Oorknall

De **Oorknall** is na dat Standardmodell vun de Kosmologie de Anfang vun’t Weltall. In’n Rahmen vun de **Oorknalltheorie** warrt ok dat fröhe Universum beschreven, dat heet de Entwickeln vun’t Universum mit de Tiet na den Oorknall.

As Utfinner vun de Oorknalltheorie gellt de Physiker Georges Lemaître, de den Oortostand vun’t Weltall mit den Begreep „primordial Atom“ oder „Ooratom“ beschreven hett. De Begreep Oorknall (eng. *Big Bang*, wöörtlich also „De grode Knall“) weer vun Sir Fred Hoyle prägt, de en Kritiker vun disse Theorie weer un se mit den Utdruck in’t Alberne tehn wull. In de düütschen un plattdüütschen Översetten fehlt disse ironische Ünnertoon.

De Oorknall beteken keen Explosion in en Ruum, de dor is, man dat gemeensome Tostannenkamen vun Materie, Ruum un Tiet ut en oorsprüngliche Singularität.

## Översicht
Wenn een dorvun utgeiht, dat mit den Oorknall nich blots de Materie entstahn is, man ok de Ruumtiet eerst anfungen hett dortowesen, kann de Oorknall sülvst mit de physikaalschen Theorien, de dat bit hüüt gifft, gor nich beschreven warrn.

Na de Oorknalltheorie hett dat mit Mateer anfüllte Weltall na sien Entstahn dormit anfungen, sik uttobreden. Dat duert bit hüüt an. De Kosmologie modelleert disse Expansion vun’t Universum mit Help vun de Feldglieken vun de allgemenen Relativitätstheorie na Albert Einstein.

As wieter ünnen beschreven, gifft dat’n Reeg vun astronoomsch Beobachten, ut de een dat Öller vun’t Universum afschätzen kann, und dormit ok de Tiet vun’n Oorknall. Opstunns warrt 13,7&nbsp;±&nbsp;0,2 Milliarden Johr as de naueste Weert dorför ansehn.

Dat Ut’neenbewegen vun de Galaxien verlööft, op den Tietpunkt torüchtoreken, as disse op en drang Ruumrebeet konzentreert weern. To de Tiet mutt de Temperatur gresig hooch un de Afstand twüschen all Objekten bannig lütt wesen hebben. 

Sünners de nafolgen experimentellen Beobachten warrt dör de Oorknalltheorie verklort:
* de Rootverschuven vun de Galaxien un dormit dat Utenannerbewegen vun’t Universum.
* dat Spektrum vun de Achtergrundstrahlen in’t Weltall.
* de Grenz vun de Öllersverdelen bi de Steerns bi ruchweg 13 Milliarden Johren.
* de Männichkeitsverdelen vun de cheemschen Elementen in’t Weltall (sünners Waterstoff, Deuterium un de Helium-Isotopen).

Theoretisch denkbor is en Gegenstück to’n Oorknall, also en Kollaps vun’t Universum, de as *[[Big Crunch]]* betekent warrt. Beobachten hebbt aver wiest, dat de Massendicht in’t Universum to lütt is, as dat se dör ehr egen Gravitatschoon so en Kollaps ingangsetten künn. Dat Universum warrt sik dorüm wohrschienlich wieter utdehnen.

## De Oorknall in de Theorie
De Entwickeln vun’t Universum warrt dör de Friedmann-Glieken beschreven, de en sünnere Form vun de einsteinschen Feldglieken dorstellt. Üm de Glieken to lösen, geiht man vun den Tostand vun dat Universum vundaag ut un verfolgt de Entwickeln torüch in de Tiet. De nipp un naue Lösen is vör allen afhangig vun den meten Weert vun de Hubble-Konstante un verscheden Dichtparameters, de den Massen- un Energieinholt vun’t Weltall beschrievt. Man finnt dormit, dat dat Universum fröher lütter weer un togliek ok hitter un dichter. Formal föhrt de Lösen op en Tietpunkt, an den de Weert vun’n Skalenfakter nichtig is. Dat heet, dat dat Universum dor keen Utdehnen harr un de Temperatur un de Dicht unennlich groot warrt. Disse Moment warrt as de „Oorknall“ betekent. Formal is dat en Singularität vun de Lösen vun de Friedmann-Glieken.

Man, dormit is noch nix seggt över de physikaalsche Realität vun so en Anfangssingularität, vun wegen dat de Glieken vun de klassischen Physik blots in sünnere Grenzen gellt. An disse Steed sünd se streng nahmen nich mehr antowennen, wenn Quanteneffekten en Rull speelt, as dat in dat düchtig fröhe, hitte un dichte Universum de Fall wesen is. Üm de Entwickeln vun’t Universum to de ganz fröhe Tiet to beschrieven, warrt en Theorie vun de Quantengravitatschoon bruukt.

## Fröhhistorie vun’t Universum

As de bekannten physikaalschen Theorien to de Tiet vun’n Oorknall nich mehr gellt, gifft dat opstunns för den Oorknall sülvst noch keen Theorie, de allgemeen acht warrt. Verscheden Tietduern na den Oorknall warrt as egenstännige Perioden un Epochen vun’t Universium beschreven. Wenn een de bekannten physikaalschen Gesetten op de Situatschoon nipp un nau na’n Oorknall anwennt, den kriggt een rut, dat de Weltruum in de eersten Sekunnenbrookdelen vun’t Expandeeren ünnerscheedliche, gresig korte Phasen dörlopen hebben mutt. Vun wegen de lütten Afstännen un de hogen Snelligkeiten vun de bedeeligten Deelken künnt se aver ok jüst so begeevnisriek wesen hebben as latere Phasen.

De hoge Temperatur hett de Grundlaag geven, dat sik ünnerscheedliche Deelken inenanner ümwanneln künnen. Bi Temperaturen, de hooch noog sünd, kaamt disse Ümwannelreakschonen gliek faken in beide Richten vör, so dat sik en thermisch Gliekgewicht instellt. Dör de Expansion vun’t Weltall nimmt de Temperatur aver mit de Tiet af, so dat verscheden Reakschonen na un na „utfreert“, wenn de Temperatur den för en sünnere Reakschoon charakteristischen Weert ünnerschreden deit. Dat heet, dat en Reakschoon denn blots noch in een, neemlich de (na cheemschen Spraakbruuk) „exotherme“ Richt aflöpt, wiel för de „endotherme“ Torüchreakschoon nich mehr noog Energie dor is. Op disse Oort un Wies starvt na un na vele hoochenergeetsche Deelkenoorden ut. De verscheden Phasen in de Historie vun’t Universum sünd charakteriseert dör den Verloop vun de middlere Temperatur vun’t Universum un dormit dör de Oort vun de Deelkenreakschonen, de to de Tiet stattfinnen künnt.

Man geiht to Hauptsaak vun den nafolgen Aflopp ut:

### Planck-Ära un Anfang vun de GUT-Ära
Dat Universum hett in en Tostand anfungen, dat dör de klassischen physikaalschen Gesetten nich to beschrieven is. In’t Sünnere mutt een dorvun utgahn, dat de Tiet sülvst „vör“ de so nöömten Planck-Tiet (üm un bi 5,4·10−44&nbsp;s; to’n Vereenfachen warrt tomeist 10−43&nbsp;s angeven) ehr Egenschop as Kontinuum verloren hett. Dormit sünd Angaven to Tietrüüm twüschen den Tietpunkt Null un 10−43&nbsp;s physikaalsch ahn Bedüden, vun wegen dat de Tiet nich gliekmatig lopen is. In dissen Sinn kann de Planck-Ära keen Duer bimeten warrn.

Dat gieke gellt ok för den Ruum. Rüüm mit en Längenutdehnen vun Null bit to de Planck-Läng (1,6·10−35&nbsp;m; to’n Vereenfachen warrt tomeist 10−35&nbsp;m angeven) hett de Ruum keen Egenschop as Kontinuum. Angaven över en rüümlich Utdehnen för Rüüm mit de Utdehnen vun Null bit 10−35&nbsp;m hebbt dorüm keen Sinn. Somit kann för de Tiet vun de Planck-Ära ok keen naue Angaav över dat Volumen vun't Universum maakt warrn. Üm dat Universum to de Tiet vun de Planck-Ära to beschrieven, warrt en Theorie vun de Quantengravitatschoon bruukt, de aver opstunns noch nich formuleert is. Eerst na dat Enn vun de Planck-Ära is dat Universum vun en Oort, de mit de Physik na’t hüütige Verstahn beschreven warrn kann.

Ut teemlich elementar Överleggen folgt, dat to den Tietpunkt de Dicht ruchweg 1094&nbsp;g/cm3 un de Temperatur üm un bi 1032&nbsp;K meten hebben mutt. Na de eenheitlichen Feldtheorien weern ünner disse Bedingen all veer bekannten Grundkräft vun de Physik,

* de Stark Wesselwirken
* de Swack Wesselwirken
* de Elektromagnetsch Wesselwirken
* de Gravitatschoon

tosamen in en eenzige Oorkraft vereent. As dat Weltall anfüng, utenanner to gahn weer de Planck-Ära to Enn un de Gravitatschoon hett sik as enkelte Kraft afsplitt. De annern dree Wesselwirken hebbt de GUT-Kraft billt (*Grand Unified Theory*). De Natur vun de meisten Deelken, de dat in disse GUT-Tiet geven hett, is nich bekannt. Wietere Afsplitten geev dat later noch tweemol un in’n Tosamenhang mit so nöömte Symmetriebreken.

De Wetenschop geiht vundaag dorvun ut, dat de hüüt beobacht Asymmetrie twüschen de Materie un de Antimaterie in de GUT-Ära tostannen kamen is. Vörrutsetten dorför is, dat sik de GUT-Kraft nich an de CP-Symmetrie hollen deit. Dör dat Utfreren vun Reakschonen, de de Baryonentall nich bibehollen doot, kann so an’t Enn vun de GUT-Ära en lütten Överschuss vun Materie in’n Vegliek to de Antimaterie enstahn wesen, de na’t Verstrahlen vun Materie un Antimaterie de hüütige, meist vullstännig ut Materie bestahn Welt billt hett (Kiek dorto ok bi Baryogenese un Leptogenese).

### Inflatschonär Universum
*Hööftartikel*: Inflatschonär Universum

Bi en Öller vun 10−36&nbsp;s is de Temperatur op ruchweg 1027&nbsp;K afsackt. Op de Grundlaag vun de GUT-Modellen warrt annahmen, dat sik bi de Temperatur de Starke Wesselwirken vun de GUT-Kraft afsplitt hett. Disse Vörgang is to verglieken mit en Phasenövergang as dat Verklamen vun Water to Ies dör Afköhlen. Man geiht dorvun ut, dat sik dit Afsplitten hentogen hett, so as dat ok bi’n Kristallisatschoonsvörgang mööglich is. Anners as Water hett en Ieskristall sünnere Vörtogsrichten, de sik bi’t Kristalliseren in een tofallige Richt orienteert. Disse Vörgang warrt ok as spontane Symmetriebreken betekent. In dat Bispeel mit dat Ies is dat de Breken vun de Kugelsymmetrie vun’t Water.

De Energie, de bi’t hentogen Afsplitten free worrn is, hett to en Phaas vun gresig gaue Expansion föhrt, de so nöömte Inflatschoon, wobi twüschen de Tietpunkten 10−35&nbsp;s un 10−33&nbsp;s en Utdehnen üm en Fakter vun üm un bi 1050 passeert is. Disse Expansion mit Överlichtsnelligkeit steiht nich in’n Wedderspruch to de Relativitätstheorie, vun wegen dat se blots de överlichtgaue Bewegen *in’n Ruum* afhannelt, nich aver de överlichtgaue Utdehnen *vun’n Ruum sülvst* verbeden deit. Dat Rebeet, wat wi vundaag as dat sichtbor Universum kennt, harr sik dorbi na de Theorie vun en Dörmeter, de wiet ünner den vun en Proton liggt, op ruchweg 100&nbsp;cm utbreden müsst.

En Inflatschoons-Phaas is in de Laag, mehrere kosmologsche Beobachten to verkloren, för de anners kuum en Verkloren to finnen is:
* de globale Homogenität vun’n Kosmos (Horizontproblem)
* de wietrüümigen Strukturen in’n Kosmos as Galaxien un Galaxienhopen
* de lütte Krümmen vun’n Ruum (Flachheitsproblem)
* de Ümstand, dat keen magneetschen Monopolen to finnen sünd.

### Quark-Ära
Na 10−33&nbsp;s weer de Temperatur op 1025&nbsp;K rünnergahn. De Quarks un Anti-Quarks, de Bostenen vun de hüütigen sworern Deelken (Baryogenese) hebbt sik nu billt. Man de Temperatur weer so hooch un de Tieden twüschen dat Tosamenstöten vun twee Deelken so kort, dat sik bestännige Protonen oder Neutronen noch bich billn künnen. An de Steed is en so nöömt Quark-Gluonen-Plasma ut meist freesweven Deelken tostannenkamen. Sworere Deelken, as de X-Bosonen sünd utstorven, vun wegen dat se unbestännig weern un de Temperatur nich mehr hooch noch weer, üm ne’e natomaken.

### Veer Grundkräft
Na 10−12&nbsp;s weer dat Universum bi en Temperatur vun 1016&nbsp;K ankamen. De Elektroswacke Kraft, wat vun de GUT-Kraft överbleven is, hett sik denn in de swache un de Elektromagnetsche Kraft opsplitt. Dormit weer de Verfall vun de Oorkraft in de veer bekannten Grundkräft afslaten.

### Anfang vun de Hadronen-Ära
Na 10−6&nbsp;s leeg de Temperatur bi ruchweg 1013&nbsp;K. De Quarks künnen nu nich mehr free existeren, man se hebbt sik to de Hadronen tosamenslaten. Mit sieter warrn Temperatur sünd de sworen Hadronen verfallen un an’t Enn bleven dorvun de Protonen un de Neutronen över, as ok jemehr Antideelken. Dör dat foortlopen Ümwanneln vun Protonen in Neutronen un ümkehrt is ok en grode Tall vun Neutrinos entstahn.

### Anfang vun de Leptonen-Ära
Na 10−4&nbsp;s weer de Temperatur op 1012&nbsp;K afsackt. De meisten Protonen un Neutronen sünd bi’t Tosamenstöten mit jemehr Antideelken tonichten maakt worrn, afsehn vun den baven besnackten Överschuss vun een Milliardstel. Vun wegen jemehrn lütten Massenünnerscheed hett sik dorbi en Proportschoon vun Protonen to Neutronen vun 6:1 utbillt, wat vun Bedüden weer för den lateren Heliumandeel in’t Weltall. De Temperatur weer nu jüst noch groot noog, Leptonen-Poren, as to’n Bispeel en Elektron un sien Antideelken, dat Positron, to billn, de dormit de beherrschen Deelkensort weer. De Dicht is rünnergahn op 1013&nbsp;g/cm³. För Neutrinos, de mit annere Deelken kuum wesselwirkt, weer de Dicht nu siet noog. Se weern nich mehr in’t thermische Gliekgewicht mit de annern Deelken un sünd *entkoppelt*.

### Enn vun de Leptonen-Ära
Na een Sekunn weer de Temperatur rünner op 1010&nbsp;K. Nu hebbt sik ok de Elektronen un Positronen gegensietig tonichten maakt – bit op den Överschuss vun een Milliardstel vun Elektronen. Dormit weer dat Tostannekamen vun de Materie-Bostenen, worut sik de Kosmos vundaag noch tosamensett, tomeist afslaten.

### Anfang vun de Nukleosynthees
Na teihn Sekunnen un bi Temperaturen üm 109&nbsp;K hebbt sik Protonen un Neutronen dör Karnfusion to eerste Atomkarns verenigt. Disse Vörgang warrt as primordiale Nukleosynthees betekent. Dorbi hebbt sik 25 % Helium-4 (4He) un 0,001% Deuterium, as ok Sporen vun Helium-3 (3He), Lithium un Beryllium billt. De annern 75&mnsp;% weern de Protonen, de lateren Waterstoffkarns. Na fief Minuuten harr de Dicht vun de Mateer sowiet afnahmen, dat de Nukleosynthees ophöört hett. De fre’en Neutronen, de överbleven sünd, weern nich bestännig un sünd in’n Verloop vun de nächsten Minuuten to Protonen un Elektronen verfallen.

All de sworeren chemschen Elementen sünd eerst later in’n Binnere vun de Steern entstahn. De Temperatur weer jümmer noch so hooch, dat de Materie as Plasma vörliggen de, also en Mischen ut fre’e Atomkarns, Protonen un Elektronen bi en Temperaturstrahlen in’t Röntgenrebeet.

### Enn vun de Strahlen-Ära un Anfang vun de Materie-Ära
De Hööftandeel vun de Energiedicht in’t Weltall hett bit nu de elektromagnetsche Strahlen innahmen. Bi Strahlen nimmt tosätzlich to’n Affallen vun de Talldicht vun de Photonen (as Folg vun de Ruumexpansion) de Bülgenläng vun de enkelten Photonen dör de kosmologische Rootschuven to. Dordör warrt de Energiedicht vun de Strahlen gauer weniger as de vun de Materie, de vun de Rohmassendicht bestimmt warrt un vun de Temperatur in de Hauptsaak unafhangig is. To en Tietpunkt vun ruchweg 10.000 Johren na den Oorknall is de Energiedicht vun de Strahlen ünner de vun de Materie fallen, de vun nu an de Dynamik vun’t Universum bestimmen deit. Man snackt vun de materiedomineerten Ära.

### Entkoppeln vun de Achtergrundstrahlen
To’n Anfang stünn de Strahlen in anduern Wesselwirken mit de fre’en Ladungen. Dat Universum weer dorüm undörsichtig. Na ruchweg 400.000 Johren is de Kosmos op ungefähr 3.000&nbsp;K afküllt. Bi dissen Weert hebbt de Atomkarns un Elektronen bestännige Atomen billt. De Wesselwirken vun Photonen mit de Atomen, de nich laadt weern, weer siet, so dat sik dat Licht nu to’n gröttsten Deel ahn Hinnern utbreden künn. Dat Universum is dörsichtig worrn.

In wieteren Verloop vun de Expansion hett de Bülgenläng vun de afkoppelte Achtergrundstrahlen dör’t Utdehnen vun’n Ruum tonahmen, wat sik in’t Rootschuven vun ehr Spektrum wiest. Disse Achtergrundstrahlen kann vundaag meten warrn. Se is gliekwertig to en Temperatur vun 2,73&nbsp;K un warrt dorüm ok as „Dree-Kelvin-Strahlen“ betekent.

### Billn von grootrüümige Strukturen
Dör’t Afkoppeln vun de Strahlen stünn de Materie nu starker ünner’t Inwarken vun de Gravitatschoon. Dorvun utgahn, dat de Dicht in’n Ruum nich överall gliek is – wat villicht al in de inflatschonäre Phaas dör Quantenfluktuatschoon tostannenkamen is – hebbt sik na een Million Johr grootrüümige Strukturen in’n Kosmos billt. Dorbi füng de Materie an, in Ruumrebeden mit en gröttere Massendicht as Naklapp vun gravitative Unbestännigkeiten to kollabeeren un Ansammeln to billn. Eerste Halos ut Düstere Materie hebbt sik billt, de as Gravitatschoonslunken wirken deen, in de sik later de för uns sichtbore Materie ansammelt hett.

Üm de Egenschoppen vun de düsteren Materie to ünnersöken, hebbt Wetenschoppler versöcht, dör Simulatschoon den Vörgang vun de Strukturbilln natobilln. Ünnerscheedliche Mööglichkeiten sünd dörbi dörspeelt worrn, wobi mit Help vun de Simulatschonen enige as vullstännig unrealistisch utslaten warrn künnen. Vundaag gellt de so nöömte \Lambda CDM Szenarien as de wohrschienlichsten, wobi dat  \Lambda de Kosmologische Konstante vun de Einstein-Glieken is, un CDM för kolle düstere Materie (engl.: *cold dark matter*) steiht. Wovun Oort vun Deelken de düstere Materie billt, is opstunns noch nich bekannt.

### Enstahn vun Steerns un Galaxien
De kollabeeren Gaswulken harrn sik intwüschen sowiet verdicht, dat sik Steerns, Kugelsteernhopens un de eersten Galaxien billt hebbt. In de Steerns sünd nu dör Karnfusion all de sworere Elementen bit to’n Iesen entstahn. De sworeren Steern sünd al na wenige Millionen Johren as Supernova explodeert. Dorbi künnen dör Neutroneninfang ok Elementen entstahn, de sworer sünd as Iesen, de sik in’n interstellaren Ruum verdeelt hebbt.

## Historie vun’t Utforschen
De US-amerikaansche Astronom Vesto Slipher hett 1912 de Rootschuven vun de Spektren vun sünnere Nevels faststellt. Dat glieke hett later ok Carl Wilhelm Wirtz beobacht. Dat weern eerste Henwiesen op Egenbewegen vun disse Objekten. De theoretische Grundlaag för dat expanderen Weltall hett Albert Einstein leggt, as he 1915 de allgemene Relativitätstheorie publizeert hett. Man, he sülvst weer toeerst noch vun en staatisch Universum övertüügt un hett en kosmologische Konstante in sien Feldglieken inföögt, de op en entspreken Lösen föhrt hett. Dissen Schritt schall he later as mol as „de gröttste Eselee vun mien Leven“ betekent hebben.

1922 hett Alexander Friedmann de Lösen vun de einsteinschen Feldglieken ahn kosmologische Konstante utrekent un stell fast, dat dorbi en Kosmos rutkummt, dat utgahn vun en Anfangssteed ewig expandeert, to en Ennpunkt hen wedder kollabeert oder een Anfang un een Enn hett. Een Johr later künn Edwin Hubble nawiesen, dat de Andromedanevel wiet buten de Melkstraat liggt.

1927-33 hett de Preester un Astronom Abbé Georges Lemaître en eerste Form vun de Oorknalltheorie utklamüstert, bi de dat Universum mit en eenzig Deelken anfangt, wat he as Ooratom betekent hett. In de glieken Tiet, 1929, hett Edwin Hubble faststellt, dat de Rootschuven vun de Galaxien proportschonal mit jemehrn Afstand wasst. Dat weer dat hubblesche Gesett, dat later na em nöömt worrn is. He hett disse Beobachten dör den Dopplereffekt verklort as Folg vun’t Utdehnen vun’t Universum.

George Gamow, Ralph A. Alpher un Robert C. Herman hebbt 1948 die Theorie entwickelt, dat dat Weltall ut en hitten Anfangstostand entstahn is. Fred Hoyle, Thomas Gold un Hermann Bondi hebbt as annere Mööglichkeit dorto de Theorie vun en statschonär Universum entwickelt, bi dat de Expansion foortlopen ok mit dat Entstahn vun ne’e Materie begleidt warrt, so dat de Dicht un de Struktur vun’t Universum nich ännert warrt. Man, de eerste Theorie hett sik in’n Loop vun de Tiet dörsett.

Ahn Afsicht hebbt Arno Penzias un Robert Woodrow Wilson 1965 de kosmische Achtergrundstrahlen opdeckt. Roger Penrose hett 1979 de Weylkrümmenshypothees vörslahn, üm den gresig homogenen un isotropen Anfangstostand vun’t beobachtbore Universum as ok den Oorsprung vun’n Tweeten Hööftsatz vun de Thermodynamik to verkloren. De Phaas vun de gauen Expansion in de fröhen Phaas vun’t Universum is 1981 vun Alan Guth vörslahn worrn, üm dormit eenige kosmologische Problemen to lösen. De Theorie vun’t inflatschonäre Universum is later vun Andrei Linde un annere wieterentwickelt worrn.

Valerie de Lapparent, Margaret Geller un John Huchra hebbt 1986 de Anorden vun Galaxienhopen in wandordige Strukturen opdeckt, de wedder grootskalige blasenordige Hollrüüm ümsluten doot. Ne’e Entwickeln in de Technologie vun Teleskopen un Satelliten as COBE (*Cosmic Background Explorer*) hebbt in de 1990er Johren en nauere Bestimmen vun kosmologische Parameters mööglich maakt. Dorbi hebbt sik de Henwiesen op en gauer expandeeren Universum funnen.

2001 is de Satellit WMAP in’t All schaten worrn. He hett de rüümliche un spektrale Verdelen vun de kosmischen Achtergrundstrahlen mit gröötste Nauigkeit utmeten. Ünner Acht vun wietere Meten künnen dorut mehrere fundamentale kosmologische Grötten mit en Nauigkeit bestimmt warrn, de dat vörher nienich geven harr.:
* Dat Öller vun’t Weltall: 13,7·109 Johren
* De Tietpunkt vun’t Afkoppeln vun de Strahlen: 397.000 Johren na’n Oorknall
* De Hubble-Konstante:71&nbsp;km·s-1·Mpc-1
* De materielle Tosamensetten vun’t Weltall: 4,4 % baryonische Materie, 22 % Düstere Materie un 73 % Düstere Energie (kosmologische Konstante)
Disse Beobachten un Meten ünnerstütt Ansichten, de to’n gröttsten Deel övereenstimmt mit de Theorie vun en Universum, dat sik jümmer gauer utdehnen deit.

## Literatur
* Stephen W. Hawking: *[[Eine kurze Geschichte der Zeit]]*, ISBN 3-499-60555-4
* Steven Weinberg: *Die ersten 3 Minuten*, München: Piper, 1976, ISBN 3-492-22478-4
* Charles H. Lineweaver, Tamara M. Davis: *Der Urknall – Mythos und Wahrheit.* 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 (Book)|Big Bang]]*, Hanser 2005, ISBN 3-446-20598-5
* Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: *Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung.* Physik in unserer Zeit 33(3), S. 114 – 120 (2002), ISSN 0031-9252
* Gabriele Veneziano: *Die Zeit vor dem Urknall.* Spektrum der Wissenschaft, August 2004, S. 30 – 39, ISSN 0170-2971
* Harry Nussbaumer: *Achtzig Jahre expandierendes Universum.* Sterne und Weltraum 46(6), S. 36-44 (2007), ISSN 0039-1263

## Weblenken

* De Oorknall bi Welt der Physik (hoochdüütsch)

## Borns