Der Urknall selbst ist innerhalb aller bislang bekannten physikalischen Theorien nicht beschreibbar. Die bestehenden Hypothesen sehen ihn als den Ursprung nicht ca. von Materie sondern auch von Raum und Zeit (Nach Stephen W. Hawking hat es einen Zeitpunkt 1 Sekunde vor dem Urknall ebenso wenig gegeben wie eine Stelle 1 km nördlich des Nordpoles.)

Der Urknall fand nicht an einer speziellen Stelle in dem Raum statt, von der aus die Materie anschließend in den leeren Raum hinein expandiert wäre, sondern das gesamte mikroskopisch kleine Universum war zu jedem Zeitpunkt mit Materie gefüllt, und der Raum selbst dehnte sich aus. Die Kosmologie modelliert diese Expansion des Universums mit Hilfe von Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie.

Eine Reihe astronomischer Beobachtungen (s.u.) erlauben, das Alter des Universums, und somit den Zeitpunt des Urknalls zu bestimmen. Derzeit gelten 13,7 ± 0,2 Milliarden Jahre vor unserer Zeit als der genaueste Wert.

Die heutige Auseinanderbewegung der Galaxien ergibt zurückgerechnet einen Zeitpunkt, an dem diese auf ein enges Raumgebiet konzentriert waren. Zu jener Zeit müssen die Temperatur sehr hoch und der Abstand zwischen allen Objekten sehr klein gewesen sein. Da die bekannten physikalischen Theorien für Bedingungen stets näher am Zeitpunkt des Urknalls ungültig werden, gibt es für den Urknall selbst bislang keine akzeptierte Theorie. Verschiedene Zeiträume nachdem Urknall sind jedoch als eigenständige Perioden oder Epochen in dem Leben des Universums identifiziert, und die Vorgänge innerhalb dieser Epochen sind in der Regel verstanden. Die Übereinstimmung astronomischer Beobachtungen mit den Ergebnissen der verschiedenen Epochen gilt der Mehrzahl der Astronomen als Hinweis auf die Korrektheit der Vorstellungen vom Urknall. Gleichzeitig sind insbesondere in den sehr frühen Epochen eine Reihe von Vorgängen ca. unzureichend verstanden, und Beobachtungen aus jener Zeit sind sehr schwierig.

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 Häufigkeit der Elemente in dem Weltraum (insbesondere Wasserstoff, Deuterium und die Isotope des Helium)

Das grundsätzlich mögliche Gegenstück des Urknalls, ein zeitliches Ende des Universums, wird als Endknall (Big Crunch) genannt. Ein solcher gilt nach heutigen Theorien jedoch als unwahrscheinlich.

Wendet man die bekannten physikalischen Gesetze auf den Urknall an, so ergibt sich, dass der Kosmos in den ersten Sekundenbruchteilen der Expansion eine Vielzahl von verschiedenen extrem kurzlebigen Phasen durchlaufen haben muss. Aufgrund der kleinen Abstände und der hohen Geschwindigkeiten der beteiligten Teilchen können sie jedoch durchaus vergleichbar ereignisreich wie spätere Phasen gewesen sein. Gewisse Details dieser Phasen sind noch ungeklärt. In dem Wesentlichen geht man von folgendem Ablauf aus:

Das Universum beginnt mit einem Zustand, bei dessen Beschreibung die bekannten physikalischen Gesetze versagen. Aus sehr elementaren Ãœberlegungen folgt jedoch, dass die Dichte zu Beginn etwa 10⁹⁴ g/cm³ und die Temperatur etwa 10³² K betragen haben muss (siehe Planck-Skala). Insbesondere muss man davon ausgehen, dass die Zeit selbst vor der sogenannten Planck-Zeit (vor 10^-43s) ihres Merkmalen als Kontinuum verliert, so dass Aussagen über einen Zeitraum zwischen einem Zeitpunkt Null und 10^-43 s sinnlos sind. In diesem Sinn hat die Planck-Ära keine Dauer.

In diesem ersten Moment sind alle vier bekannten Grundkräfte der Natur,

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

noch zu einer einzigen Urkraft vereint. Mit dem Beginn der Expansion und damit dem Ende der Planck-Ära spaltet sich die Gravitation als eigenständige Kraft ab. Die drei restlichen Kräfte werden als GUT-Kraft (Grand Unified Theorie) genannt. Abspaltungen dieser Art ereigneten sich später noch zweimal und stehen in Zusammenhang mit so genannten Symmetriebrechungen .

Die hohe Temperatur hat zur Folge, dass sich ständig Teilchen und Energie in Form von Strahlung gemäß der Beziehung E=mc² der Relativitätstheorie ineinander umwandeln. Materie und Strahlung befinden sich dabei in dem thermischen Gleichgewicht. Die Natur der meisten in der GUT-Ära vorliegenden Teilchen ist jedoch unbekannt.

Aufgrund einer gewissen, bislang nicht vollständig verstandenen Asymmetrie der GUT-Kraft bezüglich Materie und Antimaterie kann sich dabei ein winziger Überschuss von Materie in dem Vergleich zur Antimaterie bilden. Dabei spielt möglicherweise ein noch hypothetisches X-Teilchen eine entscheidende Rolle. Dieser Überschuss von ca. einem Milliardstel bildet später die Basis für die gesamte Materie, die wir heute in dem Kosmos finden, und damit auch für unsere Existenz.

Bei einem Alter von 10^-36 s – ist die Temperatur auf 10²⁷ K abgesunken. Die Starke Wechselwirkung spaltet sich von der GUT-Kraft ab. Dieser Ablauf ist vergleichbar mit einem Phasenübergang wie dem Kristallisieren von Eis in Wasser durch Abkühlung. Man geht davon aus, dass diese Abspaltung verzögert eingesetzt hat, so wie es auch bei einem KristallisationsAblauf möglich ist. Anders als Wasser besitzt ein Eiskristall bestimmte Vorzugsrichtungen, die sich bei der Kristallisation in eine zufällige Richtung orientieren. Dieser Ablauf wird als spontane Symmetriebrechung genannt, in diesem Beispiel die der Kugelsymmetrie von Wasser.

Die bei der verzögerten Abspaltung freiwerdende Energie führt zu einer Phase extrem rascher Expansion, dem so genannten Inflationären Universum, wobei zwischen den Zeitpunkten 10^-35s und 10^-33s eine Ausdehnung um einen Faktor von etwa 10³⁰ stattfindet. Der Bereich, der dem heute sichtbaren Universum entspricht, expandiert dabei von einem Durchmesser, der den eines Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm.

Eine derartige Inflation würde elegant mehrere kosmologische Beobachtungen erklären, für die man die andernfalls keine Erklärung hätte, nämlich

• die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem ),
• die großräumigen Strukturen in dem Kosmos wie Galaxien und Galaxien-Cluster ,
• die kleine Krümmung des Raumes, und
• die Abwesenheit von magnetischen Monopolen .

Siehe dazu Inflationäres Universum.

Nach 10^-33 s ist die Temperatur auf 10²⁵ K abgesunken. Es bilden sich Quarks und Anti-Quarks. Die Temperatur ist so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sie keine Protonen oder Neutronen bilden können, sondern als freie Teilchen anzusehen sind. Schwerere Teilchen, wie die X-Teilchen, sterben aus, da sie instabil sind, und die Temperatur für eine erneute Entstehung aus Strahlung nicht mehr ausreicht.

Nach 10^-12 s ist das Universum auf 10¹⁶ K abgekühlt. Die Elektroschwachen Kraft spaltet sich in die Schwache und die elektromagnetische Kraft auf. Damit ist der Zerfall der Urkraft in die vier bekannten Grundkräfte abgeschlossen.

Nach 10^-6 s – liegt eine Temperatur von 10¹³ K vor. Quarks können nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigen sich zu Hadronen. Mit abnehmender Temperatur zerfallen die schwereren Hadronen, und es bleiben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entsteht auch eine große Zahl von Neutrinos.

Nach 10^-4 s ist die Temperatur auf 10¹² K gesunken. Die meisten Protonen und Neutronen werden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet bis auf den oben erwähnten Ãœberschuss von einem Milliardstel. Aufgrund ihres kleinen Massenunterschieds bildet sich dabei ein Verhältnis von Protonen zu Neutronen von 6:1 aus, das für den späteren Heliumanteil in dem Kosmos von Bedeutung sein wird. Die Temperatur reicht nun lediglich noch dazu aus, Leptonen-Paare, wie ein Elektron und sein Antiteilchen, das Positron, zu bilden, die damit die dominante Teilchensorte stellen. Die Dichte sinkt auf 10¹³ g/cm³, ein stets noch immens hoher Wert. Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, ist er jedoch niedrig genug, um völlig vom Rest der Welt zu entkoppeln.

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

Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10⁹ K vereinigen sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess bezeichnet man primordiale Nukleosynthese. Dabei bilden sich 25 Prozent Helium-4 (⁴He) und 0,001 Prozent Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (³He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75 Prozent stellen Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. In den ältesten Sternen in dem Kosmos findet sich heute noch exakt diese Zusammensetzung. Nach 5 Minuten hat die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Nukleosynthese zu dem Erliegen kommt. Die übriggebliebenen freien Neutronen sind nicht stabil und zerfallen in dem Verlauf der nächsten Minuten.

Alle schwereren Elemente entstehen erst später in dem Inneren von Sternen. Die Temperatur ist stets noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorliegt, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen in einem Bad aus Temperaturstrahlung in dem Röntgenbereich.

Bisher stellte Elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte in dem Kosmos. Durch den mit der Expansion verbundenen Temperaturrückgang nimmt sie jedoch ständig ab. Die Energiedichte der Materie, die über die Beziehung E=mc² mit der Masse der Teilchen verbunden ist, nimmt aufgrund ihrer Ruhemasse deutlich langsamer ab. Daher überflügelt die Materie nach etwa 10 Tausend Jahren die Strahlung hinsichtlich ihres Beitrags zur Gesamtenergie.

Nach 397 Tausend Jahren beträgt die Temperatur 3 Tausend K. Bei diesem Wert können die Atomkerne und Elektronen zu Atomen rekombinieren. Zuvor stand die Strahlung in permanenter Wechselwirkung mit den freien Ladungen. Das Universum war daher undurchsichtig. Die Wechselwirkung von Licht mit neutralen Atomen ist jedoch sehr viel kleiner, so dass Licht sich nun ungehindert ausbreiten kann. Das Universum wird durchsichtig.

Im Verlauf der weiteren Expansion nimmt die Wellenlänge der abgekoppelten Hintergrundstrahlung zu. Sie ist heute in Form von Radiowellen messbar, die einer Temperatur von 2,73 K entsprechen, der so genannten 3-Kelvin-Strahlung.

Durch die Entkopplung der Strahlung gerät die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichtevariationen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bilden sich nach 1 Millionen Jahre großräumigen Strukturen in dem Kosmos. Dabei beginnt die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und die Massenansammlungen zu bilden, aus denen später die Galaxien und Galaxien-Cluster entstehen.

Nach 1 Milliarde Jahre entstehen viele Galaxien zunächst als Quasare. Dabei handelt es sich um Galaxien mit einem Schwarzen Loch in dem Zentrum,ins große Mengen von Materie stürzt, was enorme Strahlungsausbrüche zur Folge hat.

Die kollabierenden Gaswolken haben sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich Sterne und Kugelsternhaufen bilden. In den Sternen bilden sich nun durch Kernfusion alle schwereren Elemente bis zu dem Eisen. Die schwereren Sterne explodieren bereits nach wenigen Millionen Jahren als Supernova. Während der Explosion können sich auch die Elemente schwerer als Eisen bilden.

Nach 9,2 Milliarden Jahren kollabiert am Rande unserer Galaxis eine Wolke aus Gas und Staub, die auch Material aus Supernovaexplosionen enthält, und bildet unser Sonnensystem mit seinen Planeten. 4,5 Milliarden Jahre später entsteht der Mensch.

• 1916: Albert Einstein publiziert die allgemeine Relativitätstheorie und begründet damit die theoretische Basis für ein expandierendes Weltall. Er ist jedoch zunächst von einem statischen Universum überzeugt und fügt daher in die Feldgleichungen dieser Theorie eine kosmologische Konstante ein, die zu einer entsprechenden Lösung führt. Später genannt er diesen Schritt als "die größte Eselei meines Lebens".
• 1918: Der Straßburger Astronom Carl Wilhelm Wirtz stellt eine Rotverschiebung der Spektren bestimmter Nebel fest. Er wusste jedoch nicht, dass es sich um Galaxien außerhalb unserer Milchstraße handelte.
• 1922: Alexander Friedmann berechnet die Lösungen der einsteinschen Feldgleichungen ohne kosmologische Konstante, und entdeckt, dass sie einem Kosmos entsprechen, 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 weist nach, dass sich der Andromedanebel weit außerhalb der Milchstraße befindet.
• 1927-1933: Der Priester und Astronom Abbé Georges Lemaître entwickelt eine erste Form einer Urknalltheorie, bei der das Universum mit einem einzigen Teilchen beginnt, dass er Uratom bezeichnet.
• 1930: Edwin Hubble entdeckt, dass die Rotverschiebung der Galaxien proportional zu deren Entfernung wächst, das so genannte hubblesche Gesetz . Er erklärt diesen Befund durch den Dopplereffekt als Folge einer Expansion des Universums. Einstein widerruft daraufhin seine kosmologische Konstante.
• 1948: George Gamow entwickelt eine Theorie von der Entstehung des Kosmos aus einem heißen Anfangszustand. Fred Hoyle entwickelt als Alternative eine Theorie von einem 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 Entscheidung zugunsten der gamowschen Theorie fällt erst Jahre später.
• 1965: Arno Penzias und Robert Wilson entdecken die kosmische Hintergrundstrahlung.
• 1980: Alan Guth schlägt zur Beantwortung einiger kosmologischer Rätsel eine inflationäre Expansion in der Frühphase des Universums vor.
• 1990er Jahre: Neue Entwicklung in der Technologie von Teleskopen und Satelliten wie COBE gestatten die Bestimmung von kosmologischen Parametern mit hoher Präzision. Es mehren sich Hinweise auf ein beschleunigt expandierendes Universum.
• 2001: Der Satellit WMAP wird gestartet und vermisst die räumliche und spektrale Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung mit extremer Präzision. Daraus berechnen sich mehrere fundamentale kosmologische Größen mit bisher unerreichter Genauigkeit:
  • Das Alter des Kosmos: 13,7×10⁹ Jahre.
  • Der Zeitpunkt der Entkopplung von Strahlung: 397 Tausend Jahre nachdem Urknall.
  • Die Hubble-Konstante: 71 km/s/Mparsec.
  • Die materielle Zusammensetzung des Kosmos: 4,4 Prozent baryonischer Materie, 22 Prozent Dunkle Materie und 73 Prozent Dunkle Energie (kosmologische Konstante).

Damit bestätigen sich auch die Hinweise darauf, dass das Universum in eine beschleunigte Expansionsphase übergeht.

Siehe auch: Kosmologie