 Minuten nach dem Urknall ermöglichten Temperatur und Druck des Universums die Kernfusion, wodurch Kerne einiger leichter Elemente jenseits von Wasserstoff entstehen ("Urknall-Nukleosynthese"). Ungefähr 25% der Protonen und alle Neutronen fusionieren zu Deuterium, einem Wasserstoffisotop, und der größte Teil des Deuteriums fusioniert schnell zu Helium-4.

Atomkerne werden sich oberhalb einer bestimmten Temperatur leicht lösen (zerbrechen), bezogen auf ihre Bindungsenergie. Ab ca. 2 Minuten führt die fallende Temperatur dazu, dass Deuterium nicht mehr abbindet und stabil ist und ab ca. 3 Minuten auch Helium und andere durch die Fusion von Deuterium gebildete Elemente nicht mehr abbinden und stabil sind.

Durch die kurze Dauer und sinkende Temperatur können nur die einfachsten und schnellsten Fusionsprozesse ablaufen. Es entstehen nur winzige Mengen von Kernen jenseits von Helium, denn die Nukleosynthese schwererer Elemente ist schwierig und dauert selbst in Sternen Tausende von Jahren . Es entstehen geringe Mengen Tritium (ein weiteres Wasserstoffisotop) und Beryllium -7 und -8, diese sind jedoch instabil und gehen schnell wieder verloren. Eine kleine Menge Deuterium bleibt wegen der sehr kurzen Dauer unfusioniert.

Daher sind die einzigen stabilen Nuklide, die am Ende der Urknall-Nukleosynthese entstanden sind, Protium (einzelner Proton/Wasserstoffkern), Deuterium, Helium-3, Helium-4 und Lithium-7 . Nach Masse besteht die resultierende Materie aus etwa 75 % Wasserstoffkernen, 25 % Heliumkernen und vielleicht 10 -10 Massen-Lithium-7. Der nächste häufigstene stabile Isotope hergestellt ist Lithium-6 , Beryllium-9, Bor-11 , Kohlenstoff , Stickstoff und Sauerstoff ( „CNO“), aber diese haben Abundanzen von 5 bis 30 Teile in 10 vorhergesagten 15 Masse-, so dass sie im Wesentlichen nicht nachweisbar und vernachlässigbar.

Die Mengen jedes leichten Elements im frühen Universum können anhand alter Galaxien geschätzt werden und sind ein starker Beweis für den Urknall. Zum Beispiel sollte der Urknall etwa 1 Neutron pro 7 Protonen produzieren, wodurch 25% aller Nukleonen zu Helium-4 fusioniert werden (2 Protonen und 2 Neutronen von je 16 Nukleonen), und das ist die Menge, die wir finden heute und weit mehr, als durch andere Prozesse leicht erklärt werden kann. Ebenso schmilzt Deuterium extrem leicht; jede alternative Erklärung muss auch erklären, wie die Bedingungen für die Bildung von Deuterium bestanden, aber auch einen Teil dieses Deuteriums nicht verschmolzen und nicht sofort wieder zu Helium verschmolzen. Jede Alternative muss auch die Proportionen der verschiedenen Lichtelemente und deren Isotope erklären. Es wurde festgestellt, dass einige Isotope, wie Lithium-7, in von der Theorie abweichenden Mengen vorhanden sind, aber im Laufe der Zeit wurden diese Unterschiede durch bessere Beobachtungen aufgelöst.

Materiebeherrschung

47.000 Jahre nach dem Urknall

Bislang wurden die großräumige Dynamik und das Verhalten des Universums hauptsächlich durch Strahlung bestimmt – also jene Bestandteile, die sich relativistisch (mit oder nahe Lichtgeschwindigkeit) bewegen, wie Photonen und Neutrinos. Wenn sich das Universum ab etwa 47.000 Jahren (Rotverschiebung z  = 3600) abkühlt, wird das großräumige Verhalten des Universums stattdessen von Materie dominiert. Dies geschieht, weil die Energiedichte der Materie beginnt, sowohl die Energiedichte der Strahlung als auch die Energiedichte des Vakuums zu überschreiten. Etwa oder kurz nach 47.000 Jahren werden die Dichten von nicht-relativistischer Materie (Atomkerne) und relativistischer Strahlung (Photonen) gleich, die Jeans-Länge , die die kleinsten Strukturen bestimmt, die sich bilden können (aufgrund der Konkurrenz zwischen Gravitationsanziehung und Druckeffekten) , beginnt zu fallen, und Störungen können in ihrer Amplitude zunehmen , anstatt durch frei strömende Strahlung ausgelöscht zu werden .

Nach dem Lambda-CDM-Modell besteht die Materie im Universum zu diesem Zeitpunkt aus etwa 84,5% kalte dunkle Materie und 15,5% "gewöhnliche" Materie. Es gibt überwältigende Beweise dafür, dass Dunkle Materie existiert und unser Universum dominiert, aber da die genaue Natur der Dunklen Materie noch nicht verstanden ist, deckt die Urknalltheorie derzeit keine Stadien ihrer Entstehung ab.

Von diesem Zeitpunkt an und für mehrere Milliarden Jahre beschleunigt die Anwesenheit von Dunkler Materie die Strukturbildung in unserem Universum. Im frühen Universum sammelt sich dunkle Materie unter dem Einfluss der Schwerkraft allmählich in riesigen Filamenten und kollabiert schneller als gewöhnliche (baryonische) Materie, da ihr Kollaps nicht durch den Strahlungsdruck verlangsamt wird . Dies verstärkt die winzigen Inhomogenitäten (Unregelmäßigkeiten) in der Dichte des Universums, die durch die kosmische Inflation hinterlassen wurden. Im Laufe der Zeit werden etwas dichtere Bereiche dichter und etwas verdünntere (leerere) Bereiche werden verdünnter. Gewöhnliche Materie sammelt sich schließlich schneller, als sie es sonst tun würde, aufgrund der Anwesenheit dieser Konzentrationen von dunkler Materie.

Die Eigenschaften der Dunklen Materie, dass sie ohne Strahlungsdruck schnell kollabieren lassen, bedeuten auch, dass sie auch durch Strahlung keine Energie verlieren kann. Der Energieverlust ist notwendig, damit Teilchen über einen bestimmten Punkt hinaus zu dichten Strukturen kollabieren. Daher kollabiert dunkle Materie zu riesigen, aber diffusen Filamenten und Halos und nicht zu Sternen oder Planeten. Gewöhnliche Materie, die kann Energie durch Strahlung verlieren, bildet dichte Objekte und auch Gaswolken , wenn es zusammenbricht.

Rekombination, Photonenentkopplung und der kosmische Mikrowellenhintergrund (CMB)

9-Jahres- WMAP- Aufnahme der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung (2012). Die Strahlung ist zu etwa einem von 100.000 Teilen isotrop .

Etwa 370.000 Jahre nach dem Urknall ereigneten sich zwei miteinander verbundene Ereignisse: das Ende der Rekombination und die Photonenentkopplung . Rekombination beschreibt die ionisierten Teilchen, die sich verbinden, um die ersten neutralen Atome zu bilden, und Entkopplung bezieht sich auf die Photonen, die freigesetzt ("entkoppelt") werden, wenn sich die neu gebildeten Atome in stabileren Energiezuständen absetzen.

Kurz vor der Rekombination hatte die baryonische Materie im Universum eine Temperatur, bei der sie ein heißes ionisiertes Plasma bildete. Die meisten Photonen im Universum interagierten mit Elektronen und Protonen und konnten keine nennenswerten Entfernungen zurücklegen, ohne mit ionisierten Teilchen zu interagieren. Als Ergebnis war das Universum undurchsichtig oder "nebelig". Obwohl es Licht gab, war es nicht möglich, dieses Licht zu sehen, noch können wir dieses Licht durch Teleskope beobachten.

Ab rund 18.000 Jahren hat sich das Universum zu einem Punkt abgekühlt , wo freie Elektronen mit Helium kombinieren können Kerne bilden Er+
Atome. Neutrale Heliumkerne beginnen sich dann bei etwa 100.000 Jahren zu bilden, wobei die Bildung von neutralem Wasserstoff bei etwa 260.000 Jahren ihren Höhepunkt erreicht. Dieser Vorgang wird als Rekombination bezeichnet. Der Name ist etwas ungenau und stammt aus historischen Gründen: Tatsächlich haben sich Elektronen und Atomkerne zum ersten Mal kombiniert.

Nach etwa 100.000 Jahren hatte sich das Universum so weit abgekühlt, dass sich Heliumhydrid , das erste Molekül, bildete. Im April 2019 wurde erstmals angekündigt, dass dieses Molekül im interstellaren Raum in NGC 7027 , einem planetarischen Nebel in unserer Galaxie, beobachtet wurde. (Viel später reagierte atomarer Wasserstoff mit Heliumhydrid zu molekularem Wasserstoff, dem Brennstoff, der für die Sternentstehung benötigt wird .)

Die direkte Kombination in einem niederenergetischen Zustand (Grundzustand) ist weniger effizient, daher bilden sich diese Wasserstoffatome im Allgemeinen mit den Elektronen, die sich noch in einem hochenergetischen Zustand befinden Übergang in einen niederenergetischen Zustand. Diese Freisetzung von Photonen wird als Photonenentkopplung bezeichnet. Ein Teil dieser entkoppelten Photonen wird von anderen Wasserstoffatomen eingefangen, der Rest bleibt frei. Am Ende der Rekombination haben die meisten Protonen im Universum neutrale Atome gebildet. Dieser Wechsel von geladenen zu neutralen Teilchen bedeutet, dass die mittleren Photonen der freien Wegstrecke wandern können, bevor die Einfangung tatsächlich unendlich wird, sodass alle entkoppelten Photonen, die nicht eingefangen wurden, sich frei über große Entfernungen bewegen können (siehe Thomson-Streuung ). Das Universum ist zum ersten Mal in seiner Geschichte transparent für sichtbares Licht , Radiowellen und andere elektromagnetische Strahlung geworden .

Der Hintergrund dieser Box entspricht ungefähr der ursprünglichen 4000 K-Farbe der Photonen, die während der Entkopplung freigesetzt wurden, bevor sie rotverschoben wurden , um den kosmischen Mikrowellenhintergrund zu bilden . Das gesamte Universum wäre als hell leuchtender Nebel ähnlicher Farbe und einer Temperatur von damals 4000 K erschienen.

Die Photonen , die durch diese neu gebildeten Wasserstoffatome freigesetzt hatte anfänglich eine Temperatur / Energie von etwa 4000 K ~ . Dies wäre für das Auge als blassgelb/orange getönte oder "weiche" weiße Farbe sichtbar gewesen. Über Milliarden von Jahren seit der Entkopplung wurden die Photonen im Zuge der Expansion des Universums vom sichtbaren Licht zu Radiowellen (Mikrowellenstrahlung entsprechend einer Temperatur von etwa 2,7 K) rotverschoben . Rotverschiebung beschreibt die Photonen, die mit der Expansion des Universums über Milliarden von Jahren längere Wellenlängen und niedrigere Frequenzen annahmen, so dass sie sich allmählich von sichtbarem Licht zu Radiowellen änderten. Dieselben Photonen können heute noch als Radiowellen nachgewiesen werden. Sie bilden den kosmischen Mikrowellenhintergrund und liefern entscheidende Beweise für das frühe Universum und seine Entwicklung.

Ungefähr zeitgleich mit der Rekombination wurden vorhandene Druckwellen innerhalb des Elektron-Baryon-Plasmas – sogenannte baryonische akustische Oszillationen – bei der Verdichtung in die Verteilung der Materie eingebettet, was zu einer sehr geringen Bevorzugung der Verteilung großräumiger Objekte führte. Daher ist der kosmische Mikrowellenhintergrund ein Bild des Universums am Ende dieser Epoche einschließlich der winzigen Schwankungen, die während der Inflation erzeugt wurden (siehe 9-Jahres-WMAP-Bild ), und die Ausbreitung von Objekten wie Galaxien im Universum ist ein Hinweis auf die Maßstab und Größe des Universums, wie es sich im Laufe der Zeit entwickelt hat.

Das dunkle Zeitalter und die Entstehung großräumiger Strukturen

370.000 bis etwa 1 Milliarde Jahre nach dem Urknall

Finsteres Mittelalter

Nach der Rekombination und Entkopplung war das Universum transparent und hatte sich genug abgekühlt, um Licht weite Strecken zurücklegen zu können, aber es gab keine lichterzeugenden Strukturen wie Sterne und Galaxien. Sterne und Galaxien entstehen, wenn sich aufgrund der Einwirkung der Schwerkraft dichte Gasregionen bilden, und dies dauert innerhalb einer nahezu gleichmäßigen Gasdichte und im erforderlichen Maßstab lange. Daher wird geschätzt, dass Sterne vielleicht Hunderte lang nicht existierten Millionen von Jahren nach der Rekombination.

Diese Zeit, die als dunkles Zeitalter bekannt ist, begann etwa 370.000 Jahre nach dem Urknall. Während des Mittelalters kühlte sich die Temperatur des Universums von etwa 4000 K auf etwa 60 K (3727 °C auf etwa gebildete Atome), die wir heute noch als kosmischen Mikrowellenhintergrund (CMB) erkennen können, und Photonen, die gelegentlich von neutralen Wasserstoffatomen freigesetzt werden, bekannt als die 21-cm-Spinlinie des neutralen Wasserstoffs . Die Wasserstoff-Spinlinie liegt im Mikrowellen-Frequenzbereich, und innerhalb von 3 Millionen Jahren hatten sich die CMB-Photonen vom sichtbaren Licht ins Infrarote rotverschoben ; von dieser Zeit bis zu den ersten Sternen gab es keine sichtbaren Lichtphotonen. Abgesehen von vielleicht einigen seltenen statistischen Anomalien war das Universum wirklich dunkel.

Die erste Generation von Sternen, bekannt als Population III-Sterne , entstand innerhalb weniger hundert Millionen Jahre nach dem Urknall. Diese Sterne waren nach der Rekombination die erste Quelle für sichtbares Licht im Universum. Strukturen können vor etwa 150 Millionen Jahren entstanden sein, und frühe Galaxien entstanden vor etwa 380 bis 700 Millionen Jahren. (Wir haben keine separaten Beobachtungen von sehr frühen Einzelsternen; die frühesten beobachteten Sterne wurden als Teilnehmer an sehr frühen Galaxien entdeckt.) Als sie auftauchten, endete das dunkle Zeitalter allmählich. Da dieser Prozess allmählich verlief, endete das Dunkle Zeitalter erst vor etwa 1 Milliarde Jahren vollständig, als das Universum sein heutiges Aussehen annahm.

Es gibt auch Beobachtungsversuche , um die schwache 21-cm-Spinlinienstrahlung zu entdecken, da sie im Prinzip ein noch leistungsfähigeres Werkzeug als der kosmische Mikrowellenhintergrund für die Untersuchung des frühen Universums ist.

Spekulative "bewohnbare Epoche"

C. 10–17 Millionen Jahre nach dem Urknall

Für etwa 6,6 Millionen Jahre, etwa 10 bis 17 Millionen Jahre nach dem Urknall (Rotverschiebung 137–100), lag die Hintergrundtemperatur zwischen 273–373 K (0–100 °C), eine Temperatur, die mit flüssigem Wasser und üblichen biologischen chemische Reaktionen . Abraham Loeb (2014) spekulierte, dass während dieses Fensters, das er die „bewohnbare Epoche des frühen Universums“ nannte, im Prinzip primitives Leben erschienen sein könnte. Loeb argumentiert, dass sich kohlenstoffbasiertes Leben in einer hypothetischen Tasche des frühen Universums entwickelt haben könnte, die sowohl dicht genug war, um mindestens einen massereichen Stern zu erzeugen, der anschließend in einer Supernova Kohlenstoff freisetzt, als auch dicht genug war, um einen Planeten zu erzeugen. (So ​​dichte Taschen wären, wenn sie existierten, extrem selten gewesen.) Das Leben hätte auch einen Wärmeunterschied benötigt und nicht nur eine gleichmäßige Hintergrundstrahlung; dies könnte durch natürlich vorkommende geothermische Energie bereitgestellt werden. Ein solches Leben wäre wahrscheinlich primitiv geblieben; Es ist höchst unwahrscheinlich, dass intelligentes Leben genügend Zeit gehabt hätte, um sich zu entwickeln, bevor die hypothetischen Ozeane am Ende der bewohnbaren Epoche zufrieren.

Früheste Strukturen und Sterne entstehen

Etwa 150 Millionen bis 1 Milliarde Jahre nach dem Urknall
Die Hubble Ultra Deep Fields zeigen oft Galaxien aus einer alten Ära, die uns erzählen, wie die frühe stellifere Ära aussah
Ein weiteres Hubble-Bild zeigt eine junge Galaxie, die sich in der Nähe bildet, was bedeutet, dass dies auf der kosmologischen Zeitskala erst vor kurzem passiert ist. Dies zeigt, dass im Universum immer noch neue Galaxien entstehen.

Die Materie im Universum besteht zu etwa 84,5% aus kalter dunkler Materie und zu 15,5% aus „gewöhnlicher“ Materie. Seit Beginn der Materie-dominierten Ära sammelt sich die Dunkle Materie unter dem Einfluss der Schwerkraft allmählich in riesigen ausgebreiteten (diffusen) Filamenten. Gewöhnliche Materie sammelt sich schließlich schneller als sonst, aufgrund der Anwesenheit dieser Konzentrationen von Dunkler Materie. Es ist auch in regelmäßigen Abständen etwas dichter aufgrund von frühen baryonischen akustischen Oszillationen (BAO), die bei der Entkopplung von Photonen in die Verteilung der Materie eingebettet wurden. Im Gegensatz zu dunkler Materie kann gewöhnliche Materie auf vielen Wegen Energie verlieren, was bedeutet, dass sie beim Kollaps die Energie verlieren kann, die sie sonst auseinander halten würde, und schneller und in dichtere Formen kollabieren kann. Gewöhnliche Materie sammelt sich dort, wo dunkle Materie dichter ist, und an diesen Stellen kollabiert sie zu Wolken aus hauptsächlich Wasserstoffgas. Aus diesen Wolken entstehen die ersten Sterne und Galaxien. Wo sich zahlreiche Galaxien gebildet haben, werden schließlich Galaxienhaufen und Superhaufen entstehen. Zwischen ihnen entstehen große Hohlräume mit wenigen Sternen, die markieren, wo dunkle Materie seltener geworden ist.

Die genauen Zeitpunkte der ersten Sterne, Galaxien, supermassiven Schwarzen Löcher und Quasare sowie der Start- und Endzeitpunkt und das Fortschreiten der als Reionisation bekannten Periode werden immer noch aktiv erforscht, wobei regelmäßig neue Ergebnisse veröffentlicht werden. Ab 2019, das früheste bestätigten Galaxien Datum aus dem ganzen 380-400000000 Jahren (zB GN-z11 ), was darauf hindeutet , überraschend schnell Gaswolke Kondensation und Sterngeburtenrate und Beobachtungen des Lyman-alpha Waldes aus und andere Veränderungen an der Licht antike Objekte ermöglichen es, den Zeitpunkt für die Reionisation und ihr eventuelles Ende einzugrenzen. Aber das sind alles noch Bereiche aktiver Forschung.

Die Strukturbildung im Urknallmodell verläuft aufgrund des Gravitationskollapses hierarchisch, wobei sich kleinere Strukturen vor größeren bilden. Die frühesten Strukturen, die sich bilden, sind die ersten Sterne (bekannt als Sterne der Population III), Zwerggalaxien und Quasare (von denen man annimmt, dass sie helle, frühe aktive Galaxien sind, die ein supermassereiches Schwarzes Loch enthalten, das von einer nach innen spiralförmigen Akkretionsscheibe aus Gas umgeben ist). Vor dieser Epoche konnte die Entwicklung des Universums durch die lineare kosmologische Störungstheorie verstanden werden : das heißt, alle Strukturen konnten als kleine Abweichungen von einem perfekten homogenen Universum verstanden werden. Dies ist rechnerisch relativ einfach zu studieren. An diesem Punkt beginnen sich nichtlineare Strukturen zu bilden, und das Rechenproblem wird viel schwieriger, beispielsweise bei N- Körper-Simulationen mit Milliarden von Teilchen. Die Bolschoi-Kosmologische Simulation ist eine hochpräzise Simulation dieser Ära.

Diese Sterne der Population III sind auch dafür verantwortlich, dass die wenigen leichten Elemente, die beim Urknall entstanden sind (Wasserstoff, Helium und kleine Mengen Lithium), in viele schwerere Elemente umgewandelt werden. Sie können sowohl riesig als auch vielleicht klein sein – und nichtmetallisch (keine Elemente außer Wasserstoff und Helium). Die größeren Sterne haben im Vergleich zu den meisten Hauptreihensternen, die wir heute sehen, eine sehr kurze Lebensdauer, daher beenden sie normalerweise die Verbrennung ihres Wasserstoff-Brennstoffs und explodieren als Supernovae nach nur Millionen von Jahren, wodurch das Universum über wiederholte Generationen mit schwereren Elementen gesät wird. Sie markieren den Beginn der Stelliferen-Ära.

Bisher wurden keine Sterne der Population III gefunden, daher basiert unser Verständnis von ihnen auf Computermodellen ihrer Entstehung und Entwicklung. Glücklicherweise können Beobachtungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung bis heute verwendet werden, als die Sternentstehung ernsthaft begann. Die Analyse solcher Beobachtungen des Mikrowellen-Weltraumteleskops Planck aus dem Jahr 2016 ergab, dass sich die erste Generation von Sternen etwa 300 Millionen Jahre nach dem Urknall gebildet haben könnte.

Die Entdeckung von UDFy-38135539 im Oktober 2010 , der ersten beobachteten Galaxie, die während der folgenden Reionisationsepoche existierte , gibt uns einen Einblick in diese Zeit. Anschließend stellten Rychard J. Bouwens und Garth D. Illingworth von der Universität Leiden von den UC Observatories/Lick Observatory fest, dass die Galaxie UDFj-39546284 noch älter war, zu einem Zeitpunkt etwa 480 Millionen Jahre nach dem Urknall oder etwa der Hälfte des dunklen Zeitalters 13,2 Milliarden vor Jahren. Im Dezember 2012 wurden die ersten Kandidatengalaxien aus der Zeit vor der Reionisation entdeckt, als UDFy-38135539-, EGSY8p7- und GN-z11-Galaxien etwa 380–550 Millionen Jahre nach dem Urknall vor 13,4 Milliarden Jahren und in einer Entfernung von etwa . gefunden wurden 32 Milliarden Lichtjahre (9,8 Milliarden Parsec).

Quasare liefern einige zusätzliche Hinweise auf eine frühe Strukturbildung. Ihr Licht zeigt Hinweise auf Elemente wie Kohlenstoff, Magnesium , Eisen und Sauerstoff. Dies ist ein Beweis dafür, dass zu der Zeit, als sich Quasare bildeten, bereits eine massive Phase der Sternentstehung stattgefunden hatte, einschließlich ausreichender Generationen von Sternen der Population III, um diese Elemente hervorzubringen.

Reionisierung

Wenn sich die ersten Sterne, Zwerggalaxien und Quasare allmählich bilden, reionisiert die intensive Strahlung, die sie aussenden, einen Großteil des umgebenden Universums; erstmals seit der Rekombination und Entkopplung die neutralen Wasserstoffatome wieder in ein Plasma aus freien Elektronen und Protonen aufspalten.

Reionisation wird durch Beobachtungen von Quasaren nachgewiesen. Quasare sind eine Form von aktiven Galaxien und die leuchtendsten Objekte, die im Universum beobachtet werden. Elektronen in neutralem Wasserstoff haben spezifische Muster der Absorption von Photonen, die mit den Elektronenenergieniveaus zusammenhängen und als Lyman-Reihe bezeichnet werden . Ionisierter Wasserstoff hat keine derartigen Elektronenenergieniveaus. Daher zeigt Licht, das durch ionisierten Wasserstoff und neutralen Wasserstoff wandert, unterschiedliche Absorptionslinien. Darüber hinaus wird das Licht Milliarden von Jahren zurückgelegt haben, um uns zu erreichen, sodass jede Absorption durch neutralen Wasserstoff um unterschiedliche Beträge statt um einen bestimmten Betrag rotverschoben wurde, was anzeigt, wann sie passiert ist. Diese Merkmale ermöglichen es, den Ionisationszustand zu vielen verschiedenen Zeiten in der Vergangenheit zu untersuchen. Sie zeigen, dass die Reionisation als "Blasen" aus ionisiertem Wasserstoff begann, die mit der Zeit größer wurden. Sie zeigen auch, dass die Absorption auf den allgemeinen Zustand des Universums (das intergalaktische Medium ) zurückzuführen war und nicht auf den Durchgang durch Galaxien oder andere dichte Gebiete. Die Reionisation könnte bereits bei z = 16 (250 Millionen Jahre kosmischer Zeit) begonnen haben und war um etwa z  = 9 oder 10 (500 Millionen Jahre) abgeschlossen, bevor sie allmählich abnahm und wahrscheinlich um etwa z  = 5 oder endete 6 (1 Milliarde Jahre), als die Ära der Sterne und Quasare der Population III – und ihrer intensiven Strahlung – zu Ende ging und der ionisierte Wasserstoff allmählich zu neutralen Atomen zurückkehrte.

Diese Beobachtungen haben den Zeitraum eingegrenzt, in dem die Reionisation stattfand, aber die Quelle der Photonen, die die Reionisation verursachten, ist immer noch nicht ganz sicher. Um neutralen Wasserstoff zu ionisieren, ist eine Energie von mehr als 13,6 eV erforderlich, was ultravioletten Photonen mit einer Wellenlänge von 91,2 nm oder kürzer entspricht, was bedeutet, dass die Quellen eine signifikante Menge an ultravioletter und höherer Energie erzeugt haben müssen. Protonen und Elektronen werden rekombinieren, wenn nicht kontinuierlich Energie zugeführt wird, um sie auseinander zu halten, was auch der Anzahl der Quellen und ihrer Lebensdauer Grenzen setzt. Angesichts dieser Einschränkungen wird erwartet, dass Quasare und Sterne und Galaxien der ersten Generation die Hauptenergiequellen waren. Es wird angenommen, dass die derzeit führenden Kandidaten von den meisten bis zu den am wenigsten signifikanten Sternen der Population III (die frühesten Sterne) (möglicherweise 70 %) sind, Zwerggalaxien (sehr frühe kleine hochenergetische Galaxien) (möglicherweise 30 %) und ein Beitrag von Quasaren (eine Klasse von aktiven galaktischen Kernen ).

Zu diesem Zeitpunkt hatte sich die Materie jedoch aufgrund der fortschreitenden Expansion des Universums viel weiter ausgebreitet. Obwohl die neutralen Wasserstoffatome wieder ionisiert wurden, war das Plasma viel dünner und diffuser, und Photonen wurden viel weniger wahrscheinlich gestreut. Trotz der Reionisation blieb das Universum während der Reionisation weitgehend transparent. Als sich das Universum weiter abkühlte und ausdehnte, endete die Reionisation allmählich.

Galaxien, Cluster und Supercluster

Computersimulierte Ansicht der großräumigen Struktur eines Teils des Universums mit einem Durchmesser von etwa 50 Millionen Lichtjahren

Materie zieht sich unter dem Einfluss der Schwerkraft weiter zusammen, um Galaxien zu bilden. Die Sterne aus diesem Zeitraum, die als Sterne der Population II bekannt sind , werden in diesem Prozess früh gebildet , während jüngere Sterne der Population I später gebildet werden. Die Gravitationsanziehung zieht Galaxien auch allmählich aufeinander zu, um Gruppen, Haufen und Superhaufen zu bilden . Hubble Ultra Deep Field- Beobachtungen haben eine Reihe kleiner Galaxien identifiziert, die sich in 800 Millionen Jahren kosmischer Zeit (vor 13 Milliarden Jahren) zu größeren verschmelzen. (Diese Altersschätzung wird jetzt als leicht überbewertet angesehen).

Mit dem 10-Meter- Keck-II- Teleskop auf dem Mauna Kea fanden Richard Ellis vom California Institute of Technology in Pasadena und sein Team sechs sternbildende Galaxien, die etwa 13,2 Milliarden Lichtjahre entfernt sind und daher entstanden sind, als das Universum nur 500 Millionen Jahre alt war. Von diesen extrem frühen Objekten sind derzeit nur etwa 10 bekannt. Neuere Beobachtungen haben gezeigt, dass diese Altersgruppen kürzer sind als zuvor angegeben. Die am weitesten entfernte Galaxie, die im Oktober 2016 beobachtet wurde, GN-z11, ist Berichten zufolge 32 Milliarden Lichtjahre entfernt, eine riesige Entfernung, die durch die Ausdehnung der Raumzeit ermöglicht wurde ( z  = 11,1; Mitbewegungsentfernung von 32 Milliarden Lichtjahren; Rückschauzeit von 13,4 Milliarden Jahren).

Das Universum, wie es heute erscheint

Das Universum ist seit vielen Milliarden Jahren ähnlich wie jetzt. Es wird noch viele Milliarden Jahre in der Zukunft ähnlich aussehen.

Basierend auf der aufkommenden Wissenschaft der Nukleokosmochronologie wurde die galaktische dünne Scheibe der Milchstraße auf 8,8 ± 1,7 Milliarden Jahre geschätzt.

Dunkle Energie dominierte Ära

Ab etwa 9,8 Milliarden Jahren nach dem Urknall

Ab etwa 9,8 Milliarden Jahren kosmischer Zeit soll sich das großräumige Verhalten des Universums zum dritten Mal in seiner Geschichte allmählich geändert haben. Sein Verhalten war ursprünglich in den ersten 47.000 Jahren von Strahlung (relativistische Bestandteile wie Photonen und Neutrinos) dominiert worden, und seit etwa 370.000 Jahren kosmischer Zeit wurde sein Verhalten von Materie dominiert. Während seiner von Materie dominierten Ära hatte die Expansion des Universums begonnen, sich zu verlangsamen, da die Schwerkraft die anfängliche Expansion nach außen zügelte. Aber ab etwa 9,8 Milliarden Jahren kosmischer Zeit zeigen Beobachtungen, dass die Expansion des Universums langsam aufhört, sich zu verlangsamen und stattdessen allmählich wieder zu beschleunigen beginnt.

Während die genaue Ursache nicht bekannt ist, wird die Beobachtung von der Kosmologengemeinschaft als richtig akzeptiert. Das bei weitem akzeptierte Verständnis ist, dass dies auf eine unbekannte Energieform zurückzuführen ist, die den Namen "dunkle Energie" trägt. "Dunkel" bedeutet in diesem Zusammenhang, dass es nicht direkt beobachtet wird, sondern derzeit nur durch die Untersuchung seiner Wirkung auf das Universum untersucht werden kann. Forschung ist im Gange, um diese dunkle Energie zu verstehen. Dunkle Energie gilt heute als die größte Einzelkomponente des Universums, da sie etwa 68,3% der gesamten Massenenergie des physikalischen Universums ausmacht .

Es wird angenommen, dass dunkle Energie wie eine kosmologische Konstante wirkt – ein skalares Feld, das im ganzen Weltraum existiert. Im Gegensatz zur Schwerkraft nehmen die Auswirkungen eines solchen Feldes nicht (oder nur langsam) ab, wenn das Universum wächst. Während Materie und Gravitation anfangs eine größere Wirkung haben, lässt ihre Wirkung schnell nach, wenn sich das Universum weiter ausdehnt. Objekte im Universum, von denen zunächst zu sehen ist, dass sie sich bei der Expansion des Universums auseinanderbewegen, bewegen sich weiter auseinander, aber ihre Auswärtsbewegung verlangsamt sich allmählich. Dieser verlangsamende Effekt wird kleiner, wenn sich das Universum weiter ausbreitet. Schließlich beginnt die äußere und abstoßende Wirkung der dunklen Energie die innere Anziehungskraft der Schwerkraft zu dominieren. Anstatt sich zu verlangsamen und sich möglicherweise unter dem Einfluss der Schwerkraft nach innen zu bewegen, beginnt die Expansion des Weltraums ab etwa 9,8 Milliarden Jahren kosmischer Zeit, sich langsam mit einer allmählich zunehmenden Geschwindigkeit nach außen zu beschleunigen .

Die ferne Zukunft und das endgültige Schicksal

Die vorhergesagte Hauptreihenlebensdauer eines Roten Zwergsterns aufgetragen gegen seine Masse relativ zur Sonne

Es gibt mehrere konkurrierende Szenarien für die langfristige Entwicklung des Universums. Welche von ihnen passieren wird, wenn überhaupt, hängt von den genauen Werten physikalischer Konstanten wie der kosmologischen Konstante, der Möglichkeit des Protonenzerfalls , der Energie des Vakuums (d. h. der Energie des "leeren" Raums selbst) und der natürlichen . ab Gesetze jenseits des Standardmodells .

Wenn die Expansion des Universums weitergeht und es in seiner gegenwärtigen Form bleibt, werden schließlich alle bis auf die nächsten Galaxien durch die Expansion des Weltraums mit einer solchen Geschwindigkeit von uns weggetragen, dass unser beobachtbares Universum auf unsere eigene gravitativ gebundene lokale Galaxie beschränkt ist Cluster . Auf sehr lange Sicht (nach vielen Billionen – Tausenden von Milliarden – von Jahren, kosmischer Zeit) wird die stellifere Ära enden, da die Sterne nicht mehr geboren werden und selbst die langlebigsten Sterne allmählich sterben. Darüber hinaus werden sich alle Objekte im Universum abkühlen und (mit Ausnahme von Protonen ) nach und nach durch eine Vielzahl möglicher Prozesse wieder in ihre Bestandteile und dann in subatomare Teilchen und sehr niedere Photonen und andere fundamentale Teilchen zerfallen .

Letztendlich, in extremer Zukunft, wurden die folgenden Szenarien für das endgültige Schicksal des Universums vorgeschlagen:

Szenario Beschreibung
Wärmetod Mit fortschreitender Expansion wird das Universum größer, kälter und verdünnter; mit der Zeit zerfallen alle Strukturen schließlich in subatomare Teilchen und Photonen. Bei einer unendlich andauernden metrischen Ausdehnung des Raumes nimmt die Energiedichte im Universum ab, bis es nach einer geschätzten Zeit von 10 1000 Jahren das thermodynamische Gleichgewicht erreicht und keine Struktur mehr möglich ist. Dies wird erst nach extrem langer Zeit passieren, weil zunächst ein Teil (weniger als 0,1%) Materie zu Schwarzen Löchern kollabiert , die dann durch Hawking-Strahlung extrem langsam verdampfen . Das Universum in diesem Szenario wird viel früher, nach etwa 10 14 Jahren oder so, kein Leben mehr aufrechterhalten können, wenn die Sternentstehung aufhört. , §IID. In einigen Grand Unified Theories wird der Protonenzerfall nach mindestens 10 34 Jahren das verbleibende interstellare Gas und die stellaren Überreste in Leptonen (wie Positronen und Elektronen) und Photonen umwandeln. Einige Positronen und Elektronen werden dann zu Photonen rekombinieren. , §IV, §VF. In diesem Fall hat das Universum einen Zustand hoher Entropie erreicht , der aus einem Bad von Teilchen und niederenergetischer Strahlung besteht. Es ist jedoch nicht bekannt, ob es schließlich das thermodynamische Gleichgewicht erreicht . , §VIB, VID. Die Hypothese eines universellen Hitzetodes geht auf die Ideen von William Thomson (Lord Kelvin) aus den 1850er Jahren zurück , der die klassische Theorie der Hitze und Irreversibilität (wie sie in den ersten beiden Gesetzen der Thermodynamik verkörpert ist) auf das Universum als Ganzes extrapolierte.
Großer Riss Die Expansion des Weltraums beschleunigt sich und wird irgendwann so extrem, dass selbst subatomare Teilchen und das Gefüge der Raumzeit auseinandergerissen werden und nicht mehr existieren können. Für jeden Wert des dunklen Energiegehalts des Universums, bei dem das Unterdruckverhältnis kleiner als -1 ist, wird die Expansionsrate des Universums ohne Begrenzung weiter zunehmen. Gravitationsgebundene Systeme wie Galaxienhaufen, Galaxien und letztendlich das Sonnensystem werden auseinandergerissen. Schließlich wird die Expansion so schnell sein, dass die elektromagnetischen Kräfte, die Moleküle und Atome zusammenhalten, überwunden werden. Sogar Atomkerne werden zerrissen. Schließlich werden Kräfte und Wechselwirkungen selbst auf der Planck-Skala – der kleinsten Größe, für die der Begriff „Raum“ derzeit eine Bedeutung hat – nicht mehr auftreten können, da das Gefüge der Raumzeit selbst auseinandergerissen wird und das Universum, wie wir es kennen wird in einer ungewöhnlichen Art von Singularität enden.
Großer Crunch Die Expansion verlangsamt sich schließlich und hält an, kehrt sich dann um, wenn sich alle Materie in Richtung ihres gemeinsamen Zentrums beschleunigt. Wird derzeit als wahrscheinlich falsch angesehen. Im Gegensatz zum „Big Rip“-Szenario würde sich die metrische Expansion des Weltraums irgendwann umkehren und das Universum würde sich zu einem heißen, dichten Zustand zusammenziehen. Dies ist ein erforderliches Element von oszillatorischen Universumsszenarien wie dem zyklischen Modell , obwohl ein Big Crunch nicht unbedingt ein oszillierendes Universum impliziert. Aktuelle Beobachtungen deuten darauf hin, dass dieses Modell des Universums wahrscheinlich nicht korrekt ist und die Expansion weitergehen oder sogar beschleunigen wird.
Vakuuminstabilität Zusammenbruch der Quantenfelder , die allen Kräften, Teilchen und Strukturen zugrunde liegen, in eine andere Form. Die Kosmologie geht traditionell von einem stabilen oder zumindest metastabilen Universum aus, aber die Möglichkeit eines falschen Vakuums in der Quantenfeldtheorie impliziert, dass das Universum zu jedem Zeitpunkt der Raumzeit spontan in einen niedrigeren Energiezustand kollabieren könnte (siehe Blasennukleation ), einen stabileren oder "echtes Vakuum", das sich von dort aus mit Lichtgeschwindigkeit nach außen ausdehnen würde.

Der Effekt wäre, dass die Quantenfelder, die allen Kräften, Teilchen und Strukturen zugrunde liegen, in eine stabilere Form übergehen würden. Neue Kräfte und Teilchen würden die uns bekannten ersetzen, mit dem Nebeneffekt, dass alle gegenwärtigen Teilchen, Kräfte und Strukturen zerstört würden und sich anschließend (wenn möglich) in andere Teilchen, Kräfte und Strukturen umwandeln würden.

In dieser extremen Zeitskala können auch extrem seltene Quantenphänomene auftreten, die auf einer Zeitskala von weniger als Billionen Jahren äußerst unwahrscheinlich sind. Diese können auch zu unvorhersehbaren Veränderungen des Zustands des Universums führen, die auf einer kleineren Zeitskala wahrscheinlich nicht signifikant wären. Auf einer Zeitskala von Millionen von Billionen Jahren könnten Schwarze Löcher beispielsweise fast augenblicklich verdampfen, ungewöhnliche Quantentunnelphänomene scheinen üblich zu sein und Quantenphänomene (oder andere) so unwahrscheinlich, dass sie nur einmal in einer Billion auftreten Jahre können viele Male vorkommen.

Siehe auch

Anmerkungen

Verweise

Literaturverzeichnis

Externe Links