Frühgeschichte des Universums

Entstehung des Universums aus dem Urknall heraus

Der Urknall ist nach dem Standardmodell der Kosmologie der Beginn des Universums. Im Rahmen der Urknalltheorie wird auch das frühe Universum beschrieben, das heißt die zeitliche Entwicklung des Universums nach dem Urknall.

Der Urknall bezeichnet keine „Explosion“ in einem bestehenden Raum, sondern die gemeinsame Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer ursprünglichen Singularität.

Als Begründer der Theorie gilt der Theologe und Physiker Georges Lemaître, der für den heißen Anfangszustand des Universums den Begriff „primordiales Atom“ oder „Uratom“ verwendete. Der Begriff Urknall (engl. Big Bang, wörtlich also großer Knall) wurde von Sir Fred Hoyle geprägt, der als Kritiker diese Theorie unglaubwürdig erscheinen lassen wollte. Der deutschen Übersetzung fehlt dieser ironische Unterton.

Übersicht

Davon ausgehend, dass mit dem Urknall nicht nur die Existenz von Materie begann, sondern auch die Existenz der Raumzeit, kann der eigentliche Urknall innerhalb aller bislang bekannten physikalischen Theorien nicht beschrieben werden. Nach der Urknalltheorie hat das materiegefüllte Universum nach seiner Entstehung mit einer Expansion begonnen, die bis heute anhält. Die Kosmologie modelliert diese Expansion des Universums mit Hilfe von Einsteins Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie.

Eine Reihe astronomischer Beobachtungen (s. u.) erlauben es, das Alter des Universums und somit den Zeitpunkt des Urknalls abzuschätzen. Derzeit gelten 13,7 ± 0,2 Milliarden Jahre als der genaueste Wert.

Die beobachtete Auseinanderbewegung der Galaxien ergibt zurückgerechnet einen Zeitpunkt, an dem diese auf ein enges Raumgebiet konzentriert waren. Zu jener Zeit muss die Temperatur sehr hoch und der Abstand zwischen allen Objekten sehr gering gewesen sein.

Die Urknalltheorie erklärt insbesondere folgende experimentelle Beobachtungen:

• Die Rotverschiebung der Galaxien und damit die derzeitige Expansion des Universums
• Das Spektrum der Hintergrundstrahlung des Universums
• Die Grenze in der Altersverteilung der Sterne bei etwa 13 Milliarden Jahren
• Die Häufigkeitsverteilung der Elemente im Weltraum (insbesondere Wasserstoff, Deuterium und die Isotope des Helium)

Das prinzipiell mögliche Gegenstück des Urknalls, ein Kollaps des Universums, wird als Big Crunch bezeichnet. Beobachtungen haben allerdings gezeigt, dass die Massendichte im Universum zu gering ist, als dass sie durch ihre Gravitationswirkung einen derartigen Kollaps herbeiführen könnte. Das Universum wird sich vermutlich stetig weiter ausdehnen.

Zur Stellung des Urknalls in der Theorie

Die Entwicklung des Universums wird durch die Friedmann-Gleichungen beschrieben, die eine spezielle Form der einsteinschen Feldgleichungen darstellen. 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 (Expansion des Universums), gleichzeitig war es heißer und dichter. Formal führt die Lösung zu einem Zeitpunkt, zu dem der Wert des Skalenfaktors verschwindet, d. h. zu dem 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 der Fall war. Zur Beschreibung der Entwicklung des Universums zu sehr frühen Zeiten ist eine Theorie der Quantengravitation erforderlich.

Frühgeschichte des Universums

Entwicklungsstadien des Universums

Da die bekannten physikalischen Theorien unter den Bedingungen, die zum Zeitpunkt des Urknalls herrschten, nicht gültig sind, gibt es für den Urknall selbst bislang keine akzeptierte Theorie. Verschiedene Zeiträume nach dem Urknall werden als eigenständige Perioden oder Epochen des Universums beschrieben. Wendet man die bekannten physikalischen Gesetze auf die Situation unmittelbar nach dem Urknall an, so ergibt sich, dass der Kosmos in den ersten Sekundenbruchteilen der Expansion mehrere verschiedene extrem kurze Phasen durchlaufen haben muss. Aufgrund der geringen Abstände und der hohen Geschwindigkeiten der beteiligten Teilchen können sie jedoch durchaus ebenso ereignisreich wie spätere Phasen gewesen sein.

Die hohe Temperatur hatte zur Folge, dass sich ständig verschiedene Teilchensorten ineinander umwandelten. Bei ausreichend hoher Temperatur verlaufen diese Umwandlungsreaktionen gleich häufig in beiden Richtungen ab, so dass sich thermisches Gleichgewicht einstellt. Durch die Expansion des Universums nimmt die Temperatur mit der Zeit ab; dies führt dazu, dass verschiedene Reaktionen „ausfrieren“, wenn die Temperatur einen gewissen, für jede Reaktion charakteristischen Schwellenwert unterschreitet. Dies bedeutet, dass die Reaktion nur noch in einer, nämlich der (nach chemischem Sprachgebrauch) „exothermen“ Richtung abläuft, während für die endotherme Rückreaktion die nötige Energie fehlt. Dadurch kommt es nach und nach zum Aussterben vieler höherenergetischer Teilchensorten. Die verschiedenen Phasen in der Geschichte des Universums sind charakterisiert durch den Verlauf der mittleren Temperatur des Universums und damit durch die Art der Teilchenreaktionen, die jeweils stattfinden können.

Im Wesentlichen geht man von folgendem Ablauf aus:

Planck-Ära und Beginn der GUT-Ära

Das Universum begann mit einem Zustand, bei dessen Beschreibung die bekannten physikalischen Gesetze versagen. Insbesondere muss man davon ausgehen, dass die Zeit selbst „vor“ der sogenannten Planck-Zeit (etwa 5,4·10⁻⁴⁴ s, der Einfachheit halber wird meist 10⁻⁴³ s angegeben) ihre Eigenschaften als Kontinuum verlor, so dass Aussagen über einen „Zeitraum“ zwischen einem Zeitpunkt Null und 10⁻⁴³ s physikalisch bedeutungslos sind. In diesem Sinn hatte die Planck-Ära keine Dauer. Entsprechendes gilt für den Raum. Für Räume mit einer Längenausdehnung von Null bis zur Planck-Länge (1,6·10⁻³⁵ m, der Einfachheit halber wird meist 10⁻³⁵ m angegeben) verliert der Raum seine Eigenschaft als Kontinuum. Daher sind Aussagen über die räumliche Ausdehnung für Räume mit Längenausdehnungen von Null bis 10⁻³⁵ m sinnlos. In diesem Sinn kann für die Dauer der Planck-Ära keine exakte Angabe zum Volumen des Universums gemacht werden. Für eine Beschreibung des Universums in der Planck-Ära ist eine Theorie der Quantengravitation nötig, die derzeit noch nicht existiert. Erst nach dem Ende der Planck-Ära wird das Universum der physikalischen Beschreibung nach derzeitigem Kenntnisstand zugänglich.

Aus sehr elementaren Überlegungen folgt, dass zu diesem Zeitpunkt die Dichte etwa 10⁹⁴ g/cm³ und die Temperatur etwa 10³² K betragen haben muss. Nach den einheitlichen Feldtheorien waren unter diesen Bedingungen alle vier bekannten Grundkräfte der Natur,

• die Starke Wechselwirkung,
• die Schwache Wechselwirkung,
• die Elektromagnetische Wechselwirkung und
• die Gravitation

in einer einzigen Urkraft vereint. Mit dem Beginn der Expansion und damit dem Ende der Planck-Ära spaltete sich die Gravitation als eigenständige Kraft ab. Die drei restlichen Wechselwirkungen bildeten die GUT-Kraft (Grand Unified Theory). Die Natur der meisten Teilchen, die in der GUT-Ära existierten, ist unbekannt. Weitere Abspaltungen ereigneten sich später noch zweimal und in Zusammenhang mit so genannten Symmetriebrechungen.

Man nimmt an, dass die heute beobachtete Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie ihren Ursprung in der GUT-Ära hat. Dazu ist Voraussetzung, dass die GUT-Kraft die CP-Symmetrie verletzt. Durch das Ausfrieren von Reaktionen, die die Baryonenzahl nicht erhalten, kann dann zu Ende der GUT-Ära ein kleiner Überschuss von Materie im Vergleich zu Antimaterie entstehen, der nach der Materie-Antimaterie-Zerstrahlung die heutige, fast vollständig aus Materie bestehende Welt bildet (vergleiche dazu auch Baryogenese und Leptogenese).

Inflationäres Universum

Bei einem Alter von 10⁻³⁶ s sank die Temperatur auf etwa 10²⁷ K ab. Auf der Grundlage von GUT-Modellen nimmt man an, dass sich die Starke Wechselwirkung bei dieser Temperatur von der GUT-Kraft abspaltete. Dieser Vorgang ist vergleichbar mit einem Phasenübergang wie dem Kristallisieren von Wasser zu Eis durch Abkühlung. Man geht davon aus, dass diese Abspaltung verzögert eingesetzt hat, so wie es auch bei einem Kristallisationsvorgang möglich ist. Anders als Wasser besitzt ein Eiskristall bestimmte Vorzugsrichtungen, die sich bei der Kristallisation in eine zufällige Richtung orientieren. Dieser Vorgang wird als spontane Symmetriebrechung bezeichnet, in diesem Beispiel die Brechung der Kugelsymmetrie von Wasser.

Die bei der verzögerten Abspaltung freigewordene Energie führte zu einer Phase extrem rascher Expansion, der so genannten Inflation, wobei zwischen den Zeitpunkten 10⁻³⁵ s und 10⁻³³ s eine Ausdehnung um einen Faktor von etwa 10⁵⁰ stattfand. Diese überlichtschnelle Ausdehnung des Universums steht nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, da diese nur eine überlichtschnelle Bewegung im Raum, nicht jedoch eine überlichtschnelle Ausdehnung des Raumes selbst verbietet. 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.

Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären, für die man andernfalls kaum eine Erklärung findet, nämlich

• die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem),
• die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen,
• die geringe Krümmung des Raumes (Flachheitsproblem),
• die Tatsache, dass keine magnetischen Monopole beobachtet werden.

Siehe dazu Inflationäres Universum.

Quark-Ära

Nach 10⁻³³ s sank die Temperatur auf 10²⁵ K ab. Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen (Baryogenese). Die Temperatur war aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entstand. Schwerere Teilchen, wie die X-Bosonen, starben aus, da sie instabil waren und die Temperatur für eine erneute Formierung nicht mehr ausreichte.

Vier Grundkräfte

Nach 10⁻¹² s war das Universum auf 10¹⁶ K abgekühlt. Die Elektroschwache Kraft spaltete sich in die Schwache und die elektromagnetische Kraft auf. Damit war der Zerfall der Urkraft in die vier bekannten Grundkräfte abgeschlossen.

Beginn der Hadronen-Ära

Nach 10⁻⁶ s lag eine Temperatur von 10¹³ K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen. Mit abnehmender Temperatur zerfielen die schwereren Hadronen und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch eine große Zahl von Neutrinos.

Beginn der Leptonen-Ära

Nach 10⁻⁴ s war die Temperatur auf 10¹² K gesunken. Die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf den oben erwähnten Überschuss von einem Milliardstel. Aufgrund ihres geringen Massenunterschieds bildete sich dabei ein Verhältnis von Protonen zu Neutronen von 6:1 aus, das für den späteren Heliumanteil im Kosmos von Bedeutung war. Die Temperatur reichte nun lediglich noch dazu aus, Leptonen-Paare, wie ein Elektron und sein Antiteilchen, das Positron, zu bilden, die damit die dominante Teilchensorte stellten. Die Dichte sank auf 10¹³ g/cm³. Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, war die Dichte nun jedoch niedrig genug – sie befanden sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, das heißt, sie entkoppelten.

Ende der Leptonen-Ära

Nach 1 s war eine Temperatur von 10¹⁰ K erreicht. Jetzt vernichteten sich auch Elektronen und Positronen – bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Damit war die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen.

Beginn der Nukleosynthese

Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10⁹ K, vereinigten sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess bezeichnet man als primordiale Nukleosynthese. Dabei bildeten sich 25% Helium-4 (⁴He) und 0,001% Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (³He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75% stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. Nach 5 Minuten hatte die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Nukleosynthese zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen.

Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen bei einer Temperaturstrahlung im Röntgenbereich.

Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära

Bisher stellte elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Bei Strahlung nimmt zusätzlich zum Abfallen der Anzahldichte der Photonen (in Folge der Expansion des Raumes) die Wellenlänge der einzelnen Photonen durch die kosmologische Rotverschiebung zu. Dadurch sinkt die Energiedichte der Strahlung schneller als die der Materie, die von der Ruhemassendichte bestimmt wird und im wesentlichen unabhängig von der Temperatur ist. Zu einem Zeitpunkt von etwa 10.000 Jahren nach dem Urknall fällt die Energiedichte der Strahlung unter die der Materie, die von nun an die Dynamik des Universums bestimmt. Man spricht von der materiedominierten Ära.

Entkopplung der Hintergrundstrahlung

In der Anfangsphase stand die Strahlung in permanenter Wechselwirkung mit den freien Ladungen. Das Universum war daher undurchsichtig. Nach ca. 400.000 Jahren war die Temperatur auf etwa 3.000 K gefallen. Bei diesem Wert bildeten Atomkerne und Elektronen stabile Atome. Die Wechselwirkung von Photonen mit neutralen Atomen war gering, so dass Licht sich nun weitgehend ungehindert ausbreiten konnte. Das Universum wurde durchsichtig. Im Verlauf der weiteren Expansion nahm die Wellenlänge der abgekoppelten Hintergrundstrahlung durch die Ausdehnung des Raumes zu, was sich in der Rotverschiebung ihres Spektrums zeigt. Diese Hintergrundstrahlung ist heute messbar; sie entspricht einer Temperatur von 2,73 K und wird daher auch als „3-Kelvin-Strahlung“ bezeichnet.

Beginn der Bildung großräumiger Strukturen

Durch die Entkopplung der Strahlung geriet die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Dabei begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und Masseansammlungen zu bilden. Es bildeten sich zuerst sogenannte Halos aus Dunkler Materie, die als Gravitationssenken wirkten, in denen sich später die für uns sichtbare Materie sammelte.

Zur Untersuchung der Eigenschaften der dunklen Materie wurde versucht, durch Simulationen den Prozess der Strukturbildung nachzubilden. Dabei wurden verschiedene Szenarien durchgespielt, und einige konnten mit Hilfe solcher Simulationen als gänzlich unrealistisch ausgeschlossen werden. Am realistischsten erscheinen heute sogenannte ΛCDM Szenarien, wobei das Λ die Kosmologische Konstante der Einstein-Gleichungen ist, und CDM für kalte dunkle Materie (engl.: cold dark matter) steht. Welche Art von Teilchen die dunkle Materie bildet ist derzeit noch unbekannt.

Entstehung von Galaxien und Sternen

Die kollabierenden Gaswolken hatten sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich Sterne, Kugelsternhaufen und die ersten Galaxien bildeten. In den Sternen entstanden nun durch Kernfusion alle schwereren Elemente bis zum Eisen. Die schwereren Sterne explodierten bereits nach wenigen Millionen Jahren als Supernova. Während der Explosion wurden durch Neutroneneinfang Elemente schwerer als Eisen gebildet und gelangten in den interstellaren Raum.

Forschungsgeschichte

• 1912: Der amerikanische Astronom Vesto Slipher stellte eine Rotverschiebung der Spektren bestimmter Nebel fest. Ähnliche Beobachtungen wurden später auch von Carl Wilhelm Wirtz gemacht.
• 1915: Albert Einstein publizierte die allgemeine Relativitätstheorie und begründete damit die theoretische Basis für ein expandierendes Weltall. Er war jedoch zunächst von einem statischen Universum überzeugt und fügte daher in die Feldgleichungen dieser Theorie eine kosmologische Konstante ein, die zu einer entsprechenden Lösung führte. Später bezeichnete er diesen Schritt angeblich als „die größte Eselei meines Lebens“.
• 1922: Alexander Friedmann berechnete die Lösungen der einsteinschen Feldgleichungen ohne kosmologische Konstante und entdeckte, dass sie einem Kosmos entsprachen, der entweder ausgehend von einem Anfangspunkt ewig expandiert, zu einem Endpunkt hin kollabiert oder sowohl einen Anfangs- als auch einen Endpunkt hat.
• 1923: Edwin Hubble wies nach, dass sich der Andromedanebel weit außerhalb der Milchstraße befindet.
• 1927-1933: Der Priester und Astronom Abbé Georges Lemaître entwickelte eine erste Form einer Urknalltheorie, bei der das Universum mit einem einzigen Teilchen beginnt, das er Uratom nannte.
• 1929: Edwin Hubble entdeckte, dass die Rotverschiebung der Galaxien proportional zu deren Entfernung wächst: das später nach ihm benannte hubblesche Gesetz. Er erklärte diesen Befund durch den Dopplereffekt als Folge einer Expansion des Universums.
• 1948: George Gamow, Ralph A. Alpher und Robert C. Herman entwickelten eine Theorie von der Entstehung des Kosmos aus einem heißen Anfangszustand. Fred Hoyle, Thomas Gold und Hermann Bondi entwickelten als Alternative die Theorie eines stationären Universums, dessen Expansion überall von einer ständigen Entstehung neuer Materie begleitet ist, derart, dass die Dichte und die Struktur des Universums unverändert bleiben. Die Theorie von Gamow und Herman setzte sich im Laufe der folgenden Jahre durch.
• 1965: Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdeckten unbeabsichtigt die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung.
• 1979: Roger Penrose schlug die Weylkrümmungshypothese zur Erklärung des extrem homogenen und isotropen Anfangszustands des beobachtbaren Universums sowie des Ursprungs des Zweiten Hauptsatzes der Thermodynamik vor.^[1]
• 1981: Alan Guth schlug zur Beantwortung einiger kosmologischer Probleme eine Phase sehr schneller Expansion in der Frühphase des Universums vor. Die Theorie des inflationären Universums wurde später von Andrei Linde und anderen weiter entwickelt.
• 1986: Valerie de Lapparent, Margaret Geller und John Huchra entdeckten die Anordnung von Galaxienhaufen in wandartigen Strukturen, die wiederum großskalige blasenartige Leerräume umschließen.^[2]
• 1990er Jahre: Neue Entwicklungen in der Technologie von Teleskopen und Satelliten wie COBE (Cosmic Background Explorer) gestatteten eine präzisere Bestimmung von kosmologischen Parametern. Es mehrten sich Hinweise auf ein beschleunigt expandierendes Universum.
• 2001: Der Satellit WMAP wurde gestartet und maß die räumliche und spektrale Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung mit extremer Präzision. Damit ließen sich, unter Berücksichtigung weiterer Messungen, mehrere fundamentale kosmologische Größen mit bisher unerreichter Genauigkeit berechnen ^[3]:
  • Das Alter des Kosmos: 13,7·10⁹ Jahre
  • Der Zeitpunkt der Entkopplung von Strahlung: 397.000 Jahre nach dem Urknall
  • Die Hubble-Konstante: 71 km·s^-1·Mpc^-1
  • Die materielle Zusammensetzung des Kosmos: 4,4 % baryonischer Materie, 22 % Dunkle Materie und 73 % Dunkle Energie (kosmologische Konstante)

Diese auf Beobachtungen und Messungen gestützten Erkenntnisse stehen in weitgehender Übereinstimmung mit der Theorie eines expandierenden Universums, dessen Expansion beschleunigt.

Literatur

• Stephen W. Hawking: Eine kurze Geschichte der Zeit. ISBN 3-499-60555-4
• Steven Weinberg: Die ersten 3 Minuten. Piper, München 1976, ISBN 3-492-22478-4
• Charles H. Lineweaver und Tamara M. Davis: Der Urknall – Mythos und Wahrheit. In: Spektrum der Wissenschaft. Mai 2005, S. 38–47, ISSN 0170-2971
• Hans-Joachim Blome, Harald Zaun: Der Urknall. München 2004, ISBN 3-406-50837-5
• Simon Singh: Big Bang. Hanser, 2005, ISBN 3-446-20598-5
• Gerhard Börner und Matthias Bartelmann: Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung. In: Physik in unserer Zeit. Band 33, Nr. 3, 2002, S. 114–120, ISSN 0031-9252
• Gabriele Veneziano: Die Zeit vor dem Urknall. In: Spektrum der Wissenschaft. August 2004, S. 30–39, ISSN 0170-2971
• Harry Nussbaumer: Achtzig Jahre expandierendes Universum. In: Sterne und Weltraum. Band 46, Nr. 6, 2007, S. 36–44, ISSN 0039-1263

Weblinks

• Was ist der Urknall?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt)
• Was war vor dem Big Bang?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt)
• Wo war der Big Bang?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt)
• Der Urknall bei Welt der Physik

Einzelnachweise

1. ↑ Roger Penrose: Singularities and Time-Asymmetry. In: Stephen Hawking und Werner Israel (Hrsg.): General Relativity: An Einstein Centenary Survey. Cambridge University Press, 1979, S. 581–638. 
2. ↑ V. de Lapparent, M. J. Geller und J. P. Huchra: A Slice of the Universe. In: Astrophysical Journal. 302, 1986, S. L1-L5. doi:10.1086/184625
3. ↑ David Spergel et al.: First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters. In: ApJS. Band 148, 2003, S. 175