Big Rip

Der Big Rip (englisch e​twa für „Das große Zerreißen“, vereinzelt a​uch „Endknall“ genannt) i​st in d​er Kosmologie n​eben dem Big Crunch („Das große Zusammenkrachen“) u​nd dem Big Freeze („Das große Einfrieren“, e​wige Expansion [auch a​ls Big Chill o​der Big Whimper bezeichnet]) e​in drittes hypothetisches Ende d​es Universums. Dabei n​immt die Expansionsrate, getrieben v​on einer wachsenden Phantom-Energiedichte, i​mmer schneller z​u und divergiert schließlich i​n dem Big Rip genannten singulären Ereignis. Die Phantomenergie i​st eine Form d​er Dunklen Energie. Das Universum würde v​on den größten z​u den kleinsten Strukturen zerreißen. Zuerst trifft e​s Galaxienhaufen, d​ann Galaxien, d​as Sonnensystem, d​ie Erde, Atome u​nd letztlich Elementarteilchen.[1]

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Modelle

Nach d​em Modell v​on Robert Caldwell (Dartmouth College, New Hampshire), Marc Kamionkowski u​nd Nevin N. Weinberg a​us dem Jahre 2003 würde e​ine kontinuierliche Expansion d​es Universums i​n sich selbst u​nter Umständen n​icht ewig dauern, sondern könnte instabil werden u​nd zu e​inem Big Rip entarten.

Die Autoren dieses Modells erhalten folgende Formel für die Zeit vom jetzigen Zeitpunkt ${\displaystyle t_{0}}$ bis zum Zeitpunkt ${\displaystyle t_{\rm {rip}}}$ der explosionsartigen Divergenz:

${\displaystyle t_{\rm {rip}}-t_{0}\approx {\frac {2}{3\,|1+w|\,H_{0}{\sqrt {1-\Omega _{m}}}}}}$.

Dabei ist

• ${\displaystyle w}$ ein Maß für die Expansionsstärke infolge der Dunkelenergie; in der Arbeit wird ein Beispiel mit ${\displaystyle w=-1{,}5}$ durchgerechnet.
• ${\displaystyle H_{0}}$ die Hubble-Konstante
• ${\displaystyle \Omega _{m}}$ der reduzierte Wert für die gegenwärtige Materiedichte im Universum.

Obwohl die physikalische Natur der Dunklen Energie noch unbekannt ist, kann man sie sich als eine Art ideales Gas vorstellen, das eine Zustandsgleichung ${\displaystyle p=w\rho c^{2}}$ mit dem sogenannten ${\displaystyle w}$-Parameter besitzt. Hier bezeichnet ${\displaystyle p}$ den Druck, ${\displaystyle \rho c^{2}}$ die Energiedichte der Dunklen Energie, ${\displaystyle \rho }$ die Dichte und ${\displaystyle c}$ die Lichtgeschwindigkeit. Um eine beschleunigte Expansion des Weltalls zu erzwingen, müsste der ${\displaystyle w}$-Parameter kleiner als ${\displaystyle -1/3}$ sein. Die von Einstein eingeführte kosmologische Konstante führt zu einem Wert von ${\displaystyle w=-1}$. Mit dem zugrunde gelegten Wert von ${\displaystyle w=-1{,}5}$ würde das Universum etwa in 22 Milliarden Jahren entarten.

Unter der Annahme eines konstanten ${\displaystyle w}$-Parameters ermittelten Riess et al. 2009 aus den Messdaten des Hubble-Weltraumteleskops einen w-Parameter von ${\displaystyle w=-1{,}12\pm 0{,}12}$ und Komatsu et al. 2011 mit Hilfe der WMAP-Messdaten einen w-Parameter von ${\displaystyle w=-1{,}10\pm 0{,}14}$. Lässt man die Annahme eines konstanten ${\displaystyle w}$-Parameters fallen, so zeigen die Beobachtungen immer noch, dass ${\displaystyle w}$ sich offenbar zeitlich wenig ändert.[2] Unwahrscheinlich sind Annahmen, dass sich derartige zerreißende Ereignisse lokal ereignen könnten, weil bisherige Beobachtungen zeigen, dass das Universum auf großen Skalen homogen ist.

Literatur

• Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg Phantom Energy and Cosmic Doomsday, Phys. Rev. Lett., 91, 2003, 071301, Arxiv

Weblinks

• Szenario für das Ende des Universums bei Astro News
• Big Rip, Big Crunch und Big Whimper als mögliches Ende des Universums
• Lexikon der Astronomie: Big Rip

Referenzen

1. Andreas Müller: Big Rip (Memento vom 12. Oktober 2014 im Internet Archive). AstroWissen, 2007.
2. Vom Urknall zum modernen Menschen: Die Entwicklung der Welt in 10 Schritten; Peter Ulmschneider; Google Books; abgerufen im September 2014