Der Big Freeze (englisch für „Das große Einfrieren“), auch als Big Chill („Die große Kühle“) oder Big Whimper („Das große Wimmern“) bezeichnet, ist eine Hypothese der Kosmologie über die Entwicklung des Universums. Andere hypothetische Szenarien sind der Big Crunch und der Big Rip.
Aktuelle Beobachtungen weisen darauf hin, dass die Expansion des Universums unendlich fortdauern wird. In diesem Fall wird das Universum umso kühler, je mehr es sich ausdehnt, und die Temperatur nähert sich mit der Zeit asymptotisch dem absoluten Nullpunkt. Die Bezeichnung Big FreezeWMAP – Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Abgerufen am 17. Juli 2008. bzw. Big Chill rührt von dieser Kühle her.
Aufgrund des Einflusses durch Dunkle Energie erfolgt die Expansion des Universums nach derzeitigem Erkenntnisstand beschleunigt, entsprechend wird der Raum zwischen den Galaxien größer werden. Photonen, sogar Gammastrahlen, werden so weit rotverschoben, dass ihre große Wellenlänge und niedrige Energie sie unerkennbar macht. Sterne werden sich 1012 bis 1014 (1–100 Billionen) Jahre lang bilden, bis das Gas zur Bildung von Sternen aufgebraucht ist. Da den existierenden Sternen mit der Zeit der Brennstoff ausgeht und sie aufhören zu leuchten, wird das Universum mit der Zeit immer dunkler und kälter werden.A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics 69, #2 (April 1997), S. 337–372. . doi:10.1103/RevModPhys.69.337 .Adams & Laughlin (1997), §IIE. Falls das Proton, wie es einige Theorien annehmen, nicht stabil ist und zerfällt, werden auch die Sternenreste verschwinden. Danach bleiben nur noch Schwarze Löcher übrig, die sich durch Hawking-Strahlung auflösen.Adams & Laughlin (1997), §IV. Damit erreicht die Temperatur am Ende einen Wert, der überall genau gleich ist, so dass keine thermodynamische Arbeit mehr möglich ist, was dann im Wärmetod des Universums endet.Adams & Laughlin (1997), §VID. Der Wärmetod ist ein von Rudolf Clausius 1867 eingeführtes Bild für den „Zustand […] des finalen thermischen Gleichgewichts des Universums“,Martin Carrier: Wärmetod. In: Jürgen Mittelstraß (Hrsg.): Enzyklopädie Philosophie und Wissenschaftstheorie. 2. Auflage. Band 8: Th – Z. Stuttgart, Metzler 2018, ISBN 978-3-476-02107-6, S. 422. aufgefasst als abgeschlossenes System. Ludwig Boltzmann und insbesondere Henri Poincaré (1890) mit seinem Wiederkehrtheorem argumentierten gegen einen Wärmetod des Universums.
Thermodynamische Betrachtung Gemäß dem zweiten Hauptsatz der Thermodynamik enthält ein abgeschlossenes System im thermischen Gleichgewicht ein höchstmögliches Maß an Entropie. Zudem kann die Entropie in einem solchen System zwar gleich bleiben oder zunehmen, aber niemals abnehmen. Wenn die maximale Entropie erreicht ist, fehlt der Antrieb für makroskopisches Geschehen im System. Das System nähert sich einem statischen, „toten“ Zustand.
Unter der Annahme, dass unser Universum ein abgeschlossenes System ist, bedeutet dies, dass alles Leben im Universum irgendwann einmal erlöschen wird. Dies wird auch als der „Wärmetod des Universums“ bezeichnet. Diese Projektion in die sehr weit entfernte Zukunft wird in der Philosophie teilweise als Beweis für die Unvermeidbarkeit des Weltuntergangs angeführt. Nach dem gegenwärtigen Stand der Physik ist allerdings offen, ob das Universum ein abgeschlossenes System ist.
Raumkrümmung und Dunkle Energie als relevante Parameter
Unendliche Expansion bestimmt nicht die räumliche Krümmung des Universums. Es kann offen (mit negativer Raumkrümmung), flach oder geschlossen (mit positiver Raumkrümmung) sein. Wenn es geschlossen ist, muss genügend Dunkle Energie vorhanden sein, um der Gravitation entgegenzuwirken. Ein offenes oder flaches Universum wird sich dauerhaft ausdehnen, auch ohne Dunkle Energie.Chapter 7, Calibrating the Cosmos, Frank Levin, New York: Springer, 2006, ISBN 0-387-30778-8.
Beobachtungen der kosmischen Hintergrundstrahlung der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe und des Planck-Weltraumteleskops legen die Vermutung nahe, dass das Universum räumlich flach ist und eine bemerkenswerte Menge an Dunkler Energie vorhanden ist.Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results, G. Hinshaw et al.: The Astrophysical Journal Supplement Series (2008), , .Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters . In diesem Fall wird das Universum wahrscheinlich mit wachsender Geschwindigkeit expandieren. Diese Vermutung wird auch durch die Beobachtung weit entfernter Supernovae gestützt.
Das Szenario des Big Freeze nimmt die fortwährende Expansion des Universums an. Wenn das Universum beginnt, sich wieder zusammenzuziehen, werden die in der Zeitleiste geschilderten Ereignisse eventuell nicht passieren, da der Big Crunch anders verläuft.Adams & Laughlin (1997), §VA.
Ablauf des Big Freeze In den 1970er-Jahren untersuchten der Astrophysiker Jamal IslamPossible Ultimate Fate of the Universe, Jamal N. Islam, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 18 (März 1977), S. 3–8, und der Physiker Freeman DysonTime without end: Physics and biology in an open universe, Freeman J. Dyson, Reviews of Modern Physics 51 (1979), S. 447–460, doi:10.1103/RevModPhys.51.447. die Zukunft eines expandierenden Universums. 1999 teilten die Astrophysiker Fred Adams und Gregory Laughlin in ihrem Buch The Five Ages of the Universe die Vergangenheit und die Zukunft eines expandierenden Universums in fünf Ären ein. Die erste, die Primordiale Ära, ist die Zeit direkt nach dem Urknall, wenn die Sterne sich noch nicht gebildet haben. Die zweite, die Sternenreiche Ära, beinhaltet die heutige Zeit und alle Sterne und Galaxien, die wir sehen. In dieser Zeit bilden sich Sterne durch den Kollaps von Gaswolken. In der folgenden Ära, der Ära der Degeneration, werden alle Sterne ausgebrannt sein, und alle Objekte stellarer Masse werden Sternenreste sein, nämlich Weiße Zwerge, Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Nach Auffassung von Adams und Laughlin werden sich in der Ära der Schwarzen Löcher Weiße Zwerge, Neutronensterne und andere kleinere astronomische Objekte durch Protonenzerfall auflösen, wonach nur noch Schwarze Löcher übrig bleiben. Schließlich werden auch diese in der Dunklen Ära verschwunden sein und nur noch Photonen und Leptonen werden existieren.
Sternenreiche Ära von 106 (1 Million) Jahren bis 1014 (100 Billionen) Jahren nach dem Urknall
Das beobachtbare Universum ist zurzeit 1,38 · 1010 (13,8 Milliarden) Jahre alt. Daher befinden wir uns derzeit in der sternenreichen Ära. Seit sich nach dem Urknall der erste Stern bildete, entstehen Sterne durch Kollaps von kleinen, dichten Kernregionen in großen, kalten molekularen Wolken aus Wasserstoff. Dadurch entsteht zuerst ein Protostern, der aufgrund von Energie, die durch Kelvin-Helmholtz-Kontraktion entsteht, heiß und hell ist. Wenn dieser Protostern sich genügend zusammenzieht, wird sein Kern heiß genug für Kernfusion von Wasserstoff und sein Leben als Stern beginnt.
Sterne mit sehr niedriger Masse werden ihren gesamten Wasserstoff verbrauchen und zu Weißen Zwergen aus Helium werden.The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (10. Juni 1997), S. 420–432. . doi:10.1086/304125. Sterne mit niedriger bis mittlerer Masse werden einen Teil ihrer Masse als Planetarischen Nebel ausstoßen und zu Weißen Zwergen werden, Sterne mit größerer Masse werden in einer Supernova vom Typ II explodieren, wobei ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht.A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, and D. H. Hartmann: How Massive Single Stars End Their Life. In: Astrophysical Journal. 591, #1 (2003), S. 288–300. In jedem dieser Fälle bleibt ein Sternenrest übrig, nur ein Teil der Materie des Sterns kommt ins interstellare Medium zurück. Früher oder später geht das für die Bildung von Sternen notwendige Gas zur Neige.
Zusammenwachsen der Lokalen Gruppe in 1011 (100 Milliarden) bis 1012 (1 Billion) Jahren
Die Galaxien der Lokalen Gruppe, des Galaxienhaufens, dem die Milchstraße und die Andromedagalaxie angehören, sind gravitativ aneinander gebunden. Die derzeit 2,5 Millionen Lichtjahre von unserer Galaxie entfernte Andromedagalaxie bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 Kilometern pro Sekunde auf die Galaxis zu. In etwa 5 Milliarden Jahren, oder 19 Milliarden Jahre nach dem Urknall, werden die Galaxis und die Andromedagalaxie kollidieren und zusammen eine große Galaxie bilden. Es wird erwartet, dass die gravitative Wirkung dazu führt, dass die Lokale Gruppe in 1011 (100 Milliarden) bis 1012 (1 Billion) Jahren zu einer riesigen Galaxie verschmilzt.
Unter der Annahme, dass Dunkle Energie zu einer sich beschleunigenden Expansion des Universums führt, werden in etwa 150 Milliarden Jahren alle Objekte außerhalb der Lokalen Gruppe sich hinter dem kosmologischen Horizont befinden. Dadurch wird es unmöglich, dass Ereignisse in der Lokalen Gruppe Auswirkungen auf andere Galaxien haben. Ähnlich werden Ereignisse nach 150 Milliarden Jahren, die von Beobachtern in entfernten Galaxien gesehen werden, keine Auswirkungen mehr auf die Lokale Gruppe haben können. Ein Beobachter in der Lokalen Gruppe kann zwar entfernte Galaxien noch sehen, doch was beobachtet wird, wird mit der Zeit exponentiell mehr gravitativ zeitverschoben und rotverschoben sein, während die Galaxie sich dem kosmologischen Horizont nähert und die Zeit dort für den Beobachter zu stoppen scheint. Der Beobachter in der Lokalen Gruppe wird die entfernte Galaxie jedoch nicht hinter dem kosmologischen Horizont verschwinden sehen und wird nie Ereignisse sehen, die nach 150 Milliarden Jahren in deren Zeit passiert sind. Daher wird der intergalaktische Transport und die Kommunikation nach 150 Milliarden Jahren unmöglich sein.
In 2 · 1012 (2 Billionen) Jahren wird Strahlung aus allen Galaxien außerhalb des Lokalen Superhaufens so rotverschoben sein, dass sogar Gammastrahlen, die sie aussenden, Wellenlängen haben werden, die länger sind als das zu dieser Zeit beobachtbare Universum. Daher werden diese Galaxien nicht mehr erkannt werden können.Life, the Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-expanding Universe, Lawrence M. Krauss and Glenn D. Starkman, Astrophysical Journal, 531 (1. März 2000), S. 22–30. doi:10.1086/308434. .
Ära der Degeneration Bildung von Sternen endet von 1014 (100 Billionen) bis 1040 Jahren
In 100 Billionen Jahren wird die Bildung von Sternen enden, und nur noch Sternenreste werden übrig bleiben. Diese Zeit, genannt Ära der Degeneration, dauert, bis die letzten Sternreste zerfallen.Adams & Laughlin (1997), § III–IV. Die langlebigsten Sterne im Universum sind Rote Zwerge mit der niedrigsten Masse (etwa 0,08 Sonnenmassen), die etwa 1013 Jahre lang leben.Adams & Laughlin (1997), §IIA and Figure 1. Zufälligerweise ist diese Dauer vergleichbar mit der Dauer der Zeit, in der sich Sterne bilden. Wenn die Bildung von Sternen endet und die leichtesten Roten Zwerge ihren Brennstoff verbraucht haben, endet die Kernfusion. Die Roten Zwerge mit niedriger Masse werden sich abkühlen und zu toten Schwarzen Zwergen werden. Die einzigen verbleibenden Objekte mit mehr als planetarer Masse werden Braune Zwerge mit einer Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen und Sternenreste sein; Weiße Zwerge, die aus Sternen mit einer Masse von 0,08 bis 8 Sonnenmassen entstanden sind, sowie Neutronensterne und Schwarze Löcher, die aus Sternen mit einer Ausgangsmasse von mehr als 8 Sonnenmassen entstanden sind. Den größten Teil der Masse vereinen dabei die Weißen Zwerge in sich, etwa 90 %. Ohne Energiequellen werden alle diese ehemals leuchtenden Körper abkühlen und dunkel werden.