Universum

Das Universum umfasst die gesamte Existenz : alle Formen von Materie und Energie sowie die von ihnen gebildeten Strukturen, von subatomaren Teilchen bis hin zu ganzen Galaxienfilamenten . Seit Beginn des 20. Jahrhunderts hat die Kosmologie gezeigt, dass sich das Universum seit vielen Jahren ausdehnt.Das Universum entstand vor 13,8 Milliarden Jahren aus einem dichten Feuerball, dem sogenannten Urknall . ^{[ 9 ]} Der beobachtbare Teil des Universums hat derzeit einen Durchmesser von etwa 93 Milliarden Lichtjahren . Die Gesamtgröße des Universums ist unbekannt. ^{[ 10 ]}

Einige der frühesten kosmologischen Modelle des Universums waren geozentrisch und stellten die Erde in den Mittelpunkt. Während der wissenschaftlichen Revolution führten astronomische Beobachtungen zu einem heliozentrischen Modell . Weitere Verbesserungen der Beobachtungen führten zur Erkenntnis, dass die Sonne einer von mehreren hundert Milliarden Sternen in der Milchstraße ist , die wiederum eine von mehreren hundert Milliarden Galaxien im beobachtbaren Universum darstellt. Im größten Maßstab sind Galaxien gleichmäßig verteilt und in alle Richtungen gleich. Im kleineren Maßstab sind Galaxien in Clustern und Superclustern angeordnet , die riesige Filamente und Leerräume im Raum bilden und so eine gewaltige, schaumartige Struktur erzeugen. ^{[ 11 ]} Entdeckungen im frühen 20. Jahrhundert, darunter die allgemeine Relativitätstheorie , führten zum modernen Bild eines expandierenden, isotropen und homogenen Universums. Es häuften sich Beweise für die Urknalltheorie: Ein anfänglich heißer Feuerball kühlte ab und wurde mit der Expansion des Universums weniger dicht, wodurch sich die ersten subatomaren Teilchen und einfachen Atome bilden konnten. Riesige Wolken aus Wasserstoff und Helium wurden allmählich zu den Orten gezogen, an denen die Materie am dichtesten war , und bildeten so die ersten Galaxien, Sterne und schließlich alles andere.

Die Untersuchung der Auswirkungen der Gravitation auf Materie und Licht hat gezeigt, dass das Universum weitaus mehr Materie enthält, als durch sichtbare Objekte wie Sterne, Galaxien, Nebel und interstellares Gas erklärt werden kann. Diese unsichtbare Materie wird als Dunkle Materie bezeichnet . ^{[ 12 ]} Im weit verbreiteten ΛCDM- Kosmologiemodell macht die Dunkle Materie etwa … aus.25,8 % ± 1,1 % der Masse und Energie im Universum, während etwa69,2 % ± 1,2 % davon sind Dunkle Energie , eine mysteriöse Energieform, die für die beschleunigte Expansion des Universums verantwortlich ist. ^{[ 13 ]} Gewöhnliche ( baryonische ) Materie besteht daher nur aus Dunkler Energie.4,84 % ± 0,1 % des Universums. ^{[ 13 ]} Sterne, Planeten und sichtbare Gaswolken machen nur etwa 6 % dieser gewöhnlichen Materie aus. ^{[ 14 ]}

Es gibt viele konkurrierende Hypothesen über das endgültige Schicksal des Universums und darüber, was, wenn überhaupt etwas, dem Urknall vorausging.

Das physikalische Universum wurde definiert als „die Gesamtheit von Raum und Zeit; alles, was ist, war und sein wird.“ ^{[ 15 ]} Das Universum enthält alle Energie und Materie [ ^{16 ] ,} einschließlich Planeten, Monde , Sterne, Galaxien und des Inhalts des intergalaktischen Raums . ^{[ 17 ] [ 18 ]}

Einige Philosophen und Wissenschaftler befürworten die Einbeziehung von Ideen und abstrakten Konzepten – wie Mathematik und Logik – in die Definition des Universums. ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]} Der Begriff Universum kann sich auch auf Konzepte wie Kosmos , Welt und Natur ^beziehen . ^{[ 23} ] ^{[ 24 ]}

Das Wort Universum leitet sich vom altfranzösischen Wort „ univers“ ab , welches wiederum auf das lateinische Wort „ universus“ zurückgeht , was „zu einem Ganzen vereint“ bedeutet. ^{[ 25 ]} Das lateinische Wort „universum“ wurde von Cicero und späteren lateinischen Autoren in vielen der gleichen Bedeutungen verwendet wie das moderne englische Wort. ^{[ 26 ]}

Bei den antiken griechischen Philosophen, von Pythagoras an, bezeichneten sie das Universum mit den Begriffen τὸ πᾶν ( tò pân ) „das Ganze“, definiert als die gesamte Materie und der gesamte Raum, und τὸ ὅλον ( tò hólon ) „alle Dinge“, wobei die Leere nicht notwendigerweise eingeschlossen war. ^{[ 27 ] [ 28 ]} Ein weiteres Synonym war ὁ κόσμος ( ho kósmos ), was „die Welt , der Kosmos “ bedeutet. ^{[ 29 ]} Synonyme finden sich auch bei lateinischen Autoren ( totum , mundus , natura ) ^{[ 30 ]} und haben sich in modernen Sprachen erhalten, z. B. in den deutschen Wörtern „Das All“ , „Weltall“ und „Natur“ für Universum . Die gleichen Synonyme finden sich auch im Englischen, wie etwa everything (wie in der Theorie von Allem ), the cosmos (wie in der Kosmologie ), the world (wie in der Viele-Welten-Interpretation ) und nature (wie in Naturgesetzen oder Naturphilosophie ). ^{[ 31 ]}

Das vorherrschende Modell für die Entwicklung des Universums ist die Urknalltheorie . ^{[ 32 ] [ 33 ]} Laut Urknallmodell war das Universum im Frühstadium extrem heiß und dicht, kühlte sich aber während der darauffolgenden Expansion ab. Das Modell basiert auf der allgemeinen Relativitätstheorie und Symmetrieannahmen wie der Homogenität und Isotropie des Raums. Eine Variante des Modells mit einer kosmologischen Konstante (Lambda) und kalter dunkler Materie , das sogenannte Lambda-CDM-Modell , erklärt die meisten Beobachtungen des Universums hervorragend.

Ein Großteil der Frühzeit des Universums ist noch nicht verstanden. Eine intensive Expansionsphase, die sogenannte kosmische Inflation, wird postuliert, um viele astronomische Beobachtungen zu erklären und die Anfangsbedingungen für das Lambda-CDM-Modell festzulegen. ^{[ 34 ] : 202}

In den ersten Sekundenbruchteilen seines Bestehens war das Universum extrem dicht, und die hohe Energie führte dazu, dass sich alle Teilchen des Standardmodells im Gleichgewicht befanden. Mit der Abkühlung des Universums durch die Expansion durchlief es Phasenübergänge, die dem Gefrieren von Wasser ähnelten. Verschiedene Arten von Elementarteilchen verbanden sich stabil und bildeten ein Plasma aus Elektronen , Protonen und Neutronen . Hochenergetische Photonen verhinderten jedoch, dass sich diese Teilchen bis etwa eine Minute nach dem Urknall miteinander verbanden. ^{[ 35 ] : 71}

In den folgenden Minuten verschmolzen einige Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu Atomkernen . Dieser Prozess, bekannt als Urknall-Nukleosynthese , dauerte etwa 15 Minuten und erzeugte Helium sowie geringe Mengen Deuterium (eine Form von Wasserstoff ) und Spuren von Lithium . Andere Atomkerne bildeten sich in dieser Zeit nicht in nennenswerten Mengen. Alle Neutronen, die nicht fusionierten, zerfielen in Protonen und Elektronen. ^{[ 36 ]}

Nach dem Ende der Nukleosynthese war das Universum noch immer viel zu heiß, als dass Materie neutrale Atome hätte bilden können . Es enthielt daher ein heißes, dichtes, optisch undurchsichtiges Plasma aus negativ geladenen Elektronen , neutralen Neutrinos und positiv geladenen Atomkernen. Nach etwa 377.000 Jahren hatte sich das Universum so weit abgekühlt, dass Elektronen und Atomkerne die ersten stabilen Atome bilden konnten. Dieser Vorgang wird aus historischen Gründen als Rekombination bezeichnet ; Elektronen und Atomkerne verbanden sich zum ersten Mal. Im Gegensatz zu Plasma sind neutrale Atome für viele Wellenlängen des Lichts transparent , sodass das Universum zum ersten Mal transparent wurde. Die bei der Bildung dieser Atome freigesetzten Photonen („ entkoppelten “) sind noch heute sichtbar; sie bilden die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB). ^{[ 37 ] : 15–27}

Mit der Expansion des Universums nahm die Energiedichte der elektromagnetischen Strahlung schneller ab als die der Materie , da die Energie jedes Photons aufgrund der kosmologisch bedingten Rotverschiebung abnahm . Vor etwa 47.000 Jahren überstieg die Energiedichte der Materie die von Photonen und Neutrinos und begann, das großräumige Verhalten des Universums zu dominieren. Dies markierte das Ende des strahlungsdominierten Zeitalters und den Beginn des materiedominierten Zeitalters . ^{[ 38 ] : 390}

In den frühesten Stadien des Universums führten winzige Schwankungen der Dichte zur allmählichen Bildung von Konzentrationen dunkler Materie . Gewöhnliche Materie, die von der Gravitation angezogen wurde, bildete große Gaswolken und schließlich Sterne und Galaxien dort, wo die dunkle Materie am dichtesten war, sowie Leerräume dort, wo sie am wenigsten dicht war. Nach etwa 100–300 Millionen Jahren ^{[ 38 ] : 333} entstanden die ersten Sterne , die sogenannten Population-III- Sterne. Diese waren wahrscheinlich sehr massereich, leuchtkräftig, nichtmetallisch und kurzlebig. Sie waren verantwortlich für die allmähliche Reionisierung des Universums zwischen etwa 200–500 Millionen und 1 Milliarde Jahren und trugen durch stellare Nukleosynthese zur Anreicherung des Universums mit Elementen schwerer als Helium bei . ^{[ 39 ]}

Das Universum enthält eine mysteriöse Energie – möglicherweise ein Skalarfeld –, die als Dunkle Energie bezeichnet wird und deren Dichte sich im Laufe der Zeit nicht ändert. Nach etwa 9,8 Milliarden Jahren hatte sich das Universum so weit ausgedehnt, dass die Dichte der Materie geringer war als die Dichte der Dunklen Energie. Dies markiert den Beginn des gegenwärtigen, von Dunkler Energie dominierten Zeitalters . ^{[ 40 ]} In diesem Zeitalter beschleunigt sich die Expansion des Universums aufgrund der Dunklen Energie.

Von den vier fundamentalen Wechselwirkungen ist die Gravitation auf astronomischen Längenskalen die dominierende. Ihre Wirkung ist kumulativ; im Gegensatz dazu heben sich die Effekte positiver und negativer Ladungen tendenziell auf, wodurch der Elektromagnetismus auf astronomischen Längenskalen relativ unbedeutend ist. Die beiden verbleibenden Wechselwirkungen, die schwache und die starke Kernkraft , nehmen mit zunehmender Entfernung sehr schnell ab; ihre Wirkung beschränkt sich hauptsächlich auf subatomare Längenskalen. ^{[ 41 ] : 1470}

Aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit gibt es eine Grenze (den sogenannten Teilchenhorizont ), wie weit Licht im Laufe des Universums zurücklegen kann . Der Raumbereich, aus dem wir Licht empfangen können, wird als beobachtbares Universum bezeichnet . Die Eigendistanz (gemessen zu einem festen Zeitpunkt) zwischen der Erde und dem Rand des beobachtbaren Universums beträgt 46 Milliarden Lichtjahre ^{[ 42 ] [ 43 ]} (14 Milliarden Parsec ), wodurch sich der Durchmesser des beobachtbaren Universums auf etwa 93 Milliarden Lichtjahre (28 Milliarden Parsec) beläuft. ^{[ 42 ]} Obwohl die vom Licht vom Rand des beobachtbaren Universums zurückgelegte Strecke nahe am Produkt aus dem Alter des Universums und der Lichtgeschwindigkeit liegt, also 13,8 Milliarden Lichtjahre (4,2 × 10⁹ ^{pc), ist die Eigendistanz größer ,}  da sich der Rand des beobachtbaren Universums und die Erde seither weiter voneinander entfernt haben. ^{[ 44 ]}^

Zum Vergleich: Die Milchstraße hat einen Durchmesser von etwa 87.400 Lichtjahren ^{[ 45 ]} , und die nächstgelegene Schwestergalaxie der Milchstraße, die Andromedagalaxie , ist etwa 2,5 Millionen Lichtjahre entfernt. ^{[ 46 ]}

Da der Mensch den Raum jenseits des beobachtbaren Universums nicht beobachten kann, ist unbekannt, ob das Universum als Ganzes endlich oder unendlich groß ist. ^{[ 10 ] [ 47 ] [ 48 ]}

Unter der Annahme, dass das Lambda-CDM-Modell korrekt ist, ergaben Messungen der Parameter mit verschiedenen Techniken in zahlreichen Experimenten einen besten Wert für das Alter des Universums von 13,799 ± 0,021 Milliarden Jahren (Stand: 2015 ). ^{[ 2 ]}

Im Laufe der Zeit haben sich das Universum und seine Bestandteile weiterentwickelt. So hat sich beispielsweise das relative Verhältnis von Quasaren zu Galaxien verändert ^{[ 49 ]} , und das Universum hat sich ausgedehnt . Diese Expansion lässt sich aus der Beobachtung ableiten, dass das Licht ferner Galaxien rotverschoben ist , was darauf hindeutet, dass sich die Galaxien von uns entfernen. Analysen von Typ-Ia-Supernovae zeigen, dass sich die Expansion beschleunigt . ^{[ 50 ] [ 51 ]}

Je mehr Materie im Universum vorhanden ist, desto stärker ist die gegenseitige Gravitationskraft der Materie. Wäre das Universum zu dicht, würde es zu einem Schwarzen Loch kollabieren . Enthielte es hingegen zu wenig Materie, würde es sich zu schnell ausdehnen, als dass astronomische Strukturen wie Galaxien oder Planeten entstehen könnten. ^{[ 52 ]} Seit dem Urknall expandiert das Universum stetig . Die Masse-Energie-Dichte des Universums, die etwa 5 Protonen pro Kubikmeter entspricht, ermöglichte diese Expansion in den letzten 13,8 Milliarden Jahren und gab dem Universum somit genügend Zeit, sich in seiner heutigen Form zu formen. ^{[ 53 ]}

Im Universum wirken dynamische Kräfte auf die Teilchen ein, die die Expansionsrate beeinflussen. Vor 1998 ging man davon aus, dass die Expansionsrate aufgrund der Gravitationswechselwirkungen im Universum mit der Zeit abnehmen würde. Daher existiert eine weitere beobachtbare Größe im Universum, der sogenannte Verzögerungsparameter . Die meisten Kosmologen erwarteten, dass dieser positiv sei und mit der Materiedichte des Universums zusammenhänge. 1998 wurde der Verzögerungsparameter von zwei verschiedenen Forschungsgruppen mit einem negativen Wert von etwa −0,55 gemessen. Dies impliziert, dass die zweite Ableitung des kosmischen Skalenfaktors in den letzten 5–6 Milliarden Jahren positiv war. ^{[ 54 ] [ 55 ]}${\displaystyle {\ddot {a}}}$

Die moderne Physik betrachtet Ereignisse als in der Raumzeit organisiert . ^{[ 56 ]} Diese Idee stammt aus der speziellen Relativitätstheorie , die vorhersagt, dass, wenn ein Beobachter zwei Ereignisse gleichzeitig an verschiedenen Orten beobachtet, ein zweiter, relativ zum ersten bewegter Beobachter diese Ereignisse zu unterschiedlichen Zeitpunkten wahrnimmt. ^{[ 57 ] : 45–52} Die beiden Beobachter stimmen zwar hinsichtlich des zeitlichen Abstands und der Entfernung zwischen den Ereignissen nicht überein, stimmen aber in der Lichtgeschwindigkeit überein und messen denselben Wert für die Kombination . ^{[ 57 ] : 80} Die Quadratwurzel des Betrags dieser Größe wird als Intervall zwischen den beiden Ereignissen bezeichnet. Das Intervall drückt aus, wie weit Ereignisse nicht nur räumlich oder zeitlich, sondern im gesamten Gefüge der Raumzeit voneinander entfernt sind. ^{[ 57 ] : 84, 136 [ 58 ]}${\displaystyle T}$${\displaystyle D}$${\displaystyle c}$${\displaystyle c^{2}T^{2}-D^{2}}$

Die spezielle Relativitätstheorie beschreibt eine flache Raumzeit. Ihre Nachfolgerin, die allgemeine Relativitätstheorie , erklärt die Gravitation als Krümmung der Raumzeit aufgrund ihres Energieinhalts. Eine gekrümmte Bahn, wie beispielsweise eine Umlaufbahn, ist nicht das Ergebnis einer Kraft, die einen Körper von einer idealen geraden Bahn ablenkt, sondern vielmehr der Versuch des Körpers, frei durch einen Hintergrund zu fallen, der selbst durch die Anwesenheit anderer Massen gekrümmt ist. Eine Bemerkung von John Archibald Wheeler, die unter Physikern sprichwörtlich geworden ist, fasst die Theorie zusammen: „Die Raumzeit sagt der Materie, wie sie sich bewegen soll; die Materie sagt der Raumzeit, wie sie sich krümmen soll.“ ^{[ 59 ] [ 60 ]} Daher ist es sinnlos, das eine ohne das andere zu betrachten. ^{[ 61 ]} Die Newtonsche Gravitationstheorie ist eine gute Näherung für die Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie, wenn die Gravitationseffekte schwach sind und sich Objekte langsam im Vergleich zur Lichtgeschwindigkeit bewegen. ^{[ 62 ] : 327 [ 63 ]}

Der Zusammenhang zwischen Materieverteilung und Raumzeitkrümmung wird durch die Einsteinschen Feldgleichungen beschrieben , deren Formulierung Tensorrechnung erfordert. ^{[ 64 ] : 43 [ 65 ]} Das Universum erscheint als ein glattes Raumzeitkontinuum, bestehend aus drei Raumdimensionen und einer Zeitdimension . Daher lässt sich ein Ereignis in der Raumzeit des physikalischen Universums durch vier Koordinaten ( x , y , z , t ) beschreiben .

Kosmologen arbeiten häufig mit raumartigen Raumzeitschnitten, die Flächen konstanter Zeit in mitbewegten Koordinaten darstellen . Die Geometrie dieser Raumschnitte wird durch den Dichteparameter Omega (Ω) bestimmt, der als die mittlere Materiedichte des Universums dividiert durch einen kritischen Wert definiert ist. Dieser Parameter wählt eine von drei möglichen Geometrien aus , je nachdem, ob Ω gleich, kleiner oder größer als 1 ist. Diese werden als flaches, offenes bzw. geschlossenes Universum bezeichnet. ^{[ 66 ]}

Beobachtungen, darunter die des Cosmic Background Explorer (COBE), der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) und Planck- Karten der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB), legen nahe, dass das Universum unendlich ausgedehnt, aber von endlichem Alter ist, wie es die Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker- Modelle (FLRW-Modelle) beschreiben. ^{[ 67 ] [ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]} Diese FLRW-Modelle stützen somit Inflationsmodelle und das Standardmodell der Kosmologie, das ein flaches , homogenes Universum beschreibt, das gegenwärtig von Dunkler Materie und Dunkler Energie dominiert wird . ^{[ 71 ] [ 72 ]}

Die Hypothese des feinabgestimmten Universums besagt, dass die Bedingungen für die Existenz beobachtbaren Lebens im Universum nur dann gegeben sind, wenn bestimmte universelle physikalische Grundkonstanten in einem sehr engen Wertebereich liegen. Laut dieser Hypothese wäre das Universum, wenn auch nur eine von mehreren Grundkonstanten geringfügig abweichen würde, wahrscheinlich nicht geeignet gewesen, die Entstehung und Entwicklung von Materie , astronomischen Strukturen, elementarer Vielfalt oder Leben, wie wir es verstehen, zu ermöglichen. Ob dies zutrifft und ob diese Frage überhaupt logisch sinnvoll ist, ist Gegenstand zahlreicher Debatten. ^{[ 73 ]} Die Hypothese wird unter Philosophen , Wissenschaftlern , Theologen und Anhängern des Kreationismus diskutiert . ^{[ 74 ]}

Die Masse-Energie- Dichte des Universums besteht zu 68 % aus Dunkler Energie, zu 27 % aus Dunkler Materie und zu 5 % aus gewöhnlicher Materie . Weitere Bestandteile sind Neutrinos (weniger als 0,3 %) und elektromagnetische Strahlung (etwa 0,005 %). ^{[ 35 ] : 57} Das Universum enthält 10 Milliarden Mal mehr Materie als Antimaterie . ^{[ 35 ] : 6} Im frühen Universum vernichteten sich Materie und Antimaterie gegenseitig und hinterließen eine hohe Photonendichte . Nach dem Standardmodell der Teilchenphysik hätten gleiche Mengen an Antimaterie und Materie entstehen müssen . Die Ursache dieser beobachteten Baryonenasymmetrie ist unbekannt. ^{[ 75 ] : 300 [ 76 ]}

Die Verteilung der Materie im Universum ist äußerst variabel. Die durchschnittliche Dichte beträgt etwa 1 Proton pro 200 Liter. Riesige Bereiche des Universums sind Bereiche mit extrem niedriger Dichte. Das interstellare Medium fernab von Sternen, aber innerhalb einer Galaxie, weist eine Dichte von wenigen Protonen pro Liter auf. ^{[ 77 ] : 57}

Die Anteile aller Materie- und Energiearten haben sich im Laufe der Geschichte des Universums verändert. ^{[ 78 ]} Die Gesamtmenge der im Universum erzeugten elektromagnetischen Strahlung hat sich in den letzten zwei Milliarden Jahren halbiert. ^{[ 79 ] [ 80 ]} Heute macht gewöhnliche Materie, zu der Atome, Sterne, Galaxien und Leben gehören , nur noch 4,9 % des Universums aus. ^{[ 7 ]} Die gegenwärtige Gesamtdichte dieser Materie ist sehr gering und beträgt etwa 4,5 × 10⁻³¹ ^Gramm pro Kubikzentimeter, was einer Dichte von nur einem Proton pro vier Kubikmeter Volumen entspricht. ^{[ 4 ]} Die Natur sowohl der Dunklen Energie als auch der Dunklen Materie ist unbekannt. Dunkle Materie, eine mysteriöse, noch nicht identifizierte Materieform, macht 26,8 % des kosmischen Inhalts aus. Dunkle Energie, die Energie des leeren Raums, die die beschleunigte Expansion des Universums verursacht, macht die verbleibenden 68,3 % aus. ^{[ 7 ] [ 81 ] [ 82 ]}

Materie, dunkle Materie und dunkle Energie sind im gesamten Universum über Längenskalen von mehr als etwa 300 Millionen Lichtjahren (Lj) homogen verteilt. ^{[ 83 ]} Auf kürzeren Längenskalen hingegen neigt Materie dazu, sich hierarchisch zu verklumpen; viele Atome kondensieren zu Sternen , die meisten Sterne zu Galaxien, die meisten Galaxien zu Galaxienhaufen, Superhaufen und schließlich zu großräumigen galaktischen Filamenten . Das beobachtbare Universum enthält schätzungsweise bis zu 2 Billionen Galaxien ^{[ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]} und insgesamt schätzungsweise bis zu 10^²⁴ Sterne ^{[ 87 ] [ 88 ]} – mehr Sterne (und erdähnliche Planeten) als alle Sandkörner am Strand der Erde zusammen ^[ 89 ^{] [ 90 ] [ 91 ]} , aber weniger als die Gesamtzahl der Atome im Universum, die auf 10^⁸² geschätzt wird . ^{[ 92 ]} und die geschätzte Gesamtzahl der Sterne in einem inflationären Universum (beobachtete und unbeobachtete) beträgt 10 ^¹⁰⁰ . ^{[ 93 ]} Typische Galaxien reichen von Zwerggalaxien mit nur zehn Millionen ^{[ 94 ]} (10^⁷ ) Sternen bis hin zu Riesengalaxien mit einer Billion ^{[ 95 ]} (10^¹² ) Sternen. Zwischen den größeren Strukturen befinden sich Leerräume , die typischerweise einen Durchmesser von 10–150 Mpc (33–490 Millionen Lichtjahre) aufweisen. Die Milchstraße befindet sich in der Lokalen Gruppe , die wiederum Teil des Laniakea-Superhaufens ist . ^{[ 96 ]} Dieser Superhaufen erstreckt sich über 500 Millionen Lichtjahre, während die Lokale Gruppe über 10 Millionen Lichtjahre umfasst. ^{[ 97 ]} Das Universum weist zudem riesige Regionen relativer Leere auf; der größte bekannte Leerraum misst 1,8 Milliarden Lichtjahre (550 Mpc) im Durchmesser. ^{[ 98 ]}

Das beobachtbare Universum ist auf Skalen, die deutlich größer als Supercluster sind , isotrop . Das bedeutet, dass die statistischen Eigenschaften des Universums, von der Erde aus beobachtet, in alle Richtungen gleich sind. Das Universum ist von hochgradig isotroper Mikrowellenstrahlung durchflutet, deren thermisches Gleichgewichtsspektrum einem Schwarzkörperspektrum von etwa 2,72548 Kelvin entspricht . ^{[ 6 ]} Die Hypothese, dass das großräumige Universum homogen und isotrop ist, wird als kosmologisches Prinzip bezeichnet . ^{[ 100 ]} Ein homogenes und isotropes Universum erscheint von allen Blickwinkeln aus gleich und besitzt kein Zentrum. ^{[ 101 ] [ 102 ]}

Die Frage, warum sich das Universum beschleunigt, ist weiterhin ungeklärt. Häufig wird dies dem gravitativen Einfluss der „Dunklen Energie“ zugeschrieben, einer unbekannten Energieform, die den Raum durchdringen soll. ^{[ 103 ]} Auf Basis der Masse-Energie-Äquivalenz ist die Dichte der Dunklen Energie (~ 7 × 10⁻³⁰ ^g /cm³ ⁾ deutlich geringer als die Dichte gewöhnlicher Materie oder Dunkler Materie in Galaxien. Im gegenwärtigen Zeitalter der Dunklen Energie dominiert sie jedoch die Masse-Energie des Universums, da sie im Raum homogen verteilt ist. ^{[ 104 ] [ 105 ]}

Zwei vorgeschlagene Formen der Dunklen Energie sind die kosmologische Konstante , eine konstante Energiedichte, die den Raum homogen ausfüllt ^{[ 106 ],} und Skalarfelder wie Quintessenz oder Moduli , dynamische Größen, deren Energiedichte zeitlich und räumlich variieren kann, die aber dennoch ausreichend durchdringen, um die beobachtete Expansionsrate zu verursachen. Beiträge von räumlich konstanten Skalarfeldern werden üblicherweise ebenfalls in die kosmologische Konstante einbezogen. Die kosmologische Konstante kann als äquivalent zur Vakuumenergie formuliert werden .

Dunkle Materie ist eine hypothetische Materieart , die für das gesamte elektromagnetische Spektrum unsichtbar ist , aber den größten Teil der Materie im Universum ausmacht. Ihre Existenz und Eigenschaften werden aus ihren gravitativen Auswirkungen auf sichtbare Materie, Strahlung und die großräumige Struktur des Universums abgeleitet. Abgesehen von Neutrinos , einer Form heißer dunkler Materie , konnte dunkle Materie bisher nicht direkt nachgewiesen werden, was sie zu einem der größten Rätsel der modernen Astrophysik macht . Dunkle Materie emittiert oder absorbiert weder Licht noch andere elektromagnetische Strahlung in nennenswertem Umfang. Man schätzt, dass dunkle Materie 26,8 % der gesamten Masse-Energie und 84,5 % der gesamten Materie im Universum ausmacht. ^{[ 81 ] [ 107 ]}

Die verbleibenden 4,9 % der Masse-Energie des Universums bestehen aus gewöhnlicher Materie, also Atomen , Ionen , Elektronen und den von ihnen gebildeten Objekten. Zu dieser Materie gehören Sterne , die fast das gesamte Licht erzeugen, das wir von Galaxien sehen, sowie interstellares Gas im interstellaren und intergalaktischen Raum, Planeten und alle Gegenstände des Alltags, die wir berühren, anstoßen oder drücken können. ^{[ 109 ]} Der größte Teil der gewöhnlichen Materie im Universum ist unsichtbar, da sichtbare Sterne und Gas in Galaxien und Galaxienhaufen weniger als 10 Prozent des Beitrags gewöhnlicher Materie zur Masse-Energie-Dichte des Universums ausmachen. ^{[ 110 ] [ 111 ] [ 112 ]}

Gewöhnliche Materie existiert üblicherweise in vier Zuständen (oder Phasen ): fest , flüssig , gasförmig und Plasma . ^{[ 113 ]} Fortschritte in experimentellen Techniken haben jedoch weitere, zuvor nur theoretische Phasen wie Bose-Einstein-Kondensate und fermionische Kondensate aufgezeigt . ^{[ 114 ] [ 115 ]} Gewöhnliche Materie besteht aus zwei Arten von Elementarteilchen : Quarks und Leptonen . ^{[ 116 ]} Beispielsweise besteht das Proton aus zwei Up-Quarks und einem Down-Quark ; das Neutron aus zwei Down-Quarks und einem Up-Quark; und das Elektron ist ein Lepton. Ein Atom besteht aus einem Atomkern , der aus Protonen und Neutronen (beides Baryonen ) besteht, und Elektronen, die den Atomkern umkreisen. ^{[ 41 ] : 1476}

Kurz nach dem Urknall bildeten sich aus dem Quark-Gluon-Plasma des frühen Universums, das auf unter zwei Billionen Grad abkühlte, primordiale Protonen und Neutronen. Wenige Minuten später entstanden in einem Prozess, der als Urknall-Nukleosynthese bekannt ist , Atomkerne aus diesen primordialen Protonen und Neutronen. Bei dieser Nukleosynthese wurden leichtere Elemente mit niedrigen Ordnungszahlen bis hin zu Lithium und Beryllium gebildet , die Häufigkeit schwererer Elemente nahm jedoch mit steigender Ordnungszahl rapide ab. Möglicherweise entstand zu diesem Zeitpunkt etwas Bor , das nächstschwerere Element Kohlenstoff jedoch nicht in nennenswerten Mengen. Die Urknall-Nukleosynthese kam nach etwa 20 Minuten aufgrund des raschen Abfalls von Temperatur und Dichte im expandierenden Universum zum Erliegen. Die weitere Bildung schwererer Elemente erfolgte durch stellare Nukleosynthese und Supernova-Nukleosynthese . ^{[ 117 ]}

Gewöhnliche Materie und die auf sie wirkenden Kräfte lassen sich mithilfe von Elementarteilchen beschreiben . ^{[ 118 ]} Diese Teilchen werden mitunter als fundamental angesehen, da sie keine bekannte Substruktur besitzen. ^{[ 119 ] [ 120 ]} In den meisten modernen Modellen werden sie als Punkte im Raum betrachtet. ^{[ 121 ]} Alle Elementarteilchen werden durch die Quantenmechanik beschrieben und weisen Welle-Teilchen-Dualismus auf: Ihr Verhalten zeigt unter verschiedenen Bedingungen sowohl teilchenartige als auch wellenartige Aspekte. ^{[ 122 ]}

Von zentraler Bedeutung ist das Standardmodell , eine Theorie, die sich mit elektromagnetischen Wechselwirkungen sowie der schwachen und starken Kernwechselwirkung befasst . ^{[ 123 ]} Das Standardmodell wird durch den experimentellen Nachweis der Existenz von Materieteilchen – Quarks und Leptonen – und ihrer entsprechenden „ Antimaterie “-Dualteilchen sowie der Kraftteilchen, die die Wechselwirkungen vermitteln – Photon , W- und Z-Bosonen und Gluon – gestützt . ^{[ 119 ]} Das Standardmodell sagte die Existenz des kürzlich entdeckten Higgs-Bosons voraus , eines Teilchens, das eine Manifestation eines Feldes im Universum ist, das Teilchen Masse verleihen kann. ^{[ 124 ] [ 125 ]} Aufgrund seiner Fähigkeit, eine Vielzahl experimenteller Ergebnisse zu erklären, wird das Standardmodell mitunter als „Theorie von fast allem“ bezeichnet. ^{[ 123 ]} Die Gravitation kann das Standardmodell jedoch nicht erklären. Eine wahre Kraftteilchen-„Theorie von allem“ existiert noch nicht. ^{[ 126 ]}

Ein Hadron ist ein zusammengesetztes Teilchen aus Quarks , die durch die starke Wechselwirkung zusammengehalten werden . Hadronen werden in zwei Familien unterteilt: Baryonen (wie Protonen und Neutronen ), die aus drei Quarks bestehen, und Mesonen (wie Pionen ), die aus einem Quark und einem Antiquark bestehen. Protonen sind stabil, und Neutronen, die in Atomkernen gebunden sind, sind stabil. Andere Hadronen sind unter normalen Bedingungen instabil und spielen daher im heutigen Universum eine untergeordnete Rolle. ^{[ 127 ] : 118–123}

Etwa 10⁻⁶ ^Sekunden nach dem Urknall , während der sogenannten Hadronenepoche , sank die Temperatur des Universums so weit, dass sich Quarks zu Hadronen verbinden konnten und die Masse des Universums von Hadronen dominiert wurde . Anfänglich war die Temperatur hoch genug, um die Bildung von Hadron-Antihadron-Paaren zu ermöglichen, welche Materie und Antimaterie im thermischen Gleichgewicht hielten . Mit dem weiteren Temperaturabfall des Universums wurden jedoch keine Hadron-Antihadron-Paare mehr erzeugt. Die meisten Hadronen und Antihadronen wurden daraufhin in Teilchen-Antiteilchen- Annihilationsreaktionen eliminiert , sodass zum Zeitpunkt des etwa einsekündigen Alters des Universums nur noch ein kleiner Restbestand an Hadronen vorhanden war. ^{[ 127 ] : 244–266}

Ein Lepton ist ein elementares Teilchen mit halbzahligem Spin , das keine starke Wechselwirkung eingeht, aber dem Pauli-Prinzip unterliegt ; zwei Leptonen derselben Art können sich nicht gleichzeitig im exakt gleichen Zustand befinden. ^{[ 128 ]} Es gibt zwei Hauptklassen von Leptonen: geladene Leptonen (auch als elektronenartige Leptonen bekannt) und neutrale Leptonen (besser bekannt als Neutrinos ). Elektronen sind stabil und die häufigsten geladenen Leptonen im Universum, während Myonen und Tauonen instabile Teilchen sind, die nach ihrer Entstehung in Hochenergiekollisionen , wie sie beispielsweise durch kosmische Strahlung oder in Teilchenbeschleunigern entstehen, schnell zerfallen . ^{[ 129 ] [ 130 ]} Geladene Leptonen können sich mit anderen Teilchen zu verschiedenen zusammengesetzten Teilchen wie Atomen und Positronium verbinden . Das Elektron bestimmt nahezu die gesamte Chemie , da es in Atomen vorkommt und direkt mit allen chemischen Eigenschaften verbunden ist . Neutrinos wechselwirken selten mit anderen Teilchen und werden daher nur selten beobachtet. Neutrinos strömen durch das gesamte Universum, interagieren aber selten mit normaler Materie. ^{[ 131 ]}

Die Leptonenepoche war die Phase in der Entwicklung des frühen Universums, in der Leptonen den größten Anteil der Masse ausmachten. Sie begann etwa eine Sekunde nach dem Urknall , nachdem sich die meisten Hadronen und Antihadronen am Ende der Hadronenepoche gegenseitig vernichtet hatten . Während der Leptonenepoche war die Temperatur des Universums noch hoch genug, um Lepton-Antilepton-Paare zu erzeugen, sodass sich Leptonen und Antileptonen im thermischen Gleichgewicht befanden. Ungefähr zehn Sekunden nach dem Urknall war die Temperatur des Universums so weit gesunken, dass keine Lepton-Antilepton-Paare mehr entstanden. ^{[ 132 ]} Die meisten Leptonen und Antileptonen wurden daraufhin in Vernichtungsreaktionen eliminiert , sodass nur noch ein kleiner Rest an Leptonen übrig blieb. Die Masse des Universums wurde nun von Photonen dominiert , als es in die folgende Photonenepoche eintrat . ^{[ 133 ] [ 134 ]}

Ein Photon ist das Quant des Lichts und aller anderen Formen elektromagnetischer Strahlung . Es ist der Träger der elektromagnetischen Kraft . Die Auswirkungen dieser Kraft sind sowohl auf mikroskopischer als auch auf makroskopischer Ebene leicht beobachtbar, da das Photon keine Ruhemasse besitzt; dies ermöglicht Wechselwirkungen über große Entfernungen . ^{[ 41 ] : 1470}

Die Photonenepoche begann, nachdem die meisten Leptonen und Antileptonen am Ende der Leptonenepoche, etwa 10 Sekunden nach dem Urknall, vernichtet worden waren. Atomkerne entstanden in den ersten Minuten der Photonenepoche durch Nukleosynthese. Für den Rest der Photonenepoche enthielt das Universum ein heißes, dichtes Plasma aus Atomkernen, Elektronen und Photonen. Etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall sank die Temperatur des Universums so weit, dass sich Atomkerne mit Elektronen zu neutralen Atomen verbinden konnten. Infolgedessen interagierten Photonen nicht mehr so ​​häufig mit Materie, und das Universum wurde transparent. Die stark rotverschobenen Photonen aus dieser Zeit bilden die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB). Winzige Temperaturschwankungen der CMB korrespondieren mit Dichteschwankungen im Universum, die als frühe „Keime“ für die gesamte nachfolgende Strukturbildung dienten. ^{[ 127 ] : 244–266}

Die Häufigkeit von Leben im Universum ist ein häufig untersuchter Punkt in der Astronomie und Astrobiologie . Dabei geht es um die Drake-Gleichung und die verschiedenen Ansichten dazu, von der Identifizierung des Fermi-Paradoxons – der Tatsache, dass bisher keine Anzeichen für außerirdisches Leben gefunden wurden – bis hin zu Argumenten für eine biophysikalische Kosmologie , die Leben als der physikalischen Kosmologie des Universums inhärent ansieht . ^{[ 135 ]}

Die allgemeine Relativitätstheorie ist die geometrische Theorie der Gravitation, die 1915 von Albert Einstein formuliert wurde und bis heute die Standardbeschreibung der Gravitation in der modernen Physik darstellt . Sie erweitert die spezielle Relativitätstheorie und Newtons Gravitationsgesetz , indem sie die Gravitation als eine Manifestation der Krümmung von Raum und Zeit (Raumzeit) beschreibt. In diesem Rahmen wird die Krümmung der Raumzeit durch die Energie und den Impuls von Materie und Strahlung bestimmt . ^{[ 136 ]}

Dieser Zusammenhang wird durch die Einsteinschen Feldgleichungen ausgedrückt , welche die Verteilung von Materie und Energie mit der Geometrie der Raumzeit verknüpfen. Die daraus resultierende Geometrie bestimmt die Bewegung der Materie, sodass Lösungen dieser Gleichungen beschreiben, wie sich das Universum im Laufe der Zeit entwickelt. ^{[ 136 ]}

Gemäß dem kosmologischen Prinzip , das ein homogenes und isotropes Universum auf großen Skalen annimmt, besitzen die Feldgleichungen eine Klasse von Lösungen, die durch den als Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-Metrik bekannten metrischen Tensor beschrieben werden . In dieser Beschreibung wird das Universum durch zwei Größen charakterisiert: einen Skalenfaktor, der die zeitliche Veränderung seiner Gesamtgröße beschreibt, und einen Krümmungsindex, der seine räumliche Geometrie festlegt. Die Krümmung kann flach, positiv oder negativ sein. ^{[ 137 ]}

Die Entwicklung des Skalenfaktors hängt sowohl von der Raumkrümmung als auch von der kosmologischen Konstante ab , welche die Energiedichte des leeren Raums repräsentiert und mit Dunkler Energie in Verbindung gebracht werden kann. ^{[ 136 ] [ 82 ]} Die diese Entwicklung beschreibende Beziehung ist als Friedmann-Gleichung bekannt und wurde von Alexander Friedmann eingeführt .

Die Krümmung bestimmt die globale Geometrie des Raumes. Ein positiv gekrümmtes Universum hat ein endliches Volumen und kann als dreidimensionale Kugel visualisiert werden. Ein flaches oder negativ gekrümmtes Universum ist räumlich unendlich. ^{[ 138 ]} Obwohl dies kontraintuitiv erscheinen mag, ermöglichen Modelle mit flacher oder negativer Krümmung das Entstehen eines unendlichen Universums aus einem Anfangszustand, in dem der Skalenfaktor verschwindet, was mit dem kosmologischen Prinzip übereinstimmt . Analogien hierzu sind beispielsweise eine unendliche Ebene (flach) oder andere geometrische Formen wie ein Torus .

Das endgültige Schicksal des Universums hängt sowohl von der Krümmung als auch von der kosmologischen Konstante ab. Ein ausreichend dichtes Universum mit positiver Krümmung würde schließlich in einem „Big Crunch“ kollabieren , möglicherweise gefolgt von einem „Big Bounce“ . Im Gegensatz dazu würde sich ein flaches oder negativ gekrümmtes Universum unendlich ausdehnen und einem „Big Freeze“ und schließlich dem Wärmetod des Universums näherkommen . Beobachtungen deuten darauf hin, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt, was die Möglichkeit eines „Big Rip“ aufwirft . Aktuelle Daten legen nahe, dass das Universum nahezu flach ist, mit einer Dichte nahe dem kritischen Wert, der den Kollaps von der ewigen Expansion trennt. ^{[ 139 ]}

Einige spekulative Theorien gehen davon aus, dass unser Universum nur eines von mehreren voneinander unabhängigen Universen ist, die zusammen das Multiversum bilden . ^{[ 140 ] [ 141 ]} Eine anschauliche Metapher hierfür ist eine Gruppe einzelner Seifenblasen , in denen Beobachter auf einer Seifenblase nicht mit Beobachtern auf anderen Seifenblasen interagieren können, selbst prinzipiell nicht. ^{[ 142 ]} Gemäß einer gängigen Terminologie wird jede dieser „Seifenblasen“ der Raumzeit als Universum bezeichnet , während die spezifische Raumzeit der Menschen als das Universum bezeichnet wird , ^{[ 140 ]} genau wie die Menschen den Erdmond als Mond bezeichnen . Die Gesamtheit dieser einzelnen Raumzeiten wird als Multiversum bezeichnet. ^{[ 140 ]}

Max Tegmark und Brian Greene haben unterschiedliche Klassifizierungsschemata für Multiversum-Ideen vorgeschlagen. Laut Tegmarks Schema könnten Multiversen durch die immense Größe der Raumzeit, durch kosmologische Prozesse , die Raumzeitblasen erzeugen ^{[ 143 ]} , durch die quantenmechanische Unitarität oder dadurch entstehen, dass wir in einem mathematischen Konstrukt leben. Wenn der Raum unendlich oder ausreichend groß und homogen ist, treten identische Instanzen der Geschichte des gesamten Hubble-Volumens der Erde in regelmäßigen Abständen rein zufällig auf. Tegmark berechnete, dass unser nächster sogenannter Doppelgänger 10 ^{¹⁰ 115} Meter von uns entfernt ist (eine doppelt exponentielle Funktion größer als ein Googolplex ) ^{[ 144 ]} . Die physikalische Grundlage dieser Ideen wurde infrage gestellt ^{[ 145 ] [ 146 ] .}

Historisch gesehen gab es viele Vorstellungen vom Kosmos (Kosmologien) und seinem Ursprung (Kosmogonien). Theorien eines unpersönlichen, physikalischen Gesetzen unterworfenen Universums wurden erstmals von den Griechen und Indern formuliert. ^{[ 147 ]} Die altchinesische Philosophie umfasste die Vorstellung eines Universums, das sowohl den gesamten Raum als auch die gesamte Zeit einschließt. ^{[ 148 ]} Im Laufe der Jahrhunderte führten Verbesserungen in astronomischen Beobachtungen sowie in Bewegungs- und Gravitationstheorien zu immer präziseren Beschreibungen des Universums. Die moderne Ära der Kosmologie begann mit Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie von 1915 , die es ermöglichte, Ursprung, Entwicklung und Ende des Universums als Ganzes quantitativ vorherzusagen. Die meisten modernen, anerkannten kosmologischen Theorien basieren auf der allgemeinen Relativitätstheorie und insbesondere auf dem vorhergesagten Urknall . ^{[ 149 ]}

Viele Kulturen kennen Erzählungen über den Ursprung der Welt und des Universums . Diese Erzählungen werden im Allgemeinen als wahr angesehen . Allerdings gibt es unter denjenigen, die an einen übernatürlichen Ursprung glauben, viele unterschiedliche Auffassungen darüber, wie diese Erzählungen anzuwenden sind. Die Bandbreite reicht von der Vorstellung, dass ein Gott das Universum in seiner heutigen Form direkt erschaffen hat, bis hin zu der, dass ein Gott lediglich die „Räder in Bewegung gesetzt“ hat (beispielsweise durch Mechanismen wie den Urknall und die Evolution). ^{[ 150 ]}

Ethnologists and anthropologists who study myths have developed various classification schemes for the various themes that appear in creation stories.^[151][152] For example, in one type of story, the world is born from a world egg; such stories include the Finnishepic poemKalevala, the Chinese story of Pangu or the IndianBrahmanda Purana. In related stories, the universe is created by a single entity emanating or producing something by him- or herself, as in the Tibetan Buddhism concept of Adi-Buddha, the ancient Greek story of Gaia (Mother Earth), the Aztec goddess Coatlicue myth, the ancient EgyptiangodAtum story, and the Judeo-ChristianGenesis creation narrative in which the Abrahamic God created the universe. In another type of story, the universe is created from the union of male and female deities, as in the Māori story of Rangi and Papa. In other stories, the universe is created by crafting it from pre-existing materials, such as the corpse of a dead god—as from Tiamat in the Babylonian epic Enuma Elish or from the giant Ymir in Norse mythology—or from chaotic materials, as in Izanagi and Izanami in Japanese mythology. In other stories, the universe emanates from fundamental principles, such as Brahman and Prakrti, and the creation myth of the Serers.^[153]

Die vorsokratischen griechischen und indischen Philosophen entwickelten einige der frühesten philosophischen Konzepte des Universums. ^{[ 147 ] [ 154 ]} Die frühen griechischen Philosophen bemerkten, dass der Schein trügen kann, und suchten nach dem Verständnis der zugrundeliegenden Realität. Insbesondere beobachteten sie die Fähigkeit der Materie, ihre Form zu verändern (z. B. von Eis zu Wasser zu Dampf), und mehrere Philosophen schlugen vor, dass alle physikalischen Materialien der Welt verschiedene Formen eines einzigen Urmaterials, des Arche , seien . Als Erster vertrat Thales diese Ansicht und nannte Wasser als Urmaterial . Thales’ Schüler Anaximander nahm an, dass alles aus dem grenzenlosen Apeiron stamme . Anaximenes schlug Luft als Urmaterial vor, da deren anziehende und abstoßende Eigenschaften das Arche in verschiedene Formen kondensieren oder dissoziieren lassen. Anaxagoras schlug das Prinzip des Nous (Geistes) vor, Heraklit hingegen das Feuer (und sprach vom Logos ). Empedokles postulierte Erde, Wasser, Luft und Feuer als Elemente. Sein Vier-Elemente-Modell erfreute sich großer Beliebtheit. Wie Pythagoras glaubte auch Platon , dass alles aus Zahlen bestehe , wobei Empedokles' Elemente die Form der platonischen Körper annahmen . Demokrit und spätere Philosophen – allen voran Leukipp – nahmen an, dass das Universum aus unteilbaren Atomen bestehe, die sich durch ein Vakuum bewegen. Aristoteles hielt dies jedoch für unwahrscheinlich, da Luft, wie Wasser, einen Bewegungswiderstand bietet . Luft strömt sofort in einen leeren Raum und würde dies ohne Widerstand unendlich schnell tun. ^{[ 147 ]}

Obwohl Heraklit für ewigen Wandel argumentierte ^{[ 155 ]} , betonte sein Zeitgenosse Parmenides die Unveränderlichkeit. Parmenides’ Gedicht „ Über die Natur“ wurde so interpretiert, dass jeglicher Wandel eine Illusion sei, die wahre, zugrunde liegende Realität ewig unveränderlich und von einheitlicher Natur sei, oder zumindest, dass das Wesen jedes existierenden Dings ewig existieren müsse, ohne Ursprung, Wandel oder Ende. ^{[ 156 ]} Sein Schüler Zenon von Elea stellte mit mehreren berühmten Paradoxien die gängigen Vorstellungen von Bewegung in Frage . Aristoteles reagierte auf diese Paradoxien mit der Entwicklung des Begriffs einer potenziell abzählbaren Unendlichkeit sowie des unendlich teilbaren Kontinuums. ^{[ 157 ] [ 158 ]}

Der indische Philosoph Kanada , Begründer der Vaisheshika- Schule, entwickelte die Vorstellung des Atomismus und postulierte, dass Licht und Wärme Varianten derselben Substanz seien. ^{[ 159 ]} Im 5. Jahrhundert n. Chr. postulierte der buddhistische Atomist Dignāga , dass Atome punktförmig, zeitlos und aus Energie bestehend seien. Sie leugneten die Existenz substanzieller Materie und nahmen an, dass Bewegung aus kurzzeitigen Energieblitzen bestehe. ^{[ 160 ]}

Die Idee des temporalen Finitismus wurde durch die Schöpfungslehre der drei abrahamitischen Religionen – Judentum , Christentum und Islam – inspiriert . Der christliche Philosoph Johannes Philoponos legte philosophische Argumente gegen die altgriechische Vorstellung einer unendlichen Vergangenheit und Zukunft vor. Philoponos’ Argumente gegen eine unendliche Vergangenheit wurden von dem frühen muslimischen Philosophen Al -Kindi (Alkindus), dem jüdischen Philosophen Saadia Gaon ( Saadia ben Joseph) und dem muslimischen Theologen Al -Ghazali (Algazel) aufgegriffen. ^{[ 161 ]}

Pantheismus ist die philosophisch- religiöse Überzeugung, dass das Universum selbst mit der Göttlichkeit und einem höchsten Wesen oder einer höchsten Entität identisch ist . ^{[ 162 ]} Das physische Universum wird somit als eine allumfassende, immanente Gottheit verstanden. ^{[ 163 ]} Der Begriff „Pantheist“ bezeichnet jemanden, der sowohl die Einheit allen Seins als auch die Göttlichkeit dieser Einheit anerkennt, bestehend aus einem allumfassenden, manifestierten Gott oder einer Göttin . ^{[ 164 ] [ 165 ]}

Die frühesten schriftlichen Aufzeichnungen über identifizierbare Vorläufer der modernen Astronomie stammen aus dem Alten Ägypten und Mesopotamien aus der Zeit um 3000 bis 1200 v. Chr . ^{[ 166 ] [ 167 ]} Babylonische Astronomen des 7. Jahrhunderts v. Chr. betrachteten die Welt als flache Scheibe, die vom Ozean umgeben war. ^{[ 168 ] [ 169 ]}

Spätere griechische Philosophen beobachteten die Bewegungen der Himmelskörper und entwickelten Modelle des Universums, die stärker auf empirischen Erkenntnissen basierten . Einige der frühesten kosmologischen Modelle des Universums wurden von antiken griechischen und indischen Philosophen entwickelt und waren geozentrisch , d. h. die Erde stand im Zentrum. ^{[ 170 ] [ 147 ]} Das erste schlüssige Modell wurde von Eudoxos von Knidos , einem Schüler Platons, vorgeschlagen, der Platons Vorstellung folgte, dass die Himmelskörper kreisförmige Bewegungen ausführen müssten. Um die bekannten Komplikationen der Planetenbewegungen, insbesondere die retrograde Bewegung , zu erklären , umfasste Eudoxos' Modell 27 verschiedene Himmelssphären : vier für jeden der mit bloßem Auge sichtbaren Planeten, je drei für Sonne und Mond und eine für die Sterne. Alle diese Sphären waren auf die Erde zentriert, die unbeweglich blieb, während sie sich ewig drehten. Aristoteles erweiterte dieses Modell und erhöhte die Anzahl der Sphären auf 55, um weitere Details der Planetenbewegung zu berücksichtigen. Für Aristoteles befand sich die normale Materie vollständig innerhalb der terrestrischen Sphäre und unterlag grundlegend anderen Gesetzmäßigkeiten als die himmlische Materie . ^{[ 171 ] [ 172 ]}

Die nacharistotelische Abhandlung „De Mundo“ (deren Autorschaft und Datierung unsicher sind) besagt: „Fünf Elemente, angeordnet in Sphären in fünf Regionen, wobei das kleinere jeweils vom größeren umgeben ist – nämlich die Erde umgeben vom Wasser, das Wasser von der Luft, die Luft vom Feuer und das Feuer vom Äther – bilden das gesamte Universum.“ ^{[ 173 ]} Dieses Modell wurde von Kallippos weiterentwickelt und, nachdem die Vorstellung konzentrischer Sphären aufgegeben worden war, von Ptolemäus nahezu perfekt mit astronomischen Beobachtungen in Einklang gebracht . ^{[ 174 ]} Der Erfolg dieses Modells beruht größtenteils auf der mathematischen Tatsache, dass sich jede Funktion (wie die Position eines Planeten) in eine Menge von Kreisfunktionen (den Fourier-Moden ) zerlegen lässt. Andere griechische Gelehrte, wie der Pythagoreer Philolaos , postulierten (laut Stobaios ), dass sich im Zentrum des Universums ein „zentrales Feuer“ befinde , um das sich Erde , Sonne , Mond und Planeten in gleichförmiger Kreisbewegung bewegten. ^{[ 175 ]}

Der griechische Astronom Aristarch von Samos war der erste bekannte Mensch, der ein heliozentrisches Weltbild vorschlug . Obwohl der Originaltext verloren gegangen ist, beschreibt eine Erwähnung in Archimedes ’ Buch „Der Sandrechner“ Aristarchs heliozentrisches Modell. Archimedes schrieb:

König Gelon, du weißt, dass die meisten Astronomen unter dem Begriff „Universum“ die Kugel verstehen, deren Mittelpunkt der Erdmittelpunkt ist und deren Radius der geraden Linie zwischen dem Mittelpunkt der Sonne und dem Erdmittelpunkt entspricht. Dies ist die gängige Auffassung, wie du sie von Astronomen gehört hast. Aristarchus hat jedoch ein Buch mit Hypothesen veröffentlicht, aus denen sich, aufgrund der getroffenen Annahmen, ergibt, dass das Universum um ein Vielfaches größer ist als das eben erwähnte. Seine Hypothesen besagen, dass die Fixsterne und die Sonne unbeweglich bleiben, dass die Erde die Sonne auf einer Kreisbahn umkreist, wobei die Sonne im Mittelpunkt dieser Bahn steht, und dass die Fixsternsphäre, die sich um denselben Mittelpunkt wie die Sonne befindet, so groß ist, dass der Kreis, auf dem sich die Erde seiner Ansicht nach bewegt, im gleichen Verhältnis zur Entfernung der Fixsterne steht wie der Mittelpunkt der Sphäre zu ihrer Oberfläche. ^{[ 176 ]}

Aristarch nahm daher an, die Sterne seien sehr weit entfernt, und sah darin den Grund, warum die Sternparallaxe nicht beobachtet worden war – d. h., die Sterne bewegten sich nicht relativ zueinander, während die Erde die Sonne umkreiste. Tatsächlich sind die Sterne viel weiter entfernt als die in der Antike allgemein angenommene Entfernung, weshalb die Sternparallaxe nur mit Präzisionsinstrumenten nachweisbar ist. Das geozentrische Modell, das mit der Planetenparallaxe übereinstimmt, galt als Erklärung für die Nichtbeobachtung der Sternparallaxe. ^{[ 177 ]}

Der einzige weitere namentlich bekannte Astronom der Antike, der Aristarchs heliozentrisches Weltbild unterstützte, war Seleukos von Seleukia , ein hellenistischer Astronom , der ein Jahrhundert nach Aristarch lebte. ^{[ 178 ] [ 179 ] [ 180 ]} Laut Plutarch war Seleukos der Erste, der das heliozentrische System durch logische Argumentation bewies , doch sind seine Argumente nicht bekannt. Seleukos’ Argumente für eine heliozentrische Kosmologie standen wahrscheinlich im Zusammenhang mit dem Phänomen der Gezeiten . ^{[ 181 ]} Strabon (1.1.9) zufolge war Seleukos der Erste, der erklärte, dass die Gezeiten durch die Anziehungskraft des Mondes verursacht werden und dass die Höhe der Gezeiten von der Position des Mondes relativ zur Sonne abhängt. ^{[ 182 ]} Alternativ könnte er die Heliozentrizität bewiesen haben, indem er die Konstanten eines geometrischen Modells dafür bestimmte und Methoden zur Berechnung der Planetenpositionen mithilfe dieses Modells entwickelte, ähnlich wie Nikolaus Kopernikus im 16. Jahrhundert. [ ^{183 ] Im} Mittelalter wurden heliozentrische Modelle auch von den persischen Astronomen Albumasar ^{[ 184 ]} und Al-Sijzi ^{[ 185 ]} vorgeschlagen .

Das aristotelische Modell war in der westlichen Welt etwa zwei Jahrtausende lang anerkannt , bis Kopernikus die Ansicht des Aristarchus wieder aufgriff, dass die astronomischen Daten plausibler erklärt werden könnten, wenn sich die Erde um ihre Achse drehe und die Sonne im Zentrum des Universums stünde. ^{[ 186 ]}

Im Zentrum ruht die Sonne. Denn wer würde diese Lampe eines so schönen Tempels an einem anderen oder besseren Ort aufstellen, von dem aus sie alles gleichzeitig erleuchten kann?

Wie Kopernikus bereits feststellte, ist die Vorstellung von der Erdrotation sehr alt und lässt sich mindestens bis zu Philolaos ( um 450 v. Chr. ), Heraklides Ponticus ( um 350 v. Chr. ) und Ekphantos Pythagoreer zurückverfolgen . Etwa ein Jahrhundert vor Kopernikus schlug der christliche Gelehrte Nikolaus von Kues in seinem Buch „ Über die gelehrte Unwissenheit “ (1440) ebenfalls die Erdrotation um ihre Achse vor. ^{[ 187 ]} Auch Al-Sijzi ^{[ 188 ]} postulierte die Erdrotation um ihre Achse. Empirische Belege für die Erdrotation um ihre Achse lieferten Tusi (1201–1274) und Ali Qushji (1403–1474) anhand des Kometenphänomens . ^{[ 189 ]}

Diese Kosmologie wurde von Isaac Newton , Christiaan Huygens und späteren Wissenschaftlern akzeptiert. ^{[ 190 ]} Newton bewies, dass dieselben Bewegungs- und Gravitationsgesetze für irdische und himmlische Materie gelten, wodurch Aristoteles’ Unterscheidung zwischen beiden hinfällig wurde. Edmund Halley (1720) ^{[ 191 ]} und Jean-Philippe de Chéseaux (1744) ^{[ 192 ]} stellten unabhängig voneinander fest, dass die Annahme eines unendlichen, gleichmäßig mit Sternen gefüllten Raums zu der Vorhersage führen würde, dass der Nachthimmel so hell wie die Sonne selbst wäre; dies wurde im 19. Jahrhundert als Olbers’sches Paradoxon bekannt. ^{[ 193 ]} Newton glaubte, dass ein unendlicher, gleichmäßig mit Materie gefüllter Raum unendliche Kräfte und Instabilitäten hervorrufen würde, die die Materie unter ihrer eigenen Schwerkraft nach innen drängen würden. ^{[ 190 ]} Diese Instabilität wurde 1902 durch das Jeans-Instabilitätskriterium präzisiert . ^{[ 194 ]} Eine Lösung für diese Paradoxien ist das Charlier- Universum, in dem die Materie hierarchisch (Systeme von Körpern, die sich in einem größeren System bewegen, ad infinitum ) fraktal angeordnet ist , sodass das Universum eine vernachlässigbar geringe Gesamtdichte aufweist; ein solches kosmologisches Modell wurde bereits 1761 von Johann Heinrich Lambert vorgeschlagen . ^{[ 195 ] [ 196 ]}

Im 18. Jahrhundert spekulierte Immanuel Kant , dass Nebel ganze Galaxien sein könnten, die von der Milchstraße getrennt sind. ^{[ 191 ]} 1850 nannte Alexander von Humboldt diese separaten Galaxien Weltinseln , ein Begriff, der sich später zu „Inseluniversen“ entwickelte. ^{[ 197 ] [ 198 ]} Als 1919 das Hooker-Teleskop fertiggestellt wurde, herrschte die Ansicht vor, dass das Universum vollständig aus der Milchstraße besteht. Mithilfe des Hooker-Teleskops identifizierte Edwin Hubble Cepheiden in mehreren Spiralnebeln und bewies 1922/23 endgültig, dass unter anderem der Andromedanebel und der Dreiecksnebel ganze Galaxien außerhalb unserer eigenen sind. Damit bewies er, dass das Universum aus einer Vielzahl von Galaxien besteht. ^{[ 199 ]} Damit formulierte Hubble die Hubble-Konstante , die erstmals eine Berechnung des Alters des Universums und der Größe des beobachtbaren Universums ermöglichte. Diese Berechnungen wurden mit immer besseren Messungen zunehmend präziser, beginnend mit 2 Milliarden Jahren und 280 Millionen Lichtjahren, bis 2006 die Daten des Hubble-Weltraumteleskops eine sehr genaue Berechnung des Alters des Universums und der Größe des beobachtbaren Universums erlaubten. ^{[ 200 ]}

Die moderne Ära der physikalischen Kosmologie begann 1917, als Albert Einstein seine allgemeine Relativitätstheorie erstmals anwandte , um die Struktur und Dynamik des Universums zu modellieren. ^{[ 201 ]} Die Entdeckungen dieser Ära und die noch offenen Fragen werden in den vorangegangenen Abschnitten erläutert.

Karte des beobachtbaren Universums mit einigen der bekanntesten astronomischen Objekte (Stand 2018). Die Längenskala nimmt nach rechts exponentiell zu. Die Himmelskörper sind vergrößert dargestellt, um ihre Formen besser erkennen zu können.

Die Position der Erde im Universum

Erde

Sonnensystem

Radcliffe-Welle

Orionarm

Milchstraße

Lokale Gruppe

Jungfrau SCl

Laniakea SCl

Beobachtbares Universum

Fußnoten

Zitate