Die Entstehung des Universums

Der Mensch hat sich immer wieder gefragt, woher die Materie, die Erde, die Sterne, das gesamte Universum und schließlich er selbst kommen. In der Vergangenheit wurden dazu Hypothesen aufgestellt, die aus heutiger Sicht abstrus anmuten. Eine dieser Hypothesen stellte z. B. die Erde als eine Scheibe dar, die auf dem Rücken einer Schildkröte ruht (s. Abbildung). Diese Hypothese ist spätestens seit den Fotos der Apollo-Missionen haltlos geworden. Sie zeigen, dass die Erde eine Kugel ist und keine flache Scheibe auf dem Rücken einer Schildildkröte.

Die heutige Vorstellung vom Aufbau und von der Entstehung des Universums ist das Resultat der wesentlichen Verbesserung und Vergrößerung der Teleskope, der Anwendung zweckmäßiger Untersuchungsmethoden und der damit durchgeführten Himmelsdurchmusterungen. Diese führten zu der  Einsicht, dass unsere Erde im Universum eine vollkommen unbedeutende Stellung einnimmt.
Unsere Erde zieht ihre Bahn um die Sonnen in einem Sonnenabstand von ca. 150  Millionen Kilometern. Diese Distanz wird „Astronomische Einheit", kurz AE, genannt (im Englischen AU für „astronomical unit"). Unser Sonnensystem hat eine Ausdehnung von einigen hundert AE. Unsere Sonne mit dem  Sonnensystem ist ein Mitglied der Milchstraße, diese Milchstraße ist eine Galaxie (s. Abbildung 3), die mehrere hundert Milliarden Sonnen enthält und einen Durchmesser von ca. 100,000 Lichtjahren hat (Ein Lichtjahr ist die Distanz, die Licht in einem Jahr zurücklegt: ca. 9,6 Billionen Kilometer). Unsere Milchstraße ist ihrerseits Mitglied in einem Haufen aus weiteren Galaxien, der so genannten 'Lokalen Gruppe'. Im Vergleich zu unserem Sonnensystem erscheint unsere Erde nur wie ein winziges Pünktchen, das Sonnensystem erscheint im Vergleich zur Milchstraße seinerseits nur wie ein Pünktchen, und innerhalb der Lokalen Gruppe ist unsere Milchstraße nur ein eher durchschnittliches Mitglied. Die Lokale Gruppe ist Bestandteil eines großen Galaxien-Superhaufen, der aus mehreren Galaxien-Haufen besteht. Galaxien-Superhaufen gibt es im Universum in großer Zahl. Unsere nächste große Nachbargalaxie, die Andromeda-Galaxie - eher unter dem Namen „Andromeda-Nebel" bekannt - ist 2,2 Millionen Lichtjahre entfernt und hat einen Durchmesser von über 200000 Lichtjahren. Das beobachtbare Universum hat einen Radius von ca. 14 Milliarden Lichtjahren.

Eine andere, spektakuläre Folgerung aus spektralanalytischer Untersuchungen des Lichts der Galaxien war, dass sich beinahe alle Galaxien von uns weg bewegen, und das umso schneller, je weiter sie von uns entfernt sind. Das bedeutet jedoch nicht, dass sich die Erde im Zentrum des Universums befindet und alle anderen Galaxien sich von diesem Zentrum weg bewegen. Um die Art der Bewegung zu verstehen, kann man sich Universum wie einen einen Hefeteig vorstellen, der mit Rosinen gespickt ist. In diesem Modell repräsentieren die Rosinen die Galaxien. Wenn der Teig aufgeht, bewegen sich alle Rosinen auseinander. Selbst wenn eine Rosine im Randbereich des Teiges steckt, scheinen sich alle anderen Rosinen von dieser zu entfernen. Von jeder einzelnen Rosine aus betrachtet bewegen sich alle anderen Rosinen von ihr fort, während sie selbst in Ruhe bleibt und sich ihre Bewegungsenergie somit nicht ändert. Was sich ausdehnt, ist der Teig zwischen den Rosinen.

Der Ausdehnungskoeffizient des Universums ist durch die Hubble-Konstante bestimmt. Diese beträgt nach neuesten Messungen 72 km pro Sekunde für eine Distanz von einem Megaparsec. Das bedeutet, dass sich die Strecke von einem Megaparsec (=3,3 Millionen Lichtjahre) pro Sekunde um 72 km ausdehnt, und das alles, was sich auf dieser Strecke befindet ebenfalls entsprechend mitwächst.

Aus dem Phänomen, dass alle Galaxien auseinanderstreben, lässt sich schlussfolgern, dass das Universum als Ganzes expandiert. Lässt man die Expansion gedanklich rückwärts laufen, also quasi den Hefeteig wieder in sich zusammen fallen, erkennt man, dass das Universum ursprünglich sehr viel kleiner, dichter und viel heißer gewesen sein muss als es heute ist. Das Universum begann sein Dasein als ein kleiner, unfassbar dichter und unfassbar heißer Raum. Der Zeitpunkt an dem das Universum seinen Anfang nahm, wird 'Urknall' genannt.

Beim Urknall entstanden mit dem Universum auch Raum und Zeit. Was vor dem Urknall war, entzieht sich unserer Kenntnis. Im Moment des Urknalls existierte nicht von dem , was es heute gibt, keine Atome, keine Strahlung, und da es weder Raum noch Zeit gab, gab es auch noch keine Naturgesetze.  Kurz nach dem Urknall gab es nur Energie in unvorstellbarer Dichte und Intensität, und daraus wuchs alles Andere.

Die Entstehung der Elemente und der Materie im Universum

Die Entstehung der Elemente und der Materie im Universum Im heutigen Standardmodell zur Entstehung des Universums kann man bis zu einem Zeitpunkt zurückrechnen, der 10-43 Sekunden nach dem so genannten „Urknall" lag. In der kleinen Zeitspanne vom eigentlichen Urknall bis 10-43 Sekunden danach galten die physikalischen Gesetze noch nicht: was innerhalb dieser Zeitspanne passierte, lässt sich deshalb nicht berechnen. Man nimmt an, dass die Verhältnisse 10-43 Sekunden nach dem Urknall denen beim exakten Moment des Urknalls ähnlich gewesen sind. Beim Urknall (s. Abbildung 1a) war die gesamte Masse, Materie, Strahlung, einfach alles, in einem unvorstellbar winzigen Volumen konzentriert. Damals wurde dort das Energieäquivalent der Masse von 10.000 Milliarden Milliarden Milliarden Sonnen wurde in einem einzigen Augenblick freigesetzt. Das Ergebnis war ein unvorstellbar heißes Quark-Gluonen-Plasma, so heiß, dass darin noch keines der heute bekannten Elementarteilchen (z.B. Proton, Neutron, Elektron etc.) existieren konnte. Diese junge und heiße Universum expandierte schnell und kühlte sehr rasch auf eine Temperatur von vielen Milliarden Kelvin ab. Nach etwa 10-30 Sekunden begannen erste Elementarteilchen wie zum Beispiel Protonen, Neutronen und Elektronen nebst ihrer Antiteilchen aus dem Quark-Gluonen-Plasma auszufrieren, sie zerstrahlten bei Kollisionen miteinander unmittelbar wieder in Energiequanten. Übrig blieb schließlich nur ein winziger Bruchteil der aus dem Quark-Gluonen-Plasma entstandenen Elementarteilchen, aus denen die im Universum enthaltene baryonische Materie (ca. ~ 6 x1066 kg) entstand.

Diese baryonische Materie existierte zunächst in einem extrem heißen Plasma aus Strahlung, Wasserstoffkernen, Heliumkernen und Elektronen, das weiterhin kräftig expandierte und dadurch innerhalb von ca. 300000 Jahren auf ca. 3000 K abkühlte. Bei dieser Temperatur bildeten sich aus Wasserstoffkernen und Elektronen die ersten Wasserstoffatome und aus Heliumkernen und Elektronen die ersten Heliumatome, wobei schließlich 75% der gesamten Masse auf Wasserstoff und 25% der auf Helium entfiel. Atomkerne schwererer Elemente enthielt dieses Plasma noch nicht, weil die Anfangstemperatur im Plasma für die Bildung schwererer Atomkerne nicht hoch genug war. Als die Plasmatemperatur unter 3000 Kelvin fiel und Atomkerne und Elektronen sich dadurch zu Atomen zusammenfanden, wurde das Plasma zu durchsichtigem Gas, aus dem die Photonen entweichen konnten. Das Weltall wurde dunkel.

Die erste Generation von Sonnen

Die nun folgende Ausbildung von Strukturen im frühen Universum ist ein erstaunliches und noch wenig verstandenes Phänomen. In den Jahrmillionen nach dem Urknall verteilten sich die Wasserstoff- und Heliumatome nicht wie ein ideales Gas homogen im verfügbaren expandierenden Raum, sondern es entstanden in diesem dünnen Gas offensichtlich lokale Verdichtungen, die wohl die Vorgängerstrukturen der heutigen Galaxien-Superhaufen waren. In diesen riesigen Materieansammlungen entstanden durch Schwerkrafteinwirkung und Kühlung des Gases weitere Unterstrukturen, aus denen nach und nach Galaxien-Haufen und schließlich Galaxien entstanden In diesen feineren Unterstrukturen entstanden durch turbulente dynamische Prozesse kleinere Verdichtungen, die durch Schwerkraftwirkung und Kühlung allmählich in noch kleinere Teilbereiche zerfielen, die sich langsam weiter verdichteten. Durch den Druck der verdichteten Gasmasse im Zentrum dieser verdichteten Bereiche stiegen Dichte und die Temperatur schließlich so hoch, dass das Gas zum Plasma wurde, das sich immer weiter verdichtete und erhitzte, bis daraus ein massereicher Stern entstand, in dessen Kern Wasserstoffatomkerne zum Heliumkernen fusionierten und Energie freigesetzt wurde. Diese ersten Sterne waren extrem massereich, extrem heiß, extrem leuchtkräftig und extrem kurzlebig. Sie waren die erste Sternengeneration im Universum (s. Abbildung 1b)

Beim Kernfusionsprozess in diesen Sternen entstand darin zunächst Helium (He), Bei Temperaturen über 100 Millionen Kelvin fusioniert Helium zu Kohlenstoff (C) und weiter zu Stickstoff, Sauerstoff, Fluor, etc.. Bei noch höheren Temperaturen fusionieren diese Atomkerne dann zu noch schwereren Elementen (z, B. Aluminium, Magnesium, Phosphor, Kalzium, Schwefel, Silizium), Bei jedem dieser Fusionsprozesse wird weitere Energie freigesetzt. Die Temperatur im Kern des Sterns steigt dadurch weiter, es können immer schwerere Atomkerne bis zum Eisen gebildet werden. Bei Elementen, deren Atomkerne mehr als 26 Protonen enthalten (deren Atomgewicht somit schwerer ist als das Atomgewicht von Eisen) wird beim weiteren Kernfusionsprozess aber keine Energie erzeugt, sondern verbraucht. Dadurch bricht bei Eisen der Fusionsprozess sofort ab. Alle Elemente bis zum Eisen mit der Ordnungszahl 26 können durch Fusionsprozesse in Sternen entstehen (Die Elemente Lithium, Beryllium und Bor jedoch nicht). Die übrigen 66 natürlich vorkommenden chemischen Elemente (bis hin zum Uran mit der Ordnungszahl 92) entstehen vorwiegend bei Supernovaexplosionen extrem massereicher Sterne.

Sterne mit der vielfachen Masse unserer Sonne können am Ende ihres Lebenszyklus als so genannte „Supernova“ explodieren. Bei den Sternen der ersten Sterngeneration war das der Fall. Bei diesen Supernovae (s. Abbildung 1c) werden neben ungeheurer Strahlungsenergie und unzähligen Neutrinos auch gewaltige Mengen hochenergetischer Neutronen freigesetzt. Atomkerne in einen solchen Neutronenfluss absorbieren Neutronen, wodurch der Atomkern instabil wird und radioaktiv strahlt. Bei dieser radiaktiven Strahlung zerfallen einzelne Neutronen des radioaktiven Kerns in ein Proton und ein Elektron, sodass die Protonenzahl und damit die Ordnungszahl des betreffenden Atomkerns zunimmt. Durch Neutroneneinfang können aus Atomkernen mit niedriger Ordnungszahl Atomkerne mit höherer Ordnungszahl entstehen, bis zu Uran und darüber hinaus. Allerdings sind viele dieser schwereren Atomkerne nicht stabil und zerfallen deshalb durch radioaktive Prozesse schließlich in andere, stabile Atomkerne. Als Überreste dieser Supernova-Explosionen bleiben schließlich rasch expandierende, strahlende Nebel aus Plasma, Gas und Staub übrig, die das umgebende Gas verdichten (s. Abbildung 1d) und bei der Kollision mit dem Gas allmählich abgebremst werden, worauf sich in diesem verdichteten und mit schweren Elementen angereichertem Gas schließlich irgendwann die nächste Generation von Sternen bilden kann.

In der nebenstehenden Abbildung ist die relative kosmische Häufigkeit der Elemente dargestellt. Das ist die Häufigkeit der Elemente, wie man sie aus der Analyse von Meteoriten bzw. in der Photosphäre der Sonne gemessen hat. Es ist zu beachten, dass die y-Achse logarithmisch aufgetragen ist! Man sieht: Wasserstoff ist das mit Abstand häufigste Element. Es folgt Helium, und dann erst kommen die übrigen chemischen Elemente. Zu den schweren Elementen hin nimmt die jeweilige Häufigkeit deutlich ab. Dies spiegelt den komplizierten Prozess der Bildung schwerer Elemente wieder.

Die mittlere Häufigkeit der Elemente in den Gesteine der Erde ähnelt der kosmischen Elementhäufigkeit, mit Ausnahme der leichten Elemente Wasserstoff und Helium. Auf diese Besonderheiten wird im nächsten Kapitel über die Entwicklung unseres Sonnensystems näher eingegangen.Um Planetensysteme zu bilden, sind schwere Elemente nötig. Die Existenz schwerer Elemente setzt das Kommen und Vergehen einer ersten Generation von massereichen Sternen voraus. In diesen werden durch Kernfusion und durch den Neutroneneinfang bei der abschließenden Explosion dieser Sterne als Supernovae die schweren Elemente gebildet und in der Explosionswolke freigesetzt. Unsere Sonne gehört somit ganz offensichtlich zu einer späteren Sternengeneration, die ihre schweren Elemente für sich und ihre Planetensysteme von ihren Vorgängersternen geerbt haben.
Der Lebenszyklus jedes Sterns der ersten Generation endete in einer mächtigen Supernova-Explosion. Deren Überreste verteilten sich im umgebenden interstellaren Gas, verdichteten es und reicherten es mit schwereren Elementen an, aus denen sich schließlich neue Sterne und Sonnen mit Planetensystemen bilden konnten. Das ist der Inhalt des Abschnitts über die Entwicklung unseres Sonnensystems. Das ist der Inhalt des Abschnitts über die Entwicklung unseres Sonnensystems.

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