mini|hochkant=1.5|Die Aufnahme Hubble Ultra Deep Field zeigt Galaxien verschiedenen Alters, Größe, Form. Die kleinsten, rötesten Objekte gehören zu den am weitesten entfernten bekannten Galaxien; diese sind in einem Stadium zu sehen, als das Universum ca. 800 Millionen Jahre alt war. Die Kosmologie (von , kosmos, „Welt“, „Ordnung“ und λόγος, logos, „Wort“, „Lehre“) ist die Wissenschaft, die sich mit dem Universum als Ganzem beschäftigt, also vor allem dem Ursprung, der Entwicklung und der grundlegenden Struktur des Kosmos. Sie ist ein Teilgebiet der Astronomie, das in enger Beziehung zur Astrophysik steht.
Die heutige Kosmologie beschreibt das Universum durch Anwendung physikalischer Theorien, wobei für die großen Skalen insbesondere die Allgemeine Relativitätstheorie wichtig ist, für die kleinsten die Quantenphysik. Allgemein anerkannt wird, dass das Universum zu einem Zeitpunkt vor etwa 13,75 Milliarden Jahren extrem dicht und heiß war, daraufhin wuchs und sich so zu seinem derzeit beobachteten Zustand entwickelte. Für den Extremzustand im sehr frühen Universum sind die bekannten physikalischen Theorien allerdings nicht mehr gültig – insbesondere fehlt eine gültige Theorie der Quantengravitation. Die damaligen Ereignisse sind derzeitigen Theorien also noch nicht zugänglich. Aus dem aktuellen Standardmodell für die Entwicklung des Universums (Lambda-CDM-Modell) wird häufig geschlossen, dass das Universum damals in einer Singularität begonnen habe, dem sogenannten Urknall.
Ausgangspunkt der Modellbildung sind astronomische Beobachtungen der Verteilung und der Eigenschaften von Galaxien im Universum. Zu den kosmologisch relevanten messbaren Gegenständen gehören die Häufigkeiten der durch die primordiale Nukleosynthese entstandenen leichtesten Elemente (Wasserstoff, Helium und Lithium) sowie die kosmische Hintergrundstrahlung, die etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall freigesetzt wurde, als die Temperatur des sich ausdehnenden Universums so weit abgesunken war, dass neutrale Atome existieren konnten. In der weiteren Folge entwickelte sich aus kleinen Dichtefluktuationen durch die Wirkung der Gravitation die großräumige Verteilung der Galaxien und Galaxienhaufen, die durch Klumpung, Filamente und dazwischenliegende Leerräume (Voids) charakterisiert ist und auf größten Skalen zunehmend homogen wird. Die Kosmologie erfasst außerdem die großskalig gemessen geringe Krümmung des Raumes, dazu die raumzeitliche Isotropie und Homogenität des Kosmos im Ganzen,Robert Osserman, Rainer Sengerling: Geometrie des Universums. Von der Göttlichen Komödie zu Riemann und Einstein, Vieweg, 1. Aufl., 1997, S. 112Hans Joachim Störig: Knaurs moderne Astronomie. Droemer Knaur, 1992, S. 271Hans Klapdor-Kleingrothaus, Kai Zuber: Teilchenastrophysik. Teubner, 1997, S. 111 die numerischen Werte der Naturkonstanten und die Häufigkeitsverteilung der chemischen Elemente.
Wichtige Instrumente zur Erforschung des Universums werden heute von Satelliten und Raumsonden getragen, bspw. das James-Webb-Weltraumteleskop, Hubble, Chandra, Gaia und Planck.
Standardmodell
Das Standard- oder Urknallmodell sieht den Beginn des Universums in einem nahezu unendlich dichten Zustand, von dem aus es sich in einer Urknall genannten Expansion zum heutigen Zustand entwickelte, wobei sich der heute beobachtbare Kosmos von einer beinahe punktförmigen Ausdehnung auf einen Radius von mehr als 45 Mrd. Lichtjahren aufblähte.Ed Wright: How can the Universe be infinite if it was all concentrated into a point at the Big Bang?Davis & Lineweaver: Expanding Confusion, Fig. 1 Es beruht wesentlich auf der allgemeinen Relativitätstheorie und wird durch Beobachtungen gestützt:
Dichtefluktuationen Die über verschiedene Längenskalen gemittelte Dichte zeigt unterschiedlich starke Schwankungen. Auf der Längenskala von 10.000 Megaparsec (Mpc) betragen die Schwankungen weniger als 1 %, während auf Skalen von 100 Mpc bis 1 Mpc die Strukturen immer klumpiger werden.Ming-Hua Li, Hai-Nan Lin: Testing the homogeneity of the Universe using gamma-ray bursts. Submitted to Astronomy & Astrophysics, . Zu den größten Strukturen gehören die Sloan Great Wall mit einer Länge von gut 400 MegaparsecKenneth R. Lang: A Companion to Astronomy and Astrophysics. Chronology and Glossary with Data Tables, Springer, 2006, (a) S. 103, (b) S. 242 und die bisher nur durch ein gutes Dutzend Gammablitze (GRB) markierte Hercules–Corona Borealis Great Wall mit einer Ausdehnung von 2000 bis 3000 Mpc.István Horváth et al.: Possible structure in the GRB sky distribution at redshift two. Astronomy & Astrophysics 561, 2014, doi:10.1051/0004-6361/201323020.
Die heute zu beobachtenden Schwankungen sollen sich aus Quantenfluktuationen während der Inflation, also kurz nach dem Beginn der Zeit, entwickelt haben, wobei die Entwicklung auf großen Skalen langsamer fortschreitet als auf kleineren Skalen.
Häufigkeit der Elemente In der primordialen Nukleosynthese (englisch Big Bang Nucleosynthesis) kurz nach dem Urknall (10−2 s) war das Universum so heiß, dass Materie in Quarks und Gluonen aufgelöst war. Durch die Expansion und Abkühlung des Universums entstanden Protonen und Neutronen. Nach einer Sekunde verschmolzen aus Protonen und Neutronen die Kerne leichter Elemente (2H, 3He, 4He, 7Li). Dieser Prozess endete nach etwa drei Minuten.Vgl. Steven Weinberg (Literatur). Es wurden also die relativen Häufigkeiten dieser leichten Elemente schon vor der Bildung der ersten Sterne weitgehend festgelegt.
Kosmische Hintergrundstrahlung 1946 von George Gamow postuliert, wurde der (CMB) 1964 durch Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdeckt – mit einer mittleren Temperatur von 2,725 Kelvin. Die Hintergrundstrahlung stammt aus dem Zeitraum 300.000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum etwa ein Tausendstel seiner heutigen Größe hatte. Das ist der Zeitpunkt, zu dem das Weltall transparent wurde, vorher bestand es aus undurchsichtigem ionisiertem Gas. Messungen erfolgten beispielsweise durch COBE, BOOMERanG, WMAP und das Planck-Weltraumteleskop.
Expansion des Universums
Edwin Hubble konnte 1929 die Expansion des Weltalls nachweisen, da Galaxien mit wachsender Entfernung eine zunehmende Rotverschiebung in den Spektrallinien zeigen. Proportionalitätsfaktor ist die Hubble-Konstante H, deren heutiger Wert bei 67,74 (± 0,46) km/s Mpc−1 liegt (Stand: 2016). H ist keine Konstante, sondern verändert sich mit der Zeit. Wir stehen nicht im Mittelpunkt der Expansion – der Raum selbst dehnt sich überall gleichmäßig aus (isotropes Universum). Durch Zurückrechnen der Expansion wird das Alter des Universums bestimmt, das bei etwa 13,7 Milliarden Jahren liegt. Aufgrund der bisher von der Sonde WMAP gewonnenen Daten und Supernova-Beobachtungen wird inzwischen ein offenes, beschleunigt expandierendes Universum mit einem Alter von 13,7 Milliarden Jahren angenommen.
Kosmische Evolution
Als kosmische Evolution werden die unumkehrbaren Vorgänge nach dem initialen Urknallereignis bezeichnet, die zur Bildung, zur Veränderung und zum Verfall großräumiger Strukturen im Universum führen. Die Bildung von Strukturen hängt immer mit der Gravitationskraft und der Verfall mit thermischer Energie zusammen. Insofern kann die Evolution von Materie und Energie – im Sinne einer tendenziellen Komplexitätssteigerung seit dem Urknall – im Standardmodell als eine Abfolge von thermodynamischen Gleichgewichtszuständen beschrieben werden. Sie werden weitgehend von der linear verlaufenden Zeit und der allgemeinen Expansion verursacht.Erwin Sedlmayr: Evolution und Kosmos. In Christoph Asmuth, Hans Poser (Hrsg.): Evolution. Modell - Methode - Paradigma- Königshausen & Neumann, Würzburg 2007, ISBN 978-3-8260-3579-1, S. 210, 214. Wie dies in Bezug auf die Entstehung von Galaxien und noch größeren Strukturen oder der ersten Sterngeneration in der Frühzeit des Universums genau zusammenhängt, ist allerdings erst in Grundzügen erkennbar.Konrad Kreher: Evolution im Kosmos. In Annette Beck-Sickinger, Matthias Petzoldt (Hrsg.): Paradigma Evolution. Chancen und Grenzen eines Erklärungsmusters. Peter Lang, Frankfurt/M. 2009, ISBN 978-3-631-56082-2, S. 133, 136, 140. Spätestens seit den Beobachtungen weit entfernter Galaxien, die zu Beginn des 20. Jahrhunderts gemacht wurden, wird der Evolutionsbegriff vielfach auch für die kosmische Entwicklung verwendet.Harald Lesch: Was hat das Universum mit uns zu tun?. In Jochen Oehler (Hrsg.): Der Mensch - Evolution, Natur und Kultur. Springer-Verlag 2010. ISBN 978-3-642-10350-6, S. 1. Die darwinschen Mechanismen der biologischen Evolutionstheorie (Variation, Selektion und Reproduktion) liegen den meisten Hypothesen zur kosmischen Evolution hingegen nicht zugrunde.Georg Toepfer: Generelle Evolutionstheorie. In: Philipp Sarasin, Marianne Sommer (Hrsg.): Evolution: Ein interdisziplinäres Handbuch. Metzler Verlag 2010. ISBN 978-3-476-02274-5, S. 127
Bisherige Entwicklung des Universums Nach dem Standardmodell der Kosmologie ergibt sich grob folgender Ablauf. Insgesamt zeigt sich eine zeitlich vorwärts gerichtete Entwicklung des Kosmos, die in bestimmten Schritten abläuft, von denen die markantesten Phasenübergänge sind (wie die Baryogenese, die primordiale Nukleosynthese oder die Rekombination). Planck-Ära; bis 10−43 Sekunden; alle vier Kräfte noch vereint; Inflationäre Phase auch GUT-Ära; endet nach 10−33 s bis 10−30 Sekunden; extreme Expansion um einen Faktor zwischen 1030 und 1050; Quark-Ära; bis 10−7 Sekunden; es bilden sich Quarks, Leptonen und Photonen; das Ungleichgewicht von Materie und Antimaterie entsteht in der Baryogenese; Hadronen-Ära; bis 10−4 Sekunden; Protonen, Neutronen und deren Antiteilchen entstehen; außerdem Myonen, Elektronen, Positronen, Neutrinos und Photonen; Lepton-Ära; bis zehn Sekunden; Myonen zerfallen, Elektronen und Positronen annihilieren; Primordiale Nukleosynthese; bis drei Minuten; Wasserstoff, Helium, Lithium entstehen; Strahlungs-Ära; etwa 300.000 Jahre; Materie-Ära; bis heute; Universum wird durchsichtig, Galaxien entstehen.
Zur Erklärung der beobachteten Expansion und der flachen Geometrie des Universums im Großen wird das Urknallmodell heute ergänzt nach Ideen von Alan Guth, dass es durch eine Symmetriebrechung in der Frühzeit des Universums zu einer sehr starken kurzzeitigen Expansion kam, welche die Gleichförmigkeit des Universums am Rand des beobachtbaren Bereiches (Horizont) erklärt. Die größte Herausforderung an die kosmologische Theorie stellt das Missverhältnis zwischen beobachtbarer Materie und deren Verteilung sowie der beobachteten mittleren Ausbreitungsgeschwindigkeit des Universums dar. Die übliche Erklärung macht für die nicht mittels elektromagnetischer Strahlung beobachtbaren Anteile der benötigten Materiedichte Dunkle Materie (mit 23 %) und Dunkle Energie (mit 73 %) verantwortlich.
Diese Anteile sind zeitabhängig: Nach der strahlungsdominierten Ära in der Frühzeit des Universums folgte die Materie-Ära, in der die Materie den größten Anteil stellte. Diese Ära endete, als das Universum etwa 10 Milliarden Jahre alt war; seitdem macht die Dunkle Energie den größten Teil aus. Dementsprechend änderte sich der zeitliche Verlauf der Expansion: Bis zum Ende der Materie-Ära war sie abgebremst, seither erfolgt die Expansion beschleunigt. Dieser Übergang kann durch Beobachtung von Supernovae über einen weiten Entfernungsbereich direkt und modellunabhängig nachvollzogen werden.Riess et al. (2004), Astrophysical Journal 607, 665,
Zukünftige Entwicklung des Universums Diskutierte Hypothesen
Erkenntnistheoretische Überlegungen