mini|hochkant=1.5|Graphische Darstellung der Entstehung des Universums aus dem Urknall heraus
Als Urknall () bezeichnet man das früheste Anfangsstadium des Universums nach einer angenommenen Entstehung von Materie, Raum und Zeit vor etwa 13,8 Milliarden Jahren. „Urknall“ bezeichnet dabei keine Explosion in einem bestehenden Raum, sondern die extrem schnelle Ausdehnung des Raums selbst aus einer ursprünglichen Singularität. Diese ergibt sich formal, indem man die beobachtete Entwicklung des expandierenden Universums mithilfe der allgemeinen Relativitätstheorie zeitlich zurückverfolgt und sich dabei rechnerisch einem Punkt nähert, an dem die Materie- und Energiedichte unendlich und alle räumlichen Abstände zu Null werden. Setzt man diesen Punkt als Anfang der Zeit, dann hatte das Universum nach dem Standardmodell der Kosmologie bei ungefähr eine Ausdehnung von (etwa 700-mal der Abstand Erde-Sonne), eine Temperatur von (etwa das -fache der heutigen Durchschnittstemperatur des Universums) und eine Dichte von (etwa das Fünffache der Dichte in Atomkernen). Ab diesem Zustand kann das Universum mit den bekannten und durch Experimente und Beobachtungen gestützten physikalischen Theorien wie allgemeine Relativitätstheorie und Quantenfeldtheorie beschrieben werden. Die Zeit ab etwa 300.000 bis 400.000 Jahre nach dem Urknall, als sich stabile Atome bilden konnten und das Universum durchsichtig wurde, wird nicht mehr zum Bereich des Urknalls gezählt.
Für noch frühere Zeitpunkte oder sogar eine Zeit vor dem Urknall gibt es in der heutigen Physik keine gesicherten Erkenntnisse und daher keine allgemein akzeptierte Beschreibung. In ihrer derzeitigen Form können die allgemeine Relativitätstheorie und die Quantenfeldtheorie weder allein noch zusammengenommen diese Lücke schließen, sondern möglicherweise erst eine noch zu entwickelnde Theorie der Quantengravitation, die beide umfasst.
Bisherige Theorien des Urknalls extrapolieren von weiter zurück bis etwa eine Planck-Zeit (). Auch sie beschreiben also nicht den allerersten Anfang des Universums selbst, sondern das sehr frühe Universum in seiner zeitlichen Entwicklung.
Grundannahmen
Die Urknalltheorien basieren auf zwei Grundannahmen: Die Naturgesetze sind universell, das Universum lässt sich also mit den Naturgesetzen beschreiben, die heute nahe der Erde gelten. Das Universum sieht an jedem Ort (aber nicht zu jeder Zeit) in alle Richtungen für große Entfernungen gleich aus. Die Annahme der räumlichen Homogenität wird als kopernikanisches Prinzip bezeichnet und durch die Annahme der Isotropie zum kosmologischen Prinzip erweitert.Siehe Aussage von Hans Böhringer im Gespräch Das kosmologische Prinzip.
Im Folgenden werden diese Annahmen und grundlegende Folgerungen daraus erläutert.
Universalität der Naturgesetze Um das gesamte Universum in jedem seiner Entwicklungsstadien auf der Grundlage der uns bekannten Naturgesetze beschreiben zu können, ist die Annahme unabdingbar, dass diese Naturgesetze universell und konstant (zeitunabhängig) gelten. Es gibt keine Beobachtungen der Astronomie (etwa 13,5 Mrd. Jahre zurückblickend) oder der Paläogeologie (4 Mrd. Jahre zurück), die diese Annahme in Frage stellen.
Aus der angenommenen Konstanz und Universalität der derzeit bekannten Naturgesetze folgt, dass sich die Entwicklung des Universums als Ganzes mittels der allgemeinen Relativitätstheorie und die darin ablaufenden Prozesse mit dem Standardmodell der Elementarteilchenphysik beschreiben lassen. Im extremen Fall großer Materiedichte und gleichzeitig großer Raumzeitkrümmung werden zur Beschreibung gleichzeitig die allgemeine Relativitätstheorie und zusätzlich die Quantenfeldtheorien benötigt, die dem Standardmodell zugrunde liegen. Die Vereinigung stößt jedoch auf fundamentale Schwierigkeiten, sodass zurzeit die ersten paar Mikrosekunden der Geschichte des Universums nicht konsistent beschrieben werden können.
Kosmologisches Prinzip
Das kosmologische Prinzip besagt, dass das Weltall zur selben Zeit an jedem Raumpunkt und auch in alle Richtungen für große Entfernungen gleich aussieht, und wird auch (räumliche) Homogenität genannt; die Annahme, dass es in jeder Richtung gleich aussehe, heißt (räumliche) Isotropie.
Ein Blick zum Sternenhimmel mit bloßem Auge zeigt, dass das Universum in der näheren Umgebung der Erde nicht homogen und isotrop ist, denn die Verteilung der Sterne ist unregelmäßig. Auf größerer Skala bilden die Sterne Galaxien, die ihrerseits teilweise Galaxienhaufen bilden, ansonsten in einer wabenartigen Struktur verteilt sind, die aus Filamenten und Voids besteht.
Auf noch größerer Skala ist jedoch keine Struktur mehr erkennbar. Dies und die hochgradige Isotropie der kosmischen Hintergrundstrahlung rechtfertigen die Beschreibung des Universums als Ganzes durch das kosmologische Prinzip.
Wendet man das kosmologische Prinzip auf die allgemeine Relativitätstheorie an, so vereinfachen sich die einsteinschen Feldgleichungen zu den Friedmann-Gleichungen, die ein homogenes, isotropes Universum beschreiben. Zur Lösung der Gleichungen geht man vom heutigen Zustand des Universums aus und verfolgt die Entwicklung rückwärts in der Zeit. Die exakte Lösung hängt insbesondere von den gemessenen Werten der Hubble-Konstante sowie diverser Dichteparameter ab, die den Masse- und Energieinhalt des Universums beschreiben.
Man findet dann, dass das Universum früher kleiner war (siehe auch Expansion des Universums); gleichzeitig war es heißer und dichter. Formal führt die Lösung auf einen Zeitpunkt, zu dem der Wert des Skalenfaktors verschwindet, also das Universum keine Ausdehnung hatte und die Temperatur und Dichte unendlich groß werden. Dieser Zeitpunkt wird als „Urknall“ bezeichnet. Er ist eine formale Singularität der Lösung der Friedmann-Gleichungen.
Damit wird allerdings keine Aussage über die physikalische Realität einer derartigen Anfangssingularität gemacht, da die Gleichungen der klassischen Physik nur einen begrenzten Gültigkeitsbereich haben und nicht mehr anwendbar sind, wenn Quanteneffekte eine Rolle spielen, wie das im sehr frühen, heißen und dichten Universum angenommen wird. Zur Beschreibung der Entwicklung des Universums zu sehr frühen Zeiten ist eine Theorie der Quantengravitation erforderlich.
Frühes Universum Den Friedmann-Gleichungen zufolge war die Energiedichte des Universums in seiner Frühphase sehr hoch. Das bedeutet, dass auch die Energien der Teilchen im Mittel sehr hoch waren. Die sehr frühe Phase des Universums ist daher Gegenstand von Theorien, die nicht mit Laborexperimenten überprüft werden können.
Planck-Ära Die Planck-Ära bezeichnet den Zeitraum nach dem Urknall bis zur kleinsten physikalisch sinnvollen Zeitangabe, der Planck-Zeit mit etwa . Die Temperatur zu diesem Zeitpunkt entspricht der Planck-Temperatur, etwa 1032 Kelvin. Bis zu diesem Zeitpunkt gab es nach Meinung der Wissenschaftler nur eine fundamentale Kraft, die Urkraft. Bis heute gibt es keine allgemein akzeptierte Theorie für die Planck-Ära. Möglicherweise können die M-Theorie und die Schleifenquantengravitation auch die Physik der Planck-Ära beschreiben.Andreas Müller: Planck-Ära. In: wissenschaft-online.de. Lexikon der Astrophysik, abgerufen am 15. Dezember 2021.
GUT-Ära Allgemeines In der Kosmologie wird allgemein angenommen, dass sich an die Planck-Ära die GUT-ÄraH. Lesch (Hrsg.); J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voit: Astronomie. Die kosmische Perspektive. 2010, abgerufen am 15. Dezember 2021. bzw. Baryogenese nach einer spontanen Symmetriebrechung anschloss. Dabei spaltete sich die Urkraft auf in die Gravitation und die GUT-Kraft (Grand Unified Theory, deutsch große vereinheitlichte Theorie). Diese vereinigt die starke Kernkraft, die schwache Kernkraft, die elektromagnetische Kraft. Hochenergie-Experimente an Teilchenbeschleunigern deuten darauf hin, dass bei einer Energie von etwa 2·1016 GeV die drei o. g. Kräfte nicht mehr voneinander unterscheidbar sind, sondern in eine Kraft übergehen, die als GUT-Kraft bezeichnet wird; dies ist ein Zustand höherer Symmetrie. Liegen die Energien unter diesem Wert, bricht diese Symmetrie auf, und die drei genannten Kräfte werden sichtbar.Andreas Müller: Große Vereinheitlichte Theorien. In: wissenschaft-online.de. Lexikon der Astrophysik, abgerufen am 15. Dezember 2021. Allerdings kann derzeit die nötige Energiedichte in Laborexperimenten nicht erreicht werden, um solche Theorien ausreichend zu prüfen.
Kosmische Inflation
Die Inflation wird zeitlich in der GUT-Ära angesiedelt. Während der Inflation dehnte sich das Universum innerhalb von 10−35 bis 10−32 Sekunden um einen Faktor zwischen 1030 und 1050 aus. Diese rasante Ausdehnung des Universums wird gelegentlich als überlichtschnell bezeichnet, was jedoch nicht sinnvoll ist. Denn am Hubble-Horizont bewegen sich Objekte bei jeder Expansion mit Lichtgeschwindigkeit und weiter entfernte noch schneller vom Beobachter weg. Dies steht nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, da diese nur eine überlichtschnelle Bewegung im Raum verbietet, nicht jedoch eine überlichtschnelle Ausdehnung des Raumes selbst. Auch die Vergrößerung des Hubble-Horizontes selbst erfolgte bis zur Schubumkehr vor 6,1 Milliarden Jahren überlichtschnell. Dies ist also keine Besonderheit der Inflationsphase. Der Bereich, der dem heute beobachtbaren Universum entspricht, hätte dabei der Theorie zufolge von einem Durchmesser, der den eines Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm expandieren müssen.
Die genauen Details der Inflation sind unbekannt, allerdings gelten die Messungen der Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung durch den WMAP-Satelliten als starkes Indiz dafür, dass eine Inflation mit bestimmten Eigenschaften stattgefunden hat. Die ursprüngliche Inflationstheorie geht auf eine Arbeit von Alan Guth aus dem Jahr 1981 zurück und wurde von Andrei Dmitrijewitsch Linde und anderen seither weiter bearbeitet. In dieser Theorie werden eine oder mehrere Skalarfelder verwendet, die als Inflatonfelder bezeichnet werden.
Ebenfalls unklar ist die Ursache für das Ende der Inflation. Eine mögliche Erklärung hierfür sollen Slow-Roll-Modelle bieten, in denen das Inflatonfeld ein energetisches Minimum erreicht und die Inflation deshalb endet; eine Alternative ist das bereits beschriebene GUT-Modell, in dem das Ende der Inflation durch Brechung der GUT-Symmetrie erklärt wird.Andreas Müller: Inflation. In: wissenschaft-online.de. Lexikon der Astrophysik, abgerufen am 15. Dezember 2021.
Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären: die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem), die geringe Krümmung des Raumes (Flachheitsproblem), die Tatsache, dass keine magnetischen Monopole beobachtet werden, die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen, das bereits erwähnte Spektrum der Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung.
Das Inflationsmodell versagt jedoch bei der Erklärung der kosmologischen Konstante. Einsteins wäre demnach nicht konstant, sondern abhängig von der Zeit, eine Annahme, die in Quintessenz-Modellen verwendet wird. Weitergehende Modelle halten die kosmologische Konstante für konstant.
Entwicklung des Universums mini|hochkant=2|Entwicklungsstadien des Universums (nur zur Illustration, nicht maßstäblich) Die Zeit nach der Inflation und der Brechung einer angenommenen GUT-Symmetrie sowie der elektroschwachen Symmetrie kann mit den bekannten physikalischen Theorien beschrieben werden. Das Verhalten des Universums ab dieser Phase ist durch Beobachtungen gut belegt und unterscheidet sich in den verschiedenen Urknall-Modellen kaum.
Primordiale Nukleosynthese
Als primordiale Nukleosynthese wird die Entstehung von Atomkernen im frühen Universum bezeichnet.