🥇Buch „Mode, Glaube, Fantasie und die neue Physik des Universums“

Hallo, Einwohner von Khabro! Können wir in der Grundlagenwissenschaft über Mode, Glauben oder Fantasie sprechen?

Das Universum interessiert sich nicht für menschliche Mode. Wissenschaft kann nicht als Glaube interpretiert werden, da wissenschaftliche Postulate ständig strengen experimentellen Tests unterzogen und verworfen werden, sobald das Dogma im Widerspruch zur objektiven Realität steht. Und Fantasie vernachlässigt im Allgemeinen sowohl Fakten als auch Logik. Der große Roger Penrose möchte diese Phänomene jedoch nicht völlig verwerfen, denn wissenschaftliche Mode kann der Motor des Fortschritts sein, Glaube entsteht, wenn eine Theorie durch reale Experimente bestätigt wird, und ohne einen Hauch von Fantasie ist es unmöglich, alle Merkwürdigkeiten unseres Universums zu begreifen.

Im Kapitel „Mode“ erfahren Sie mehr über die Stringtheorie – die modischste Theorie der letzten Jahrzehnte. „Faith“ widmet sich den Dogmen, auf denen die Quantenmechanik basiert. Und bei „Fantasy“ geht es um nichts Geringeres als die uns bekannten Theorien zur Entstehung des Universums.

3.4. Das Urknall-Paradoxon

Lassen Sie uns zunächst die Frage der Beobachtungen aufwerfen. Welche direkten Beweise gibt es dafür, dass sich das gesamte beobachtbare Universum einst in einem extrem komprimierten und unglaublich heißen Zustand befand, der mit dem in Abschnitt 3.1 dargestellten Bild des Urknalls übereinstimmt? Der überzeugendste Beweis ist die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB), die manchmal auch als Urknallglühen bezeichnet wird. Die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung ist zwar hell, hat aber eine sehr lange Wellenlänge, sodass es völlig unmöglich ist, sie mit bloßem Auge zu erkennen. Dieses Licht strömt von allen Seiten äußerst gleichmäßig (aber meist inkohärent) auf uns ein. Es handelt sich um Wärmestrahlung mit einer Temperatur von ~2,725 K, also mehr als zwei Grad über dem absoluten Nullpunkt. Man geht davon aus, dass der beobachtete „Glanz“ in einem unglaublich heißen Universum (damals etwa 3000 K) etwa 379 Jahre nach dem Urknall entstand – während der letzten Streuungsepoche, als das Universum erstmals für elektromagnetische Strahlung durchlässig wurde (obwohl dies beim Urknall überhaupt nicht geschah; dieses Ereignis ereignete sich im ersten 000/1 des Gesamtalters des Universums – vom Urknall bis heute). Seit der letzten Streuung hat sich die Wellenlänge dieser Lichtwellen um etwa den gleichen Betrag vergrößert wie die Ausdehnung des Universums selbst (ungefähr 40-mal), sodass die Energiedichte ebenso radikal abgenommen hat. Daher beträgt die beobachtete Temperatur des CR nur 000 K.

Die Tatsache, dass diese Strahlung im Wesentlichen inkohärent (also thermisch) ist, wird eindrucksvoll durch die Natur ihres Frequenzspektrums bestätigt, das in Abb. 3.13 dargestellt ist. Auf der vertikalen Achse des Diagramms ist die Strahlungsintensität bei jeder spezifischen Frequenz dargestellt, wobei die Frequenz von links nach rechts zunimmt. Die durchgezogene Kurve entspricht dem Planck-Spektrum des in Abschnitt 2.2 besprochenen schwarzen Körpers bei einer Temperatur von 2,725 K. Die Punkte auf der Kurve sind die Daten spezifischer Beobachtungen, für die Fehlerbalken angegeben sind. Darüber hinaus werden die Fehlerbalken um das 500-fache vergrößert, da sie sonst selbst rechts, wo die Fehler ihr Maximum erreichen, einfach nicht zu erkennen wären. Die Übereinstimmung zwischen der theoretischen Kurve und den Beobachtungsergebnissen ist einfach bemerkenswert – vielleicht die beste Übereinstimmung mit einem in der Natur vorkommenden Wärmespektrum.

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Aber was bedeutet dieser Zufall? Dass wir einen Zustand betrachten, der offenbar sehr nahe am thermodynamischen Gleichgewicht liegt (deshalb wurde früher der Begriff inkohärent verwendet). Aber was bedeutet es, dass das neu entstandene Universum sehr nahe am thermodynamischen Gleichgewicht war? Kehren wir zu Abb. 3.12 aus Abschnitt 3.3 zurück. Der größte grobkörnige Bereich ist (per Definition) viel größer als alle anderen Bereiche dieser Art und ist im Vergleich zu den anderen typischerweise so groß, dass er sie alle bei weitem übertrifft! Das thermodynamische Gleichgewicht entspricht einem makroskopischen Zustand, von dem man annehmen muss, dass jedes System ihn früher oder später erreicht. Manchmal wird es als Wärmetod des Universums bezeichnet, aber in diesem Fall müssten wir seltsamerweise von der Wärmegeburt des Universums sprechen. Die Situation wird durch die Tatsache kompliziert, dass sich das neugeborene Universum schnell ausdehnte, sodass der Zustand, den wir betrachten, tatsächlich ein Nichtgleichgewichtszustand ist. Dennoch kann die Expansion in diesem Fall als im Wesentlichen adiabatisch betrachtet werden - dieser Punkt wurde von Tolman bereits 1934 voll und ganz erkannt [Tolman, 1934]. Dies bedeutet, dass sich der Entropiewert während der Expansion nicht geändert hat. (Eine Situation wie diese, in der das thermodynamische Gleichgewicht aufgrund der adiabatischen Expansion aufrechterhalten wird, kann im Phasenraum als eine Reihe von Bereichen gleichen Volumens mit grobkörniger Aufteilung beschrieben werden, die sich nur in den spezifischen Volumina des Universums voneinander unterscheiden. Wir können davon ausgehen, dass dieser Primärzustand durch maximale Entropie gekennzeichnet war – trotz der Expansion!).

Es scheint, dass wir mit einem außergewöhnlichen Paradoxon konfrontiert sind. Gemäß den in Abschnitt 3.3 dargelegten Argumenten erfordert der zweite Hauptsatz (und wird im Prinzip dadurch erklärt), dass der Urknall ein makroskopischer Zustand extrem niedriger Entropie ist. Allerdings scheinen Beobachtungen des RI darauf hinzudeuten, dass der makroskopische Zustand des Urknalls durch eine enorme, vielleicht sogar maximal mögliche Entropie gekennzeichnet war. Wo liegen wir so falsch?

Eine verbreitete Erklärung für dieses Paradoxon besteht darin, dass es aufgrund der „Kleinheit“ des frühen Universums möglicherweise eine Grenze für die maximale Entropie gegeben hat und dass der Zustand des thermodynamischen Gleichgewichts, der damals offenbar herrschte, einfach das damals maximal mögliche Entropieniveau darstellte. Dies ist jedoch nicht die richtige Antwort. Ein solches Bild könnte einer völlig anderen Situation entsprechen, in der die Größe des Universums von einer äußeren Einschränkung abhängt, wie etwa im Fall eines Gases, das in einem Zylinder mit einem abgedichteten Kolben eingeschlossen ist. In diesem Fall wird der Kolbendruck durch einen externen Mechanismus bereitgestellt, der mit einer externen Energiequelle (oder einem externen Ausgang) ausgestattet ist. Dies trifft jedoch nicht auf das Universum als Ganzes zu, dessen Geometrie und Energie sowie seine „Gesamtgröße“ ausschließlich durch seine innere Struktur bestimmt werden und den dynamischen Gleichungen von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie unterliegen (einschließlich der Gleichungen, die den Zustand der Materie beschreiben; siehe Abschnitte 3.1 und 3.2). Unter solchen Bedingungen (wenn die Gleichungen vollständig deterministisch und invariant in Bezug auf die Zeitrichtung sind – siehe Abschnitt 3.3) kann sich das Gesamtvolumen des Phasenraums im Laufe der Zeit nicht ändern. Es wird davon ausgegangen, dass sich der Phasenraum P selbst nicht „entwickeln“ soll! Die gesamte Entwicklung wird einfach durch die Lage der Kurve C im Raum P beschrieben und stellt in diesem Fall die vollständige Entwicklung des Universums dar (siehe Abschnitt 3.3).

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Vielleicht wird das Problem deutlicher, wenn wir die Spätphasen des Kollapses des Universums betrachten, wenn es sich dem großen Crash nähert. Erinnern Sie sich an das Friedman-Modell für K > 0, Λ = 0, dargestellt in Abb. 3.2 a in Abschnitt 3.1. Wir gehen heute davon aus, dass die Störungen in diesem Modell auf eine unregelmäßige Verteilung der Materie zurückzuführen sind und dass es in manchen Teilen bereits zu lokalen Kollaps gekommen ist, bei denen schwarze Löcher zurückgeblieben sind. Dann muss man davon ausgehen, dass danach einige Schwarze Löcher miteinander verschmelzen und dass der Kollaps in die finale Singularität ein äußerst komplexer Prozess sein wird, der fast nichts mehr mit dem streng symmetrischen Großen Crash des perfekt kugelsymmetrischen Friedmann-Modells in Abb. 3.6 a gemeinsam hat. Im Gegenteil, qualitativ wird die Kollapssituation viel eher an das grandiose Chaos erinnern, das in Abb. 3.14 a dargestellt ist; Die in diesem Fall auftretende Singularität könnte bis zu einem gewissen Grad mit der am Ende von Abschnitt 3.2 erwähnten BCLM-Hypothese übereinstimmen. Der endgültige Kollapszustand wird eine unvorstellbare Entropie aufweisen, obwohl das Universum wieder auf eine winzige Größe kollabiert sein wird. Obwohl dieses spezielle (räumlich geschlossene) rekollabierte Friedmann-Modell derzeit nicht als plausible Möglichkeit zur Darstellung unseres eigenen Universums angesehen wird, gelten die gleichen Überlegungen auch für andere Friedmann-Modelle, mit oder ohne kosmologische Konstante. Die kollabierende Version eines solchen Modells, die aufgrund der ungleichmäßigen Verteilung der Materie ähnliche Störungen erfährt, sollte sich erneut in ein alles verzehrendes Chaos verwandeln, eine Singularität wie ein Schwarzes Loch (Abb. 3.14 b). Indem wir die Zeit in jedem dieser Zustände umkehren, erreichen wir eine mögliche anfängliche Singularität (einen potenziellen Urknall), die dementsprechend eine enorme Entropie aufweist, was der hier geäußerten Annahme über die Entropie-„Obergrenze“ widerspricht (Abb. 3.14c).

Hier muss ich auf alternative Möglichkeiten eingehen, die manchmal ebenfalls in Betracht gezogen werden. Einige Theoretiker meinen, dass der zweite Hauptsatz in solchen Kollapsmodellen irgendwie umgekehrt werden müsse, so dass die Gesamtentropie des Universums (nach der maximalen Expansion) mit dem Herannahen des Großen Crashs immer kleiner werde. Ein solches Bild ist jedoch besonders schwer vorstellbar, wenn es Schwarze Löcher gibt, die, sobald sie entstanden sind, selbst anfangen, auf eine Erhöhung der Entropie hinzuarbeiten (was mit der zeitlichen Asymmetrie an der Stelle der Nullkegel am Ereignishorizont zusammenhängt, siehe Abb. 3.9). Dies wird auch in ferner Zukunft so bleiben, zumindest bis die Schwarzen Löcher im Rahmen des Hawking-Mechanismus verdunsten (siehe Abschnitte 3.7 und 4.3). Eine solche Möglichkeit widerlegt die hier vorgebrachten Argumente jedenfalls nicht. Es gibt noch ein weiteres wichtiges Problem, das mit derartigen komplexen Kollapsmodellen verbunden ist und über das die Leser vielleicht selbst nachgedacht haben: Es ist durchaus möglich, dass Singularitäten Schwarzer Löcher überhaupt nicht gleichzeitig auftreten, sodass wir bei der Zeitumkehr keinen Urknall bekommen, der „auf einmal“ passiert. Dies ist jedoch genau eine der Eigenschaften der (noch unbewiesenen, aber überzeugenden) Hypothese der starken kosmischen Zensur [Penrose, 1998a; [PcR, Abschnitt 28.8], wonach eine solche Singularität im Allgemeinen raumartig sein wird (Abschnitt 1.7) und daher als einmaliges Ereignis betrachtet werden kann. Unabhängig von der Frage der Gültigkeit der Hypothese der starken kosmischen Zensur selbst sind viele Lösungen bekannt, die diese Bedingung erfüllen, und alle diese Varianten (wenn sie erweitert werden) werden relativ hohe Entropiewerte aufweisen. Dadurch verringern sich die Bedenken hinsichtlich der Gültigkeit unserer Ergebnisse erheblich.

Dementsprechend finden wir keine Hinweise darauf, dass es angesichts der geringen räumlichen Ausdehnung des Universums notwendigerweise eine Art „niedrige Obergrenze“ möglicher Entropie geben müsste. Im Prinzip ist die Ansammlung von Materie in Form von Schwarzen Löchern und die Verschmelzung von „Schwarzen Löchern“-Singularitäten zu einem einzigen singulären Chaos ein Prozess, der in hervorragender Übereinstimmung mit dem zweiten Hauptsatz steht, und dieser letzte Prozess sollte von einer enormen Zunahme der Entropie begleitet sein. Der Endzustand des Universums, das nach geometrischen Maßstäben „winzig“ ist, könnte eine unvorstellbare Entropie aufweisen, die viel höher ist als in den vergleichsweise frühen Stadien eines solchen kollabierenden kosmologischen Modells, und die räumliche Miniaturisierung an sich setzt keine „Obergrenze“ für den maximalen Entropiewert, obwohl eine solche „Obergrenze“ (bei Zeitumkehr) gerade erklären könnte, warum die Entropie beim Urknall extrem niedrig war. Tatsächlich legt ein solches Bild (Abb. 3.14 a, b), das allgemein den Kollaps des Universums zeigt, die Lösung des Paradoxons nahe: Warum war der Urknall durch eine außergewöhnlich niedrige Entropie im Vergleich zu dem, was hätte sein können, gekennzeichnet, obwohl die Explosion heiß war (und ein solcher Zustand maximale Entropie aufweisen sollte). Die Antwort lautet, dass die Entropie drastisch ansteigen kann, wenn große Abweichungen von der räumlichen Homogenität zugelassen werden. Der größte Anstieg dieser Art ist mit Unregelmäßigkeiten verbunden, die gerade durch die Entstehung Schwarzer Löcher verursacht werden. Daher könnte der räumlich homogene Urknall trotz der unglaublichen Hitze seines Inhalts tatsächlich eine relativ niedrige Entropie gehabt haben.

Einer der überzeugendsten Beweise dafür, dass der Urknall aus räumlicher Sicht tatsächlich recht gleichmäßig war und mit der Geometrie des FLUE-Modells übereinstimmt (aber nicht mit dem viel allgemeineren Fall einer ungeordneten Singularität, der in Abb. 3.14c dargestellt ist), bezieht sich wiederum auf den Urknall, diesmal jedoch auf seine Winkelgleichförmigkeit und nicht auf seine thermodynamische Natur. Diese Homogenität manifestiert sich in der Tatsache, dass die Temperatur des RI an jedem Punkt am Himmel praktisch gleich ist und die Abweichungen von der Homogenität nicht mehr als 10–5 betragen (bereinigt um einen kleinen Dopplereffekt, der mit unserer Bewegung durch die umgebende Materie zusammenhängt). Darüber hinaus herrscht eine nahezu universelle Gleichmäßigkeit in der Verteilung von Galaxien und anderer Materie; So ist die Verteilung der Baryonen (siehe Abschnitt 1.3) auf größeren Skalen durch eine erhebliche Homogenität gekennzeichnet, obwohl es auffällige Anomalien gibt, insbesondere die sogenannten Hohlräume, in denen die Dichte der sichtbaren Materie deutlich geringer ist als der Durchschnitt. Generell lässt sich argumentieren, dass die Homogenität umso größer ist, je weiter wir in die Vergangenheit des Universums blicken, und dass der RI der älteste Beweis für die Verteilung der Materie ist, den wir direkt beobachten können.

Dieses Bild steht im Einklang mit der Ansicht, dass das Universum in den frühen Stadien seiner Entwicklung zwar äußerst homogen war, jedoch eine leicht unregelmäßige Dichte aufwies. Im Laufe der Zeit (und unter dem Einfluss verschiedener Arten von „Reibung“ – Prozesse, die relative Bewegungen verlangsamen) wurden diese Dichteunregelmäßigkeiten durch die Wirkung der Schwerkraft verstärkt, was mit der Vorstellung der allmählichen Verklumpung von Materie übereinstimmt. Mit der Zeit nimmt die Verklumpung zu, was zur Bildung von Sternen führt. Sie gruppieren sich zu Galaxien, in deren Zentrum sich jeweils ein massereiches Schwarzes Loch befindet. Letztendlich ist diese Verklumpung auf die unausweichliche Wirkung der Schwerkraft zurückzuführen. Solche Prozesse sind tatsächlich mit einer sehr starken Zunahme der Entropie verbunden und zeigen, dass dieser leuchtende Urball, von dem heute nur noch das RI übrig ist, unter Berücksichtigung der Schwerkraft weit von der maximalen Entropie entfernt gewesen sein könnte. Die thermische Natur dieser Kugel, wie sie durch das in Abb. 3.13 dargestellte Planck-Spektrum belegt wird, sagt nur Folgendes: Wenn wir das Universum (in der Ära der letzten Dispersion) einfach als ein System betrachten, das aus miteinander wechselwirkender Materie und Energie besteht, dann können wir davon ausgehen, dass es sich tatsächlich im thermodynamischen Gleichgewicht befand. Wenn wir jedoch auch Gravitationseffekte berücksichtigen, ändert sich das Bild dramatisch.

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Wenn wir uns beispielsweise ein Gas in einem geschlossenen Behälter vorstellen, dann liegt die Annahme nahe, dass es in diesem makroskopischen Zustand die maximale Entropie erreicht, wenn es gleichmäßig im gesamten Behälter verteilt ist (Abb. 3.15 a). In dieser Hinsicht wird es einem heißen Ball ähneln, der das RI erzeugt hat, das gleichmäßig über den Himmel verteilt ist. Ersetzt man die Gasmoleküle jedoch durch ein ausgedehntes System von Körpern, die durch die Schwerkraft aneinander gebunden sind, beispielsweise einzelne Sterne, so ergibt sich ein völlig anderes Bild (Abb. 3.15 b). Aufgrund der Gravitationseffekte sind die Sterne ungleichmäßig in Form von Haufen verteilt. Die größte Entropie wird letztendlich erreicht, wenn zahlreiche Sterne kollabieren oder zu schwarzen Löchern verschmelzen. Obwohl dieser Prozess lange dauern kann (er wird jedoch durch die Reibung aufgrund des interstellaren Gases unterstützt), werden wir letztendlich sehen, dass, wenn die Schwerkraft dominiert, die Entropie umso höher ist, je ungleichmäßiger die Materie im System verteilt ist.

Solche Auswirkungen sind sogar auf der Ebene der alltäglichen Erfahrung zu beobachten. Es stellt sich möglicherweise die Frage: Welche Rolle spielt der zweite Hauptsatz bei der Erhaltung des Lebens auf der Erde? Man hört oft, dass wir auf diesem Planeten dank der Energie leben, die wir von der Sonne erhalten. Dies ist jedoch nicht ganz richtig, wenn wir die Erde als Ganzes betrachten, da fast die gesamte Energie, die die Erde tagsüber empfängt, bald wieder in den Weltraum, in den dunklen Nachthimmel, entweicht. (Natürlich wird das genaue Gleichgewicht durch Faktoren wie die globale Erwärmung und die Erwärmung des Planeten durch radioaktiven Zerfall leicht angepasst.) Andernfalls würde die Erde einfach immer heißer und innerhalb weniger Tage unbewohnbar werden! Allerdings weisen direkt von der Sonne empfangene Photonen eine relativ hohe Frequenz auf (sie konzentrieren sich im gelben Teil des Spektrums), während die Erde Photonen mit einer viel niedrigeren Frequenz in den Weltraum abgibt, die mit dem Infrarotspektrum verwandt sind. Gemäß der Planck-Formel (E = hν, siehe Abschnitt 2.2) hat jedes der von der Sonne kommenden Photonen einzeln eine viel höhere Energie als die in den Weltraum emittierten Photonen. Um ein Gleichgewicht zu erreichen, müssen daher viel mehr Photonen die Erde verlassen als ankommen (siehe Abb. 3.16). Wenn weniger Photonen eintreffen, dann hat die einfallende Energie weniger Freiheitsgrade und die ausgehende Energie mehr. Daher haben die einfallenden Photonen gemäß der Boltzmann-Formel (S = k log V) eine viel geringere Entropie als die ausgehenden. Wir nutzen die in Pflanzen enthaltene Energie niedriger Entropie, um unsere eigene Entropie zu senken: Wir essen Pflanzen oder Pflanzenfresser. Auf diese Weise bleibt das Leben auf der Erde erhalten und gedeiht. (Diese Ideen wurden offenbar erstmals 1967 von Erwin Schrödinger klar formuliert, als er sein revolutionäres Buch „Das Leben, wie wir es kennen“ [Schrödinger, 2012] schrieb.)

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Die wichtigste Tatsache zu diesem Niedrigentropiegleichgewicht ist folgende: Die Sonne ist ein heißer Fleck an einem völlig dunklen Himmel. Doch wie kam es zu diesen Zuständen? Dabei spielten viele komplexe Prozesse eine Rolle, darunter auch solche im Zusammenhang mit thermonuklearen Reaktionen usw., aber das Wichtigste ist, dass die Sonne überhaupt existiert. Und es entstand, weil Sonnenmaterie (wie die Materie, aus der andere Sterne bestehen) sich durch einen Prozess der Gravitationsverklumpung entwickelte und alles mit einer relativ gleichmäßigen Verteilung von Gas und dunkler Materie begann.

Hier müssen wir eine mysteriöse Substanz namens Dunkle Materie erwähnen, die anscheinend 85 % des materiellen (nicht-Λ-)Gehalts des Universums ausmacht, aber nur durch Gravitationswechselwirkungen erkennbar ist und deren Zusammensetzung unbekannt ist. Heute berücksichtigen wir diese Materie nur noch bei der Schätzung der Gesamtmasse, die zur Berechnung bestimmter numerischer Größen erforderlich ist (siehe Abschnitte 3.6, 3.7, 3.9 und zur wichtigeren theoretischen Rolle, die Dunkle Materie spielen kann, siehe Abschnitt 4.3). Unabhängig vom Problem der dunklen Materie sehen wir, wie wichtig sich die niedrige Entropie der ursprünglichen homogenen Materieverteilung für unser Leben erwiesen hat. Unsere Existenz, so wie wir sie verstehen, hängt von der Gravitationsreserve niedriger Entropie ab, die für die ursprüngliche homogene Verteilung der Materie charakteristisch ist.

Hier kommen wir zu einem bemerkenswerten – ja sogar fantastischen – Aspekt des Urknalls. Das Rätsel liegt nicht nur darin, wie es passiert ist, sondern auch in der Tatsache, dass es sich um ein Ereignis mit extrem niedriger Entropie handelte. Bemerkenswert ist im Übrigen nicht so sehr dieser Umstand, sondern vielmehr die Tatsache, dass die Entropie nur in einer bestimmten Hinsicht niedrig war, nämlich dass die Gravitationsfreiheitsgrade aus irgendeinem Grund vollständig unterdrückt wurden. Dies steht in scharfem Kontrast zu den Freiheitsgraden von Materie und (elektromagnetischer) Strahlung, da diese offenbar in einem heißen Zustand mit maximaler Entropie maximal angeregt wurden. Meiner Meinung nach ist dies vielleicht das tiefste kosmologische Mysterium, und aus irgendeinem Grund wird es immer noch unterschätzt!

Es lohnt sich, näher darauf einzugehen, wie besonders der Zustand des Urknalls war und welche Entropie beim Prozess der Gravitationsverklumpung entstehen kann. Demzufolge müssen wir uns zunächst einmal klar machen, welche unglaubliche Entropie einem Schwarzen Loch tatsächlich innewohnt (siehe Abb. 3.15 b). Wir werden dieses Problem in Abschnitt 3.6 erörtern. Doch nun wenden wir uns einem anderen Problem zu, das mit der folgenden, durchaus wahrscheinlichen Möglichkeit zusammenhängt: Schließlich könnte sich das Universum tatsächlich als räumlich unendlich erweisen (wie im Fall der FLRU-Modelle mit K 0, siehe Abschnitt 3.1) oder zumindest der größte Teil des Universums ist möglicherweise nicht für die direkte Beobachtung zugänglich. Damit kommen wir zum Problem der kosmologischen Horizonte, das wir im nächsten Abschnitt diskutieren werden.