Die Kosmologie ist das Studium der Natur des Universums als Ganzes. Das Wort Kosmologie leitet sich vom griechischen Kosmos ab, was Harmonie oder Ordnung bedeutet. Kosmologen interessieren sich für die Bildung, Evolution und Zukunft des Universums und seiner Bestandteile.
Die meisten Objekte, die wir mit Teleskopen sehen können, sind groß oder existieren in extremen Entfernungen (z. B. Planeten, Sterne, Galaxien, Galaxienhaufen und sogar Supercluster)., Die Mehrheitsansicht der Kosmologen ist, dass all diese Objekte nach einem anfänglichen, extrem heißen und dichten Formationsereignis vor etwa 14 Gigajahren entstanden sind, das den Raum, den wir um uns herum sehen, geschaffen hat (und weiterhin schafft). Dieses Ereignis wird Urknall genannt.
Während das heiße Urknallmodell viel von dem zu erklären scheint, was wir um uns herum beobachten, gibt es immer noch viele grundlegende Fragen. Woraus besteht der Großteil der Materie im Universum? Wie häufig sind Planeten um Sterne herum? Was bewirkt, dass einige Galaxien elliptisch, spiralförmig oder unregelmäßig geformt sind?, Was ist die geometrie des Universums? Was ist die geheimnisvolle dunkle Energie? Gibt es eine kosmologische Konstante? Ist es eine variable? Gibt es andere Universen?
Neben den Eigenschaften der größten Objekte (z.B. Galaxien und großräumige Strukturen) beschäftigt sich die Kosmologie zunehmend mit den Eigenschaften der kleinsten Objekte.
Um festzustellen, was zu Beginn des Universums passiert ist, benötigen Kosmologen die Hilfe von Teilchenphysikern. Das Urknallmodell beschreibt einen sehr heißen und dichten Beginn des Universums, in dem viele interessante teilchenphysikalische Phänomene auftreten., Diese Phänomene haben die Art des Universums beeinflusst, in dem wir leben.
In den frühesten Stadien war das Universum enorm heiß und Materie konnte nicht existieren. Das Universum war Strahlung dominiert. Mit der Ausdehnung und Abkühlung des Universums konnten Elementarteilchen entstehen, die später die leichtesten Elemente wie Wasserstoff, Helium und Lithium bildeten. Schwerere Elemente mussten auf die Bildung von Sternen warten, damit sie über die Nukleosynthese in den Hochtemperatur -, Druck-und Dichtezentren massiver Sterne hergestellt werden konnten.,
Das Standardmodell der Teilchenphysik ist eine mathematische Beschreibung der 12 Grundteilchen (6 Leptonen und 6 Quarks) und 3 Kräfte (elektromagnetisch, schwach und stark). Es wird angenommen, dass bei ~10-11 Sekunden nach dem Urknall alle 4 (aktuelle Epoche) Kräfte (die drei oben genannten plus Schwerkraft) getrennte Kräfte wurden. Bei etwa ~10-43 Sekunden nach dem Urknall (der Planck-Zeit) wurden jedoch alle 4 Kräfte zu einer einzigen Kraft vereinigt. Der Prozess der voneinander trennenden Kräfte wird als spontanes Symmetriebrechen bezeichnet.,
Die ersten Kosmologen waren Babylonier und Ägypter, die den Himmel beobachteten und die scheinbaren Bewegungen von Sonne, Mond, hellsten Sternen und Planeten vorhersagen konnten.
Im 4. Jahrhundert v. Chr. folgerten griechische Philosophen, dass die Sterne auf einer Himmelskugel fixiert waren, die sich um die kugelförmige Erde drehte. Die Planeten, die Sonne und der Mond bewegten sich in einer flüssigen Substanz namens Ether zwischen der Erde und den Sternen.,
Credit: Swinburne
Im 2.Jahrhundert nach Christus Ptolemäus basierte seine Arbeit auf dem Glauben, dass alle Bewegung kreisförmig war. Um die Bewegung einiger Planeten zu erklären, die sich auf sich selbst zurückzuschleifen scheinen, führte Ptolemäus Epizyklen ein, so dass sich die Planeten im Kreis auf Kreisen bewegten.
Neue Beobachtungen treiben Fortschritte in der Theorie, und neue Theorien können neue Beobachtungen anspornen., Es vergingen jedoch viele Jahrhunderte, bis eine bedeutende Neuentwicklung in der Kosmologie auftrat.Jahrhundert schlug Nikolaus Kopernikus ein heliozentrisches System vor, in dem sich die Erde um ihre Achse drehte und zusammen mit den anderen Planeten die Sonne umkreiste. Aber die Beobachtungsnachweise der Zeit begünstigten das epizyklusbasierte ptolemäische System. Das kopernikanische System wurde von einigen gefördert, aber es war die Entdeckung der Aberration des Sternenlichts im Jahr 1728, die ohne Zweifel bewies, dass die Erde die Sonne umkreist!,Jahrhundert entdeckte Galileo Galilei Monde, die den Planeten Jupiter umkreisen. Es zeigte deutlich, dass die Erde nichts Besonderes war und viele an das kopernikanische heliozentrische Modell von Planeten glaubten, die die Sonne umkreisen. Isaac Newton entdeckte dann das inverse Quadratgesetz für die Gravitationskraft, das die elliptischen Bahnen von Planeten und Kometen im Sonnensystem erklären könnte. Ein physikalischer Rahmen für Himmelsbewegungen wurde gefunden.
Wenn die Erde die Sonne umkreist, sollten sich die Positionen nahegelegener Sterne im Vergleich zum Hintergrund ändern., Erste Beobachtungen ergaben jedoch keine derartige Bewegung. Das Fehlen einer beobachtbaren Verschiebung oder Parallaxe in den Positionen der Sterne, während die Erde die Sonne umkreiste, implizierte, dass sich die Sterne in großer Entfernung von der Sonne befinden müssen. Newton kam zu dem Schluss, dass das Universum ein unendliches und ewiges Meer von Sternen sein muss, jedes unserer eigenen Sonne ähnlich.Jahrhundert entstanden zwei bemerkenswerte Philosophen mit ähnlichen Ideen. Im Jahr 1750 schlug Thomas Wright vor, dass die Milchstraße, die Galaxie, eine riesige sich drehende Scheibe war, die aus Sternen und Planeten bestand., Immanuel Kant schrieb 1755 die „Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels“, in der er vorschlug, dass die Spiralnebel, schwache Nebelobjekte, die über den Himmel beobachtet wurden, externe Galaxien oder Inseluniversen waren, unabhängig von der Milchstraße.
Die physikalische Kosmologie, die quantitative Version der Kosmologie, begann 1915 mit Albert Einstein, als er die ersten wesentlichen Modelle des Universums über die Lösungen seiner Allgemeinen Relativitätstheorie entwickelte. Diese Lösungen wurden von Alexander Freidmann, Willem de Sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson und Arthur Geoffrey Walker. Zu diesem Zeitpunkt waren sich die Astronomen der Ausdehnung des Universums nicht bewusst, und Einstein hatte einen mathematischen Begriff eingeführt, eine kosmologische Konstante, um sicherzustellen, dass sein Universum statisch war.,
Credit: Steve Maddox, Wird Sutherland, George Efstathiou und Jon Loveday
Im Jahr 1912 von Henrietta Leavitt entdeckt Cepheid-Sternen in den Magellanschen Wolken und bestätigt, dass die Variablen mit längeren Zeiten hatten größere Helligkeiten. Ab 1912 begann Vesto Slipher am Lowell Observatory, Geschwindigkeiten von Spiralnebeln zu akkumulieren., Mitte der 1920er Jahre hatte die überwiegende Mehrheit dieser Nebel Lichtgeschwindigkeiten, einige in Tausenden von km / s. Es war schwierig, externen Galaxien solche extremen Geschwindigkeiten nicht zuzuordnen.
Mitte der 1920er Jahre hatten J. C. Duncan und Edwin Hubble auch Cepheid-variable Sterne in Messier 33, Messier 31 und NGC 6822 entdeckt. Diese Sterne gehorchten einer Periode-Leuchtkraft-Beziehung, in der die Periode ihrer Variabilität mit ihrer intrinsischen Helligkeit zusammenhing., Sobald eine Kalibrierung nahegelegener Cepheiden mit bekannten Abständen festgestellt worden war, konnte ein Abstand zu jeder Variablen nur auf der Grundlage ihrer Variabilitätsperiode zugewiesen werden. Basierend auf diesen variablen Sternen waren die abgeleiteten Entfernungen viel zu groß, um diesen Spiralnebeln zu erlauben, Teil unserer Galaxie zu sein. Sie waren selbst Galaxien. Wright und Kant hatten Recht.
Im Jahr 1929 veröffentlichte Hubble ein wegweisendes Papier, das eine Beziehung zwischen der Entfernung zu einer Galaxie und ihrer beobachteten Radialgeschwindigkeit beschrieb., Weiter entfernte Galaxien haben größere Rezessionsgeschwindigkeiten (wie bei einer kleineren Probe von Vesto Slipher beobachtet worden war). Es kann ein Fall gemacht werden, dass Lundmark und Lemaitre Hubble zu dieser Entdeckung geschlagen hatten. Auch H. P. Robertson war der erste, der die Ergebnisse als kosmische Expansion beschrieb. Einstein warf dann seine kosmologische Konstante weg. Das Universum war nicht statisch, sondern expandierte.
In den 1950er Jahren stellten Hermann Bondi, Thomas Gold und Fred Hoyle das Steady-State-Modell des Universums vor., In diesem Modell wurde Materie aus dem Vakuum des Weltraums hergestellt und das Universum sah in jeder Richtung und zu jeder Zeit gleich aus. Philosophisch elegant, es vermieden einen Start und Ziel in das Universum. Es war jedoch testbar. Die beobachtete Entwicklung von Radioquellen und später der beobachtete Höhepunkt in der Dichte von Quasaren, mehrere Milliarden Lichtjahre entfernt, stellten das stationäre Modell in Frage., In den frühen 1960er Jahren entdeckten Arno Penzias und Robert Wilson ein sehr schwaches Signal in der Mikrowellenregion, das der All-Sky-Strahlung bei ~3 Grad K entspricht und bei einer Wellenlänge von 2 mm einen Höhepunkt erreicht. Robert Dicke und seine Mitarbeiter hatten ein solches Signal, den kosmischen Hintergrund, vorhergesagt, wenn das Universum in einem heißen, dichten Zustand begonnen hätte.,
Credit: NASA/WMAP Science Team
Die 3 Grad K-Strahlung, die wir jetzt erkennen, wurde etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall emittiert, als das Universum genug abgekühlt war, damit Plasma ein Gas neutraler Atome bilden konnte. Danach sind die Photonen der kosmischen Hintergrundstrahlung auf geraden Linien (zu uns) gereist, ohne seitdem mit Materie zu interagieren., Weitere Beobachtungen zeigten, dass die Strahlung die erwartete Schwarzkörperform für einen sehr heißen Ursprung hatte und das heiße Urknallmodell als bevorzugtes kosmologisches Modell neu entzündet wurde. Neben dem kosmischen Hintergrund stützen zwei weitere Beobachtungen das Urknallmodell. Eine davon ist, dass die Nukleosynthese in einem frühen heißen Universum die kosmische Fülle der leichten nuklearen Isotope wie Wasserstoff, Deuterium, Helium-3, Helium-4 und Lithium-7 korrekt ausmacht. Die zweite war die beobachtete Expansion des Universums, wie sie durch die Bewegungen entfernter Galaxien impliziert wurde.,
Das Urknallmodell konnte jedoch bestimmte Beobachtungen des Universums nicht erklären. Wenn wir den Raum in Würfel von mehreren hundert Millionen Lichtjahren unterteilen, würde jeder dieser Würfel in Bezug auf Massendichte, Galaxiendichte und die Menge an kohärenter Struktur ähnlich aussehen. Diese großflächige Einheitlichkeit wird in fernen Galaxienbefragungen beobachtet., Im Standard-Urknallmodell entwickelt sich das Universum jedoch so schnell, dass keine Zeit für eine solche Ähnlichkeit bleibt. Dieses Problem wird als Horizontproblem bezeichnet, bei dem Horizon verwendet wird, um die größte Entfernung anzuzeigen, die Informationen oder Energie seit dem Moment des Urknalls durchlaufen haben könnten, angesichts der Einschränkung der Konstanz der Lichtgeschwindigkeit. Einfach gesagt, das Universum ist nahezu homogen und isotrop in sehr großen Maßstäben.
Das zweite Problem ist das Flachheitsproblem. Die Massendichte des Universums bestimmt seine Entwicklung und sein Schicksal., Wenn die Massendichte eine kritische Dichte überschreitet, ist die Schwerkraft stark genug, um die aktuelle Expansion umzukehren, und das Universum hat eine Geometrie, die als geschlossen bezeichnet wird. Wenn die Massendichte kleiner als der kritische Wert ist, expandiert das Universum für immer weiter und das Universum hat eine offene Geometrie. Das Verhältnis der tatsächlichen Massendichte zum kritischen Wert wird als Omega bezeichnet. Die Allgemeine Relativitätstheorie impliziert, dass die Geometrie des Universums nur dann euklidisch ist, wenn Omega genau 1,0 ist, so dass ein Omega = 1-Universum flach genannt wird., Gegenwärtig glauben wir, dass der Wert von Omega innerhalb eines Faktors von 10 von 1,0 liegt. Für den Wert von Omega in dieser Epoche so nahe bei 1,0 zu sein, ist bemerkenswert – wenn es anfangs nur eine sehr kleine Menge von 1,0 gewesen wäre, hätten einige 14 Milliarden Jahre Evolution es in dieser gegenwärtigen Epoche weit von diesem Wert weggetrieben. Für alle Zwecke erscheint das Universum flach.
Credit: NASA / GSFC Imagine the Universe
Um diese beobachteten „Probleme“ zu erklären, stellte Alan Guth 1980 fest, dass eine Periode extrem schneller exponentieller Expansion, „Inflation“, etwa 10-34 Sekunden nach dem Urknall auftrat. Unmittelbar nach dieser Inflationsperiode hatte das Universum, das derzeit für uns sichtbar ist, einen Radius von ~1 m. Das Universum kehrte dann zu seiner normalen (linearen) Expansionsmodus zurück. , Die anschließende Feinabstimmung der Inflation wurde von Andrei Linde, Andreas Albrecht und Paul Steinhardt durchgeführt, und aktuelle Versionen umfassen Multiuniversen, die alle einer Art Inflation ausgesetzt sind (z. B. chaotisch, ewig). Die Inflation kann mit der Stringtheorie und der Brane-Kosmologie verbunden sein, in der unser 4-dimensionaler Brane (3 räumliche, einmalige Dimension) als Teilmenge einer viel höheren Dimension betrachtet werden kann.
Die sehr frühe Inflationsperiode des Universums und seine physikalischen Ursachen können mit einer kürzlichen Beobachtung des Universums zusammenhängen., Entfernte Supernovae mit hoher Rotverschiebung scheinen etwas weniger leuchtend zu sein als erwartet, was als ein Universum interpretiert werden kann, das sich in einer Phase beschleunigter Expansion befindet. Dunkle Energie wurde als eine Art Anti-Schwerkraft postuliert, die diese Beschleunigung antreibt.
Aktuelle topische Bereiche der kosmologischen Forschung umfassen die Natur der dunklen Materie und dunklen Energie, die Suche nach den ersten Sternen und Galaxien, Eigenschaften des kosmischen Hintergrunds und numerische Simulationen der großräumigen Struktur.