Weltall-Jahr - Leibniz

Transcrição

Leibniz-Gymnasium Pirmasens
400 J AHRE A STRONOMIE
VOM URKNALL BIS HEUTE DAS „WELTALL-JAHR“
Facharbeit im Fach Physik
Vorgelegt von
MATTHIAS FAUL
Leistungskurs Physik bei Herrn Littig
am 29. Mai 2009
1
I N HA LT S V E R ZE I C HN I S
1
Einleitung ............................................................................................................... S. 3
2
Bildliche Darstellung des „Weltall-Jahres“ ............................................................. S. 4
2.1
Vom Urknall bis in unsere Gegenwart .................................................................... S. 4
2.2
Vom Entstehen unseres Universums ....................................................................... S. 4
2.3
Vom Urknall bis heute: Das „Weltall-Jahr“ ............................................................ S. 5
3
Der Urknall ............................................................................................................. S. 6
3.1
Entstehung des Universums aus dem Urknall heraus ............................................. S. 6
3.1.1 Kosmologie ............................................................................................................. S. 7
3.1.2 Die Urknalltheorie von Georges Lemaître ........................................................... S. 8
3.2
Die Friedmann-Gleichung ...................................................................................... S. 9
3.2.1 Die Friedmann- Theorie ......................................................................................... S. 9
3.2.2 Die Expansion des Universums .............................................................................. S. 10
4
Frühgeschichte des Universums ............................................................................. S. 11
4.1
Planck-Ära und Beginn der GUT-Ära .................................................................... S. 11
4.2
Inflationäres Universum ......................................................................................... S. 13
4.3
Quark-Ära ............................................................................................................... S. 15
4.3.1 Als der Weltraum flüssig war ................................................................................. S. 15
4.3.1.1 Quark-Gluonen-Plasma .......................................................................................... S. 15
4.3.1.2 Klärung wichtiger Begriffe .................................................................................... S. 16
4.4
Spaltung der Urkraft ............................................................................................... S. 17
4.5
Beginn der Hadronen-Ära ...................................................................................... S. 17
4.6
Beginn der Leptonen-Ära ....................................................................................... S. 18
4.7
Ende der Leptonen-Ära .......................................................................................... S. 18
4.8
Beginn der Nukleosynthese .................................................................................... S. 18
4.9
Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära .......................................... S. 19
4.9.1 Rotverschiebung ..................................................................................................... S. 19
4.9.2 Die kosmologische Rotverschiebung ..................................................................... S. 19
4.10 Entkopplung der Hintergrundstrahlung .................................................................. S. 20
Exkurs: Die kosmologische Hintergrundstrahlung ................................. S. 21
4.11 Beginn der Bildung großräumiger Strukturen ........................................................ S. 21
4.12 Entstehung von Galaxien und Sternen .................................................................... S. 21
5
Die Entstehung der Erde ........................................................................................ S. 26
5.1
Vorgeschichte .......................................................................................................... S. 26
5.2
Frühestes Stadium (Hadaikum) .............................................................................. S. 27
5.3
Archaikum .............................................................................................................. S. 27
5.4
Proterozoikum ........................................................................................................ S. 27
6
Ein Blick in die Zukunft ......................................................................................... S. 28
7
Offene Fragen ......................................................................................................... S. 28
7.1
Der Urknall als Übergangsphase ............................................................................ S. 28
7.2
Konstanz der Naturkonstanten ............................................................................... S. 29
7.3
Die Dunkle Energie ................................................................................................ S. 29
7.4
Das Problem der fehlenden Masse ......................................................................... S. 30
8
Schlussbetrachtung ................................................................................................. S. 31
9
Quellen ................................................................................................................... S. 32
9.1
Literaturnachweis ................................................................................................... S. 32
9.2
Internetquellen ........................................................................................................ S. 32
9.3
Nachweis der Abbildungen ..................................................................................... S. 33
2
1 Einleitung
„Wir dürfen das Weltall nicht einengen, um es den Grenzen unseres Vorstellungsvermögens
anzupassen, wie der Mensch es bisher zu tun pflegte. Wir müssen vielmehr unser Wissen ausdehnen,
sodass es das Bild des Weltalls zu fassen vermag“1, so schrieb der englische Philosoph Francis
Bacon (* 1561/ †1626 ) schon vor 400 Jahren.
Lange Zeit war es populär, die Welt als eine ewige zu begreifen, die ohne Anfang ist. Der
Forscherdrang Bacons stellte diese Auffassung bereits kritisch in Frage. Nun hat sich seit Bacon das
physikalische Wissen um das Weltall tatsächlich ausgedehnt. Man möchte zu dem Vergleich greifen,
dass sich dieses ausdehnende Wissen analog zur gewaltigen Ausdehnung unseres Universums
verhält, das vor 13,7 Milliarden Jahren mit dem Urknall begann und noch immer expandiert.
Ein entscheidender Wegbereiter, der uns neuzeitlichen Menschen Bacons Wunsch nach einer
ausgedehnteren Auffassung des Weltalls näher gebracht hat, ist z. B. Albert Einstein. Als er die
Allgemeine Relativitätstheorie erstmals auf die Beschreibung des Weltalls anwendete, wurde ihm
klar, dass sich die Auffassung von einem statischen Kosmos mit seiner Auffassung von Raum, Zeit,
Materie und Energie kaum vereinbaren ließ.
Ziel der vorliegenden Facharbeit ist es, diesen ausgedehnten und dynamischen Entstehungsprozess
des Universums, wie er uns aktuell bekannt ist, zu erklären und zu veranschaulichen. Die Arbeit
besteht aus einem bildnerischen und einem schriftlichen Teil.
Mit Hilfe einer bildlichen Darstellung soll die Zeit vom Urknall bis heute komprimiert dargestellt
werden, dennoch soll die riesige Zeitspanne dem Betrachter über die visuelle Darstellungsart
begreiflich gemacht werden.
Im angefügten schriftlichen Teil dieser Facharbeit wird dargestellt, welche maßgebenden Theorien
zur Erklärung der Entstehung des Universums entworfen wurden und auch welche Probleme und
Fragen noch heute offen sind und auf ihre Beantwortung drängen.
1
Zitiert nach Vaas 2009a, S. 40.
3
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2 Bildliche Darstellung des „Weltall-Jahres“
2.1 Vom Urknall bis in unsere Gegenwart
Vor ca. 13,7 Milliarden Jahren entstand unser Universum aus einer unvorstellbaren
Zusammenballung höchster Energie. Es dehnte sich aus – noch bis heute – und kühlt sich dabei
immer noch ab. Dabei bildete sich aus der Energie stabile Materie, es entstanden – und entstehen
weiterhin - unter anderem die Sterne. Bis in die Gegenwart hinein organisieren sich immer
komplexere Strukturen, insbesondere die Formen des Lebens.2
2.2 Vom Entstehen unseres Universums
Über die Zeit vor dem Urknall sowie die sich direkt anschließende sog. allerheißeste erste Phase
lassen sich keine wissenschaftlich gesicherten Aussagen treffen.3 Wir wissen aber mit großer
Sicherheit, dass ein riesiges Startkapital von Energie am Anfang unserer Welt stand. Dieser
Energievorrat war so unvorstellbar gewaltig, dass auch heute noch das gesamte Universum davon
zehrt, denn Energie kann nicht erzeugt und nicht vernichtet werden, aber Energie kann in die
verschiedensten Formen umgewandelt werden.4 Einstein erkannte, dass Energie auch in Materie
umgewandelt werden kann (E = mc²). Allerdings braucht man sehr viel Energie, um daraus Materie
herzustellen. Damit ist aber auch klar, dass Materie ein gigantischer Energiespeicher ist, weil man
umgekehrt Materie unter gewissen Umständen zu Energie zerstrahlen kann.5 Der Beginn der Welt,
verstanden als dynamischer Prozess, ist die ständige Umwandlung von Strahlungsenergie in
unterschiedliche Materieformen.
Abb.1: Bildnerische Umsetzung des Themas der Facharbeit
2
Vgl. Buchal ²2008, S. 13.
4
5
3
4
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2.3 Vom Urknall bis heute: Das „Weltall-Jahr“
Die Darstellung des Universums auf der Zeitskala nimmt astronomische Zahlengrößen in Anspruch
und es ist dem menschlichen Verstand nahezu unvorstellbar, sich diese Zahlenkolonnen in reiner
Zahlengestalt zu vergegenwärtigen. Es ist daher unerlässlich, die Zahlen auf eine dem Menschen
vorstellbare Bezugsgröße herab zu transformieren. Zu diesem Zweck bilden wir im Folgenden die
13,7 Milliarden Jahre vom Urknall bis zum heutigen Tag auf ein einziges Kalenderjahr ab. Mit dem
Urknall beginnt am 1. Januar Null Uhr Null Sekunden: das hypothetische kosmische „Weltall-Jahr“.
Wir, die modernen „Erdmenschen“, leben im Hier und Heute. Dem soll ganz genau der
Jahreswechsel am 31. Dezember entsprechen - und unsere Zukunft beginnt damit exakt um 0 Uhr 0
Sekunden eines neuen kosmischen Weltall-Jahres.
Es ergibt sich folgender Zeitmaßstab:6
„Weltall-Jahr“
= 13,7 Milliarden
„normale“ Jahre
„Weltall-Monat“
= mehr als 1 Milliarde „normale“ Jahre
„Weltall-Tag“
= 38 Millionen
„normale“ Jahre
„Weltall-Stunde“
= 1,6 Millionen
„normale“ Jahre
„Weltall-Minute“
= 26000
„normale“ Jahre
„Weltall-Sekunde“
= 434
„normale“ Jahre
Unserer Zeitrechnung
Diese angeführten Zahlen bilden die Grundlagen für die Skala, die auf der bildnerischen Gestaltung
an einer Rotlinie angelegt wurde. Der Hintergrund des Bildes zeigt gerafft den „Werdegang“ des
Universums:
- links der Entstehungsnebel des Urknalls,
- in der Mitte unsere Erde,
- rechts die Sonne, die als Supernova unsere Erde verschlingen wird.
6
Die Zahlen folgen Buchal ²2008, S. 16.
5
3 Der Urknall
3.1 Entstehung des Universums aus dem Urknall heraus
Der Urknall ist nach dem Standardmodell der Kosmologie der Beginn des Universums. Im Rahmen
der Urknalltheorie wird auch das frühe Universum beschrieben, das heißt die zeitliche Entwicklung
des Universums nach dem Urknall.
Der Urknall bezeichnet keine „Explosion“ in einem bestehenden Raum, sondern die gemeinsame
Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer ursprünglichen Singularität.
Als Begründer der Theorie gilt der Theologe und Physiker Georges Lemaître, der für den heißen
Anfangszustand des Universums den Begriff „Uratom“ verwendete. Der Begriff Urknall (engl. Big
Bang, wörtlich also großer Knall) wurde von Sir Fred Hoyle geprägt, der als Kritiker diese Theorie
unglaubwürdig erscheinen lassen wollte.
Davon ausgehend, dass mit dem Urknall nicht nur die Existenz von Materie begann, sondern auch
die Existenz der Raumzeit, kann der eigentliche Urknall innerhalb aller bislang bekannten
physikalischen Theorien nicht beschrieben werden. Nach der Urknalltheorie hat das materiegefüllte
Universum nach seiner Entstehung mit einer Expansion begonnen, die bis heute anhält.
Eine Reihe astronomischer Beobachtungen (s. u.) erlauben es, das Alter des Universums und somit
den Zeitpunkt des Urknalls abzuschätzen. Derzeit gelten 13,7 ± 0,2 Milliarden Jahre als der
genaueste Wert.7
Die beobachtete Auseinanderbewegung der Galaxien ergibt zurückgerechnet einen Zeitpunkt, an
dem diese auf ein enges Raumgebiet konzentriert waren. Zu jener Zeit muss die Temperatur sehr
hoch und der Abstand zwischen allen
Abb. 2: Am Anfang unseres Universums: der Urknall.
Objekten sehr gering gewesen sein.
Die Urknalltheorie erklärt insbesondere folgende experimentelle Beobachtungen:8
 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 Häufigkeitsverteilung der Elemente im Weltraum (insbesondere Wasserstoff, Deuterium
und die Isotope des Helium)
Das prinzipiell mögliche Gegenstück des Urknalls, ein Kollaps des Universums, wird als Big
7
8
Vgl. Buchal 22008, S. 16 und Welt der Physik: Urknall.
Vgl. Grehn / Krause 31998, S. 564.
6
Crunch bezeichnet.9 Beobachtungen haben allerdings gezeigt, dass die Massendichte im Universum
zu gering ist, als dass sie durch ihre Gravitationswirkung einen derartigen Kollaps herbeiführen
könnte. Das Universum wird sich vermutlich stetig weiter ausdehnen.
3.1.1 Kosmologie
Die Kosmologie (griechisch κοσμολογία – die Lehre von der Welt) beschäftigt sich mit dem
Ursprung, der Entwicklung und der grundlegenden Struktur des Universums (Kosmos) als Ganzem.
Sie ist ein Teilgebiet der Physik. Die physikalische Kosmologie versucht, das Universum mittels
physikalischer Gesetzmäßigkeiten zu beschreiben. Dabei ist besonders die heute beobachtete,
ungleichmäßige Verteilung der Galaxien und Galaxienhaufen im Nahbereich expandierenden
Universums zu verstehen.10
9
Vgl. Wikipedia: Big Crunch.
Vgl. Wikipedia: Kosmologie und Lexikon der Astronomie: Kosmos.
10
7
3.1.2 Die Urknalltheorie von Georges Lemaître
Abb. 3: Lemaître und Einstein 1927
Abb. 4: Lemaître als Professor
Abbé Georges Edouard Lemaître (* 17. Juli 1894 in Charleroi, Belgien; † 20. Juni 1966 in Löwen,
Belgien) war ein belgischer Priester und Physiker und gilt als Begründer der Urknalltheorie. 1925
begann er, seine Ideen zur Expansion des Universums aufzuschreiben, die er 1929 veröffentlichte.
Im Dezember 1940 wurde er aufgrund seiner wissenschaftlichen Leistungen in die Päpstliche
Akademie der Wissenschaften berufen.11
Lemaître Urknalltheorie
Lemaître beschrieb seine Vorstellungen vom Ursprung des Universums als ein Uratom. In diesem
Uratom soll die gesamte heute im Universum vorhandene Materie zusammengepresst gewesen sein.
Zur Begründung diente ihm dabei unter anderem die Rotverschiebung weit entfernter Galaxien.
Seine Kritiker bezeichneten danach die Theorie als Urknalltheorie (oder Big Bang). Einstein lehnte
sie zuerst ab, weil sie seiner Meinung nach zu sehr an die christliche Vorstellung von der
Erschaffung der Welt angelehnt war und weil sie vom physikalischen Standpunkt viele
Unschönheiten hatte, wie beispielsweise Singularitäten. Lemaître gelang es letztlich, Einstein auf
einer Reise nach Kalifornien von seiner Theorie zu überzeugen. Auf einer Tagung im November
1951 akzeptierte sogar die Päpstliche Akademie der Wissenschaften Lemaîtres Theorie. Papst Pius
XII. führte in einem abschließenden Vortrag aus, der mit dem Urknall zeitlich festlegbare Anfang
der Welt sei einem göttlichen Schöpfungsakt entsprungen.12
11
12
Vgl. Kirchenlexikon: Lemaître .
Vgl. Kirchenlexikon: Lemaître .
8
3.2 Die Friedmann-Gleichung
Die Entwicklung des Universums wird durch die Friedmann-Gleichungen beschrieben, die eine
spezielle Form der Einsteinschen Feldgleichungen darstellt. Zur Lösung der Gleichungen geht man
vom heutigen Zustand des Universums aus und verfolgt die Entwicklung rückwärts in der Zeit. Die
exakte Lösung hängt insbesondere von den gemessenen Werten der Hubble-Konstante sowie
diverser Dichteparameter ab, die den Masse- und Energieinhalt des Universums beschreiben. Man
findet dann, dass das Universum früher kleiner war (Expansion des Universums), gleichzeitig war
es heißer und dichter. Formal führt die Lösung zu einem Zeitpunkt, zu dem der Wert des
Skalenfaktors verschwindet, d. h. dass das Universum keine Ausdehnung hat und die Temperatur
und Dichte unendlich groß werden. Dieser Zeitpunkt wird als „Urknall“ bezeichnet, er ist eine
formale Singularität der Lösung der Friedmann-Gleichungen. Damit wird allerdings keine Aussage
über die physikalische Realität einer derartigen Anfangssingularität gemacht, da die Gleichungen
der klassischen Physik nur einen begrenzten Gültigkeitsbereich haben und nicht mehr anwendbar
sind, wenn Quanteneffekte eine Rolle spielen, wie das im sehr frühen, heißen und dichten
Universum der Fall war. Zur Beschreibung der Entwicklung des Universums zu sehr frühen Zeiten
ist also eine Theorie der Quantengravitation erforderlich.13
3.2.1 Die Friedmann-Theorie
1922 und 1924 zeigte sich der russische Mathematiker Alexander Friedmann, dass sich das
Universum entweder immer weiter ausdehnt oder irgendwann wieder in sich zusammenstürzt. Seine
Theorie wurde weitestgehend missachtet, erst der belgische Astronom und Priester Abbe Georges
Edouard Lemaître griff 1927 nach dem Tod Friedmanns (1925) die Theorie wieder auf.
Lemaître machte auch als Erster deutlich, dass sich alles quasi aus einem Punkt heraus entwickelt
haben könnte. Er postulierte sogar ein zerfallendes Uratom und wurde damit zu einem Vorreiter der
Quantenkosmologie, welche später wieder zur Erklärung des Urknalls herangezogen wurde.
Abb. 5: Der russische Mathematiker
Alexander Friedmann
13
Vgl. Friedmann-Gleichungen.
9
3.2.2 Die Expansion des Universums
Die Expansion des Universums beschreibt eine zeitliche Veränderung, nämlich eine Ausdehnung
bzw. Vergrößerung, des Universums.
Albert Einstein beschrieb 1917 zum ersten Mal das Universum mit dem Formalismus der
allgemeinen Relativitätstheorie. Allerdings beschrieben sie ein statisches, immer gleichbleibendes
Universum. Alexander Friedmann gab 1922 die erste relativistische Beschreibung eines
expandierenden oder auch kontrahierenden Universums (Friedmann-Gleichungen).
Georges Lemaître
entdeckte, was vor ihm schon Friedman gefunden hatte, dass die
Grundgleichungen der Relativitätstheorie ein dynamisches Universum ergeben. Lemaître hat
theoretisch hergeleitet, dass Galaxien sich umso schneller entfernen, je weiter sie von uns entfernt
sind. Lemaître betonte, dass diese „Flucht“ der Galaxien nicht als Bewegung in einem fixen Raum
von uns weg zu verstehen sei, sondern, im Sinn der allgemeinen Relativitätstheorie, als Expansion
des Raumes. 14
Hatte Einstein noch in seinen Theorien ein statisches Universum behauptet, so revidierte er
angesichts dieser damals neuen Theorie seine Auffassung. So hatte Einstein eine kosmologische
Konstante in die Feldgleichungen eingeführt, um statische Lösungen zu erhalten, denn ohne diese
Konstante existieren diese nicht. Doch selbst mit der kosmologischen Konstanten sind alle
statischen Lösungen instabil.
Lange Zeit war unklar, ob die Expansion
 unendlich fortdauern wird (offenes Universum),

die Expansion immer langsamer, aber dennoch einen asymptotischen Grenzzustand
erreichen wird (ebenes Universum),

irgendwann zum Stillstand kommt und wieder in eine Kontraktion übergeht (geschlossenes
Universum) .
Beobachtungen von weit entfernten Supernovae und der kosmischen Hintergrundstrahlung zeigen,
dass die Expansion des Universums heute beschleunigt abläuft. Als Ursache wird Dunkle Energie
angenommen, eine zeitlich variable Verallgemeinerung der kosmologischen Konstante.15 Dunkle
Energie konnte bisher nicht direkt nachgewiesen werden; ihre einzigen derzeit beobachtbaren
Auswirkungen beziehen sich auf die Expansion des Universums sowie die Strukturbildung im
Universum.16
14
Vgl. Kapitel 7.3 der vorliegenden Arbeit.
16
Vgl. Kapitel 7.3 der vorliegenden Arbeit.
15
10
4 Frühgeschichte des Universums
Da die bekannten physikalischen Theorien unter den Bedingungen, die zum Zeitpunkt des Urknalls
herrschten, nicht gültig sind, gibt es für den Urknall selbst bislang keine akzeptierte Theorie.
Verschiedene Zeiträume nach dem Urknall werden als eigenständige Perioden oder Epochen des
Universums beschrieben. Wendet man die bekannten physikalischen Gesetze auf die Situation
unmittelbar nach dem Urknall an, so ergibt sich, dass der Kosmos in den ersten
Sekundenbruchteilen der Expansion mehrere verschiedene extrem kurze Phasen durchlaufen haben
muss. Aufgrund der geringen Abstände und der hohen Geschwindigkeiten der beteiligten Teilchen
können sie jedoch durchaus ebenso ereignisreich wie spätere Phasen gewesen sein.
Die hohe Temperatur hatte zur Folge, dass sich ständig verschiedene Teilchensorten ineinander
umwandelten. Bei ausreichend hoher Temperatur verlaufen diese Umwandlungsreaktionen gleich
häufig in beiden Richtungen ab, so dass sich thermisches Gleichgewicht einstellt. Durch die
Expansion des Universums nimmt die Temperatur mit der Zeit ab; dies führt dazu, dass
verschiedene Reaktionen „ausfrieren“, wenn die Temperatur einen gewissen, für jede Reaktion
charakteristischen Schwellenwert unterschreitet. Dies bedeutet, dass die Reaktion nur noch in einer,
nämlich der (nach chemischem Sprachgebrauch) „exothermen“ Richtung abläuft, während für die
endotherme Rückreaktion die nötige Energie fehlt. Dadurch kommt es nach und nach zum
Aussterben vieler höherenergetischer Teilchensorten. Die verschiedenen Phasen in der Geschichte
des Universums sind charakterisiert durch den Verlauf der mittleren Temperatur des Universums
und damit durch die Art der Teilchenreaktionen, die jeweils stattfinden können. 17
Im Folgenden sollen zwölf Phasen dargestellt werden, welche grob den Zeitraum von den ersten
Sekunden nach dem Urknall bis zur Entstehung von Sternen und Galaxien umreißen. 18
4.1 Planck-Ära und Beginn der GUT-Ära
Das Universum begann mit einem Zustand, bei dessen Beschreibung die bekannten physikalischen
Gesetze versagen. Die Zeit verlor aufgrund ihrer extremen Kürze ihre Bedeutung als Dimension;
die Planck-Ära hatte daher keine Zeitdauer.
Drückt man dies komplexer aus, stellt sich dies folgendermaßen dar:
Man geht davon aus, dass die Zeit selbst „vor“ der sogenannten Planck-Zeit (etwa 5,4·10−44 s, der
Einfachheit halber wird meist 10−43 s angegeben)19 ihre Eigenschaften als Kontinuum verlor, so
dass Aussagen über einen „Zeitraum“ zwischen einem Zeitpunkt Null und 10−43 s physikalisch
bedeutungslos sind. In diesem Sinn hatte die Planck-Ära keine Dauer. Entsprechendes gilt für den
Raum. Für Räume mit einer Längenausdehnung von Null bis zur Planck-Länge (1,6·10−35 m, der
17
Vgl. Welt der Physik: Urknall und Wikipedia: Urknall.
Die Darstellung der zwölf folgenden Phasen folgt Onlineplanetarium: Urknall und Wikipedia: Urknall.
19
Die Definition von Planck-Zeit, -Länge und –Dichte sind entnommen aus Wissenschaft-online: Planck-Ära.
18
11
Einfachheit halber wird meist 10−35 m angegeben) verliert der Raum seine Eigenschaft als
Kontinuum. Daher sind Aussagen über die räumliche Ausdehnung für Räume mit
Längenausdehnungen von Null bis 10−35 m sinnlos. In diesem Sinn kann für die Dauer der PlanckÄra keine exakte Angabe zum Volumen des Universums gemacht werden. Erst nach dem Ende der
Planck-Ära wird das Universum der physikalischen Beschreibung nach derzeitigem Kenntnisstand
zugänglich.20
Man vermutet, dass während der Planck-Ära die Temperatur etwa 1032 K betragen haben muss.21
Nach den einheitlichen Feldtheorien waren unter diesen Bedingungen alle vier bekannten
Grundkräfte der Natur, und zwar

die starke Wechselwirkung,
(Mit ihr werden die Bindung zwischen Quarks in den Hadronen und auch – historisch zuerst
– die Bindung zwischen Nukleonen [Protonen und Neutronen] im Atomkern erklärt.22)

die schwache Wechselwirkung,
(Sie wirkt nur auf sehr kleinen Abständen. Dabei kann sie wie andere Kräfte für Energieund Impuls-Austausch sorgen. Vor allem bei Zerfällen oder Umwandlungen, wie der Fusion
von Wasserstoff zu Helium in der Sonne zeigt sie ihre Wirkung, da nur durch sie die
Umwandlung von Protonen in Neutronen möglich ist.23)

die elektromagnetische Wechselwirkung
(Die elektromagnetische Wechselwirkung ist eine Wechselwirkung, an der alle Teilchen mit
elektrischer Ladung teilnehmen. Die elektromagnetische Wechselwirkung findet über die
Photonen [Austauschteilchen] statt.24 )

und die Gravitation
(Der Begriff bezeichnet die gegenseitige Anziehung von Massen.)
in einer einzigen Urkraft vereint. 25
Mit dem Beginn der Expansion und damit dem Ende der Planck-Ära spaltete sich die Gravitation
als eigenständige Kraft ab. Die drei restlichen Wechselwirkungen bildeten die GUT-Kraft (Grand
Unified Theory).26 Die Natur der meisten Teilchen, die in der GUT-Ära existierten, ist unbekannt.
20
Die Zahlen folgen der Darstellung in Wikipedia: Urknall.
Vgl. Wissenschaft-online: Planck-Ära.
22
Vgl. Grehn / Krause 31998, S. 533 u. 539.
23
Vgl. Grehn / Krause 31998, S. 533 u. 539.
24
25
26
Vgl. Wissenschaft-online: GUT.
21
12
Weitere Abspaltungen ereigneten sich später noch zweimal und in Zusammenhang mit sogenannten
Symmetriebrechungen.
Man nimmt an, dass die heute beobachtete Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie ihren
Ursprung in der GUT-Ära hat. Dazu ist Voraussetzung, dass die GUT-Kraft die CP-Symmetrie
verletzt.27 Durch das Ausfrieren von Reaktionen, die die Baryonenzahl (Quantenzahl in der
Elementarteilchenphysik) nicht erhalten, kann dann zu Ende der GUT-Ära ein kleiner Überschuss
von Materie im Vergleich zu Antimaterie entstehen, der nach der Materie-Antimaterie-Zerstrahlung
die heutige, fast vollständig aus Materie bestehende Welt bildet.
4.2 Inflationäres Universum
Bei einem Alter von 10−36 s sank die Temperatur auf etwa 1027 K ab.28 Auf der Grundlage von
GUT-Modellen nimmt man an, dass sich die starke Wechselwirkung bei dieser Temperatur von der
GUT-Kraft abspaltete. Dieser Vorgang ist vergleichbar mit einem Phasenübergang wie dem
Kristallisieren von Wasser zu Eis durch Abkühlung. Man geht davon aus, dass diese Abspaltung
verzögert eingesetzt hat, so wie es auch bei einem Kristallisationsvorgang möglich ist. Anders als
Wasser besitzt ein Eiskristall bestimmte Vorzugsrichtungen, die sich bei der Kristallisation in eine
zufällige Richtung orientieren. Dieser Vorgang wird als spontane Symmetriebrechung bezeichnet, in
diesem Beispiel die Brechung der Kugelsymmetrie von Wasser.
Die bei der verzögerten Abspaltung freigewordene Energie führte zu einer Phase extrem rascher
Expansion, der sogenannten Inflation, wobei zwischen den Zeitpunkten 10−35 s und 10−33 s eine
Ausdehnung um einen Faktor von etwa 1050 stattfand. Diese überlichtschnelle Ausdehnung des
Universums steht nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, da diese nur eine überlichtschnelle
Bewegung im Raum, nicht jedoch eine überlichtschnelle
6: Computersimulation eines MiniAusdehnung des Raumes selbst verbietet. Der Bereich, der Abb.
Urknalls, wie bei der Kollision von Bleiwie
man
im
dem heute beobachtbaren Universum entspricht, hätte dabei Atomkernen
Teilchenbeschleuniger LHC in Genf
der Theorie zufolge von einem Durchmesser, der den eines erzeugen möchte.
Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm expandieren
müssen.29
27
CP-Symmetrie beschreibt die Symmetrie zwischen Materie und Antimaterie.
Vgl. Wikipedia: Urknall.
29
Vgl. Wikipedia: Inflationäres Universum.
28
13
Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären, für die man andernfalls
kaum eine Erklärung findet, nämlich …

… die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem),
Das heute sichtbare Universum enthält überall im Wesentlichen ähnliche Strukturen.
Andererseits besteht es aus Gebieten, die bei einer Standard-Expansion erst sehr spät kausal
miteinander in Wechselwirkung treten konnten, da sie sich unmittelbar nach dem Urknall
zunächst mit Überlichtgeschwindigkeit voneinander entfernt haben.
Die kosmische Hintergrundstrahlung wird als Horizontproblem bezeichnet und ist nicht
erklärbar, wenn man behauptet, das Universum hätte sich durch eine Standard-Expansion
ausgebreitet. Bei Existenz einer inflationären Expansion dagegen wären alle heute
existierenden Bereiche des Universums schon vor der Inflation miteinander in Kontakt
gewesen.

… die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen,
Der Bereich des heute sichtbaren Universums weist keine messbare Raumkrümmung auf.
Im Rahmen einer Standard-Expansion wäre dazu unmittelbar nach dem Urknall eine extrem
exakte Abstimmung von Materiedichte und kinetischer Energie erforderlich gewesen, für die
es keine Erklärung gibt. Für den Fall einer inflationären Expansion dagegen wäre die
beobachtete Flachheit des Raumes lediglich eine Folge seiner ungeheuren Ausdehnung, da
das heute sichtbare Universum nur einen winzigen Ausschnitt repräsentieren würde.

… die geringe Krümmung des Raumes (Flachheitsproblem),
Die Inflations-Hypothese erklärt darüber hinaus die Dichtefluktuationen, aus denen die
Galaxien und Galaxienhaufen hervorgegangen sind, als Folge von Quantenfluktuationen des
Inflatonfeldes. Die extreme Expansion vergrößerte diese Fluktuationen auf entsprechend
makroskopische Größe, was eine Standard-Expansion nicht in ausreichendem Maße hätte
leisten können.

… die Tatsache, dass keine magnetischen Monopole beobachtet werden.
Nach gewissen Theorien sollten beim Urknall auch magnetische Monopole entstanden sein,
die sich jedoch bis heute einem experimentellen Nachweis entzogen haben. Während einer
inflationären Expansion hätte die Teilchenzahldichte dieser Monopole jedoch dermaßen
abgenommen, dass die Wahrscheinlichkeit, im Bereich des heute sichtbaren Universums
einzelne zu finden, äußerst gering wäre - in Übereinstimmung mit der experimentellen
Datenlage.
14
4.3 Quark-Ära
Nach 10−33 s sank die Temperatur auf 1025 K ab.30 Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die
Bausteine der heutigen schweren Teilchen (Baryogenese). Die Temperatur war aber so hoch und die
Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder
Neutronen bildeten, sondern ein sogenanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen
entstand. Schwerere Teilchen, wie die X-Bosonen, starben aus, da sie instabil waren und die
Temperatur für eine erneute Formierung nicht mehr ausreichte. 31
4.3.1 Als der Weltraum flüssig war
Das Universum war nicht nur extrem heiß, als es mit dem Urknall entstand, sondern auch flüssig.
Sogar zehn- bis zwanzigmal flüssiger als Wasser. Durch Versuche mit Elementarteilchen konnte
man beweisen, dass Materie aus Quarks und Leptonen besteht, die über Bosonen miteinander
interagieren. Die uns vertraute Materie wird von sogenannten up- und down- Quarks aufgebaut, die
Protonen und Neutronen bilden, sowie den leichtesten Leptonen den Elektronen. Zu den
Austauschteilchen gehören die Photonen, die Vermittler der elektromagnetischen Kraft, und die
Gluonen, die Überträger der starken Kernkraft. Die Gluonen wirken zwischen den Quarks. Sie
halten die Protonen und Neutronen zusammen und damit auch alle Atomkerne.32
Normalerweise kommen Quarks nicht einzeln vor. Das heißt, sie sind nie isoliert voneinander,
sondern bilden entweder ein intimes Paar wie beim Meson (aus einem Quark und einem Antiquark)
oder einen dreifachen Zusammenschluss wie beim Proton (zwei up-Quarks ein down-Quark) und
beim Neutron (zwei down Quarks, ein up-Quark). Wollte man Quarks voneinander trennen,
bräuchte man so viel Energie, dass aus dieser sofort neue Quarks entstehen – denn Albert Einstein
zufolge sind Energie und Masse äquivalent. Diese sonderbare Eigenschaft wird „Confinement“
(„Einsperrung“) genannt.33
4.3.1.1 Quark-Gluonen-Plasma
Die Urmaterie bestand nicht in Form von Protonen und Neutronen sondern aus einem wilden
Gemenge von Quarks und Gluonen. Dieses Gemenge nennt man Quark-Gluonen-Plasma (QGP).
Von Plasma spricht man, weil das QGP aus frei beweglichen Ladungsträgern besteht. Im Gegensatz
zum gewöhnlichen Plasma (wie es in der Sonne vorkommt und in zahlreichen technischen
30
Vgl. Wikipedia: Urknall.
Vgl. Wissenschaft-online: Quark-Ära.
32
Vgl. Vaas 2009a, S. 49.
33
Vgl. Vaas 2009a, S. 49.
31
15
Anwendungen auf der Erde) setzt sich das QGP aber nicht aus Trägern elektromagnetischer Ladung
zusammen, etwa aus Ionen, Elektronen und Radikalen, sondern aus Trägern der sogenannten
Farbladung.34 Das sind eben Quarks und Gluonen. Nach außen hin ist das QGO allerdings neutral.
Es ist rund Tausend Mal heißer und eine Milliarde Mal dichter als das heißeste elektrodynamische
Plasma.35
4.3.1.2 Klärung wichtiger Begriffe
Photonen
Das Photon (von griechisch φως [phōs] = „Licht“) ist die elementare Anregung (Quant) des
quantisierten elektromagnetischen Feldes. Anschaulich gesprochen sind Photonen die „Bausteine“
elektromagnetischer Strahlung, so etwas wie Lichtteilchen. Sie zeigen sowohl Eigenschaften von
Wellen als auch Eigenschaften von Korpuskeln in der Wechselwirkung mit Materie, dies nennt man
Welle-Teilchen-Dualismus. Photonen gehören zur Gruppe der Bosonen.
Jegliche elektromagnetische Strahlung, von Radiowellen bis zur Gammastrahlung, ist in Photonen
quantisiert. Photonen haben eine unendliche natürliche Lebensdauer, können aber bei einer Vielzahl
Abb. 7: Computersimulation eines Quark-Gluonen-Plasmas
physikalischer Prozesse erzeugt oder vernichtet werden. Ein Photon befindet sich nie in Ruhe,
sondern bewegt sich immer mit Lichtgeschwindigkeit. Daraus folgt, dass es keine Ruhemasse
besitzen kann. Da Photonen Energie besitzen, wechselwirken sie gemäß der Allgemeinen
Relativitätstheorie mit der Gravitation.36
Leptonen
Mit Leptonen (von griech. λεπτος [leptos] = leicht, fein) bezeichnet man Elementarteilchen, von
denen man annimmt, dass sie zusammen mit den Quarks und den Eichbosonen die Bausteine
bilden, aus denen sich die Materie zusammensetzt. Historisch ist der Name Lepton in Abgrenzung
zu zwei anderen Teilchenklassen gewählt, und zwar den Mesonen („mittelgewichtig“) und den
Baryonen („schwergewichtig“).Insgesamt gibt es 6 Leptonen, die aufgrund ihrer physikalischen
Eigenschaften in drei Generationen aufgeteilt werden.
Leptonen unterliegen der schwachen Wechselwirkung und der Gravitation. Sofern sie eine
elektrische Ladung tragen, wechselwirken sie auch durch die elektromagnetische
Wechselwirkung.37
34
Vgl. Vass 2009a, S. 49-50.
Vgl. Wissenschaft-online: Quark-Gluonen-Plasma.
36
Vgl. Quantenwelt: Photonen.
37
Vgl. Quantenwelt: Leptonen.
35
16
Quarks
Quarks sind die elementaren Bestandteile (Elementarteilchen), aus denen man sich Hadronen (z. B.
die Atomkern-Bausteine Protonen und Neutronen) aufgebaut denkt.
Sie tragen einen Spin von ½ und sind damit Fermionen. Zusammen mit den Leptonen und den
Eichbosonen gelten sie heute als die fundamentalen Bausteine, aus denen alle Materie aufgebaut ist.
So bestehen Baryonen (z. B. das Proton) aus drei Quarks, Mesonen (z. B. das Pion) jeweils aus
einem Quark und einem Antiquark.38
4.4 Spaltung der Urkraft
Nach 10−12 s war das Universum auf 1016 K abgekühlt. Die elektroschwache Kraft spaltete sich in
die Schwache und die elektromagnetische Kraft auf. Damit war der Zerfall der Urkraft in die vier
bekannten Grundkräfte abgeschlossen. Bei hohen Energien herrschte eine große Symmetrie im
Universum. Mit der Ausdehnung und somit Abkühlung des Raumes wurde sie gebrochen. Daher
existieren heute vier Naturkräfte und nicht nur eine, und es gibt viele Arten von Elementarteilchen
und nicht nur eine. Selbst der Unterschied zwischen Materie (Quarks und Leptonen) und Kräften
(die Wechselwirkungen vermittelnden Bosonen) war im sehr frühen Universum aufgehoben.39
4.5 Beginn der Hadronen-Ära
Nach 10−6 s lag eine Temperatur von 1013 K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen
existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen. Mit abnehmender Temperatur zerfielen die
schwereren Hadronen und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen
übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch
eine große Zahl von Neutrinos.
4.6 Beginn der Leptonen-Ära
Nach 10−4 s war die Temperatur auf 1012 K gesunken. Die meisten Protonen und Neutronen wurden
bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf den oben erwähnten Überschuss von einem
Milliardstel. Aufgrund ihres geringen Massenunterschieds bildete sich dabei ein Verhältnis von
Protonen zu Neutronen von 6:1 aus, das für den späteren Heliumanteil im Kosmos von Bedeutung
38
39
Vgl. Quantenwelt: Quarks.
17
war. Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, war die Dichte von 1013 g/cm3
nun jedoch niedrig genug, sodass sie sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den
anderen Teilchen standen und sich somit entkoppelten.40
4.7 Ende der Leptonen-Ära
Nach 1 s war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Jetzt vernichteten sich auch Elektronen und
Positronen – nur ein Milliardstel an Elektronen blieb übrig, somit waren alle Bausteine unserer
Materie gebildet.
4.8 Beginn der Nukleosynthese
9
Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10 K, vereinigten sich Protonen und
Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess bezeichnet man als primordiale
Nukleosynthese. Dabei bildeten sich 25% Helium-4 und 0,001% Deuterium sowie Spuren von
Helium-3, Lithium und Beryllium. Die restlichen 75% stellten Protonen, die späteren
Wasserstoffatomkerne. Nach 5 Minuten hatte die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die
Nukleosynthese zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und
zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen. Alle schwereren Elemente
entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Materie lag noch immer aufgrund der hohen
Temperatur in Form von Plasma, aus freien Atomkernen, Protonen und freien Elektronen vor.41
4.9 Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära
Bisher stellte elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos.
Die Energiedichte der Strahlung sinkt schneller als die der Materie, welche von der Ruhemasse
bestimmt wird und unabhängig von der Temperatur ist, da bei Strahlung zusätzlich zum Abfall der
Anzahldichte der Photonen (in Folge der Expansion des Raumes) die Wellenlänge der einzelnen
Photonen durch die kosmologische Rotverschiebung zunimmt. Nach ungefähr 10.000 Jahren nach
dem Urknall fällt die Energiedichte der Strahlung unter die der Materie, von nun an bestimmt sie
die Dynamik des Universums.42
40
Vgl. Wikipedia: Nukleosynthese.
42
Vgl. Encarta: Strahlungsära.
41
18
4.9.1 Rotverschiebung
Als Rotverschiebung elektromagnetischer Wellen wird die Verlängerung der gemessenen
Wellenlänge gegenüber der ursprünglich emittierten Strahlung bezeichnet.
Drei Ursachen der Rotverschiebung müssen unterschieden werden:
1. Eine Relativbewegung von Quelle und Beobachter (Dopplereffekt)
2. Ein unterschiedliches Gravitationspotenzial von Quelle und Beobachter (Relativität)
3. Das expandierende Universum zwischen Quelle und Beobachter (Kosmologie)
4.9.2 Die kosmologische Rotverschiebung
Die Expansion des Universums darf nicht so verstanden werden, dass sich Galaxien in der
Raumzeit voneinander entfernen (Relativbewegung). Die Raumzeit selbst dehnt sich aus und die
Galaxien werden mitbewegt. Objekte, wie Galaxien oder Galaxiehaufen, die an die Gravitation
gebunden sind aufgrund ihrer Eigengravitation von der Expansionsbewegung entkoppelt. Dies gilt
insbesondere auch für Objekte, welche sich innerhalb solcher gravitativ gebundener Systeme
befinden (Sterne, Planeten), und auch für elektromagnetisch gebundene Systeme wie Atome und
Moleküle. Einer elektromagnetischen Welle hingegen, die sich frei durch eine ausdehnende
Raumzeit ausbreitet, wird die Expansionsbewegung direkt aufgeprägt: vergrößert sich die Raumzeit
während der Laufzeit um einen Faktor n, so geschieht dies auch mit der Wellenlänge des Lichts.43
Diese sogenannte kosmologische Rotverschiebung hängt nicht von der relativen Geschwindigkeit
der Galaxien bei der Emission (=Aussendung von Licht) und der Absorption (=Aufnahme von
Licht) ab. Die aus der kosmologischen Rotverschiebung abgeleiteten Fluchtgeschwindigkeiten
ferner Galaxien sind demnach direkt auf die Ausdehnung der Raumzeit zurückzuführen.
Auch eine kosmologische Zeitdilatation findet statt, da die entsendeten Photonen aufgrund der
Expansion eine Strecke zurücklegen, welche sich vergrößert.
Daher scheinen (aus unserer Sicht) physikalische Prozesse verlangsamt bei rotverschobenen
Objekten abzulaufen.44
Abb. 8: Spektrum unserer Sonne im Vergleich zu einem Spektrum einer entfernten Galaxie (Die zur
Verdeutlichung eingetragenen Linien lassen sehr gut erkennen, wie sich die Rotverschiebung im Spektrum
bemerkbar macht.)
4.10 Entkopplung der Hintergrundstrahlung
43
44
Vgl. Universität München: Rotverschiebung.
Vgl. Universität München: Rotverschiebung.
19
Das Universum war in der Anfangsphase undurchsichtig, dar die Strahlung in permanenter
Wechselwirkung mit den freien Ladungen stand. Nach ca. 400.000 Jahren war die Temperatur auf
etwa 3.000 K gefallen. Bei diesem Wert bildeten Atomkerne und Elektronen stabile Atome. Durch
geringe Wechselwirkungen zwischen Photonen und neutralen Atomen konnte sich das Licht nun
ungehinderter ausbreiten und das Universum wurde durchsichtig.
Die Wellenlänge der entkoppelten Hintergrundstrahlung nahm durch die Expansion zu (erkennbar
an der Rotverschiebung ihres Spektrums). Diese Hintergrundstrahlung ist heute messbar; sie
entspricht einer Temperatur von 2,73 K und wird daher auch als „3-Kelvin-Strahlung“ bezeichnet.45
45
20
Exkurs: Die kosmologische Hintergrundstrahlung
Strahlung, die nicht in individuelle Quellen aufgelöst werden kann, wird als Hintergrundstrahlung
bezeichnet. Die Strahlung im Mikrowellenbereich wird wegen ihrer herausragenden Bedeutung für
die physikalische Kosmologie häufig kosmische Hintergrundstrahlung genannt. Auch im
Röntgenbereich oder im fernen Infrarot ist Hintergrundstrahlung zu beobachten. Die Quellen und
Emissionsmechanismen liefern wichtige Informationen über das frühe Universum.
Der Nachweis einer im gesamten Weltall vorhandenen Hohlraumstrahlung bestätigt die Theorie
vom Urknall. Da diese kosmische Hintergrundstrahlung seit der Entkopplung von der Materie
existiert, stammt sie aus dem ursprünglichen Feuerball. Das Strahlungsfeld hat sich mit dem
expandierenden Universum ausgedehnt und von ursprünglich 3000 K auf 2,7 K abgekühlt. 46
4.11 Beginn der Bildung großräumiger Strukturen
Abb. 9:
Temperaturschwankungen in
der Hintergrundstrahlung
aufgenommen durch den
Satelliten COBE
Durch die Entkopplung der Strahlung geriet die Materie nun stärker
unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen
Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase entstanden sind,
bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Es bildeten sich, in
Gebieten mit hoher Massedichte, aufgrund der Gravitation Masseansammlungen. Es bildeten sich
sogenannte Halos aus Dunkler Materie, die als Gravitationssenken wirkten, in denen sich Materie
sammelte. Welche Art von Teilchen die Dunkle Materie bildet, ist derzeit noch unbekannt.
4.12 Entstehung von Galaxien und Sternen
Die kollabierenden Gaswolken hatten sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich Sterne,
Kugelsternhaufen und die ersten Galaxien bildeten. In den Sternen entstanden nun durch
Kernfusion alle schwereren Elemente bis zum Eisen. Die schwereren Sterne explodierten bereits
nach wenigen Millionen Jahren als Supernova. Während der Explosion wurden durch
Neutroneneinfang Elemente schwerer als Eisen gebildet und gelangten in den interstellaren Raum.
Nach ca. 600 Millionen Jahren bilden sich unter Wirkung der Schwerkraft Sterne und Galaxien.
Die Materie erloschener oder explodierter Sterne, sowie Reste vom Urknall bieten Baumaterial
neuer Sternensysteme.
Ca. 7,6 Milliarden Jahren nach dem Urknall sammelt sich die Materie für unser Sonnensystem.
Viele chemische Elemente stammen dabei aus den Resten von längst gestorbenen und explodierten
alten Sternen. Endlich nach 8,2 Milliarden Jahren ist es soweit, unsere Erde bildet sich.
46
21
Die nachfolgenden Abbildungen weit entfernter Galaxien ermöglichen uns zu sehen, wie es in
solchen Sternentstehungsregionen, wie es bei uns vor ca. 4,5 Milliarden Jahren der Fall war.
Die unterschiedlichen Farben der Bilder stellen nur unterschiedliche Wellenlängen dar, die
gemessen wurden. Viele dieser Wellenlängen sind für das menschliche Auge gar nicht sichtbar:
Teile der Strahlung im infraroten Bereich, im ultravioletten Bereich und Röntgenstrahlung.
Die Abbildungen 10/1-3 zeigen den Orionnebel (M42), der von der Erde 1500 Lichtjahre entfernt
im Sternbild Orion zu finden ist. Es ist eine gegenwärtige Stern-Entstehungsregion und öffnet uns
heute einen Blick in die Vergangenheit. Gleiche Blicke in die Vergangenheit ermöglichen die
Sternentstehungsregion NGC 3324, 7200 Lichtjahre entfernt im Sternbild Schiffskiel (Abb. 11/1-2),
Galaxiehaufen Abell 1689, 2,3 Milliarden Lichtjahre entfernt im Sternbild Jungfrau (Abb 12/1 -2)
und Galaxie M82, 12 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Großer Bär (Abb. 13/1-2).
22
23
5. Die Entstehung der Erde
Antworten auf die Entstehung der Erde bzw. der Welt gab die Menschheit in vorwissenschaftlicher
Zeit vor allem mit Schöpfungsmythen. Das wissenschaftliche Weltbild der Neuzeit liefert mit den
Methoden der Astrophysik fundiertere Erkenntnisse: Die Entstehungsgeschichte unserer Erde ist
mit der Geschichte des Universums, unserer Heimatgalaxie (der Milchstraße) und der unseres
Sonnensystems verbunden.
5.1 Vorgeschichte
Als Vorläufer unseres Sonnensystems vermutet man zunächst einen gigantischen Sonnennebel (oder
eine Sonnenwolke), der vor 4,6 bis 4,7 Milliarden Jahren durch seine Gravitation kollabierte.
Durch
Zusammenspiel der
Abb. 13/2: Galaxie M82
Schwerkraft und der
Erhöhung
der
Rotationsgeschwindigkeit, bedingt durch die Erhaltung des Bahndrehimpuls des nun
zusammengezogenen Raums, konzentrierte sich Materie in elliptischen Bahnen.47
Die im Zentrum akkumulierte Masse erreichte dabei eine so hohe Dichte, dass ein nuklearer
Fusionsprozess einsetzte; die Sonne war geboren. Die übrige Materie, die um die Sonne kreiste,
ballte sich zu frühen Planeten, die ab einer bestimmten Größe - bedingt durch ihre Gravitation immer mehr Materie anzogen und somit zur Größe von Protoplaneten wuchsen.48
5.2 Frühestes Stadium (Hadaikum)
Der ursprüngliche Protoplanet wuchs, bedingt durch häufige Einschläge von Kleinkörpern (Materie,
die noch nicht an Planeten gebunden war).
Teile davon zog die Erde durch ihre große Masse an und absorbierte sie in ihrem teilweise
aufgeschmolzenen Körper. Alle Elemente, aus denen unser Planet heute besteht, waren aufgrund der
hohen Temperatur in keinem festen Aggregatzustand vorhanden. Elemente mit hoher Dichte
sammelten sich im Erdkern und weiter nach außen wurde die Dichte der Materialien dann immer
niedriger (vgl. Erdkern und Erdkruste).49
47
Vgl. Wikipedia: Entstehung der Erde.
49
48
24
5.3 Archaikum
Im Zeitraum von vor 3,8 bis 2,5 Milliarden Jahren sank die Oberflächentemperatur der Erde auf
unter 100 °C ab und die Erdkruste verfestigt sich zunehmend. Der Beschuss von Materie ließ nach
und die biologische Evolution begann (Makromoleküle), obwohl es noch keinen freien Sauerstoff
gab.50
5.4 Proterozoikum
Im Proterozoikum – ab 2,5 Milliarden Jahren vor unserer Zeit – entwickelte sich die Atmosphäre
weiter, der Sauerstoffgehalt stieg. Das Proterozoikum endete mit der sogenannten kambrischen
Explosion vor etwa 542 Millionen Jahren. Hierbei entwickelte sich das Leben, indem in einem
geologisch kurzen Zeitraum von bis zu 50 Millionen Jahren viele neue Arten entstanden und sich
die grundlegenden Baupläne vieler mehrzelliger Tierstämme entwickelten.51
50
51
Vgl. Buchal 22008, S. 17.
Vgl. Wikipedia: Entstehung der Erde und Buchal 22008, S. 18.
25
6 Ein Blick in die Zukunft
Die nächsten 600 Millionen Jahren wird die Sonne noch gleichmäßig ihre Wärme abgeben. Danach
steigt die Leuchtkraft der Sonne stetig an. Die Sonne wird sich ganz langsam aufblähen. Die
Temperatur steigt an und in 912 Millionen Jahren wird es auf der Erde zu heiß zum Leben.
Dann weiter in 1,7 Milliarden Jahren kochen die Ozeane, denn die mittlere Temperatur auf der Erde
wird allmählich 100° C erreichen.
Merkur und Venus werden von der Sonne in 6 Milliarden Jahren verschlungen. Die Sonne hat sich
nun so weit aufgebläht, dass die Erde nun glutflüssig von der
Sonnenhitze ist. In 7 Milliarden Jahren wird die Erde von der Abb. 14: Unsere Sonne
rotglühenden Sonne („Roter Riese“) verschluckt.52
7. Offene Fragen
7.1 Der Urknall als Übergangsphase
Ob der Urknall selbst ein Phasenübergang war – nämlich ein Übergang aus einem VorläuferUniversum oder einem Quantenvakuum – oder der absolute Anfang von allem, ist unklar. Erst die
„kosmische Inflation“ (lat.: inflare = aufblähen) hat den Weltraum groß gemacht. Ihr Ende war ein
weiterer Phasenübergang, der zu neuen Eigenschaften des Vakuums führte. Dabei heizte sich das
All gewaltig auf. Die Energie, welche die rasante Ausdehnung angetrieben hatte, wurde in die
kosmische Urmaterie umgewandelt.53 Im Anschluss spaltete sich die Urkraft des Universums,
schrittweise in die heute bekannten vier fundamentalen Wechselwirkungen der Natur auf: die
Schwerkraft, die starke und die schwache Kernkraft sowie die elektromagnetische Kraft. Erst nach
dem letzten dieser Phasenübergänge konnten die Protonen und Neutronen entstehen, aus denen
heute alle uns bekannten Atome aufgebaut sind. Die letzte große Veränderung begann vor ungefähr
fünf Milliarden Jahren. Seither dehnt sich der Weltraum schneller aus, nachdem die Expansion
zuvor durch die Materie gebremst wurde.54
Wie viele Phasenübergänge das Universum durchlief (und noch durchlaufen wird), lässt sich schwer
sagen. Doch jede war notwendig, damit Jahrmilliarden nach dem Urknall Planeten mit
Lebensformen darauf entstehen konnten. 55
52
Vgl. Buchal 22008, S. 20-21.
Vgl. Vaas 2009a, S. 44.
54
Vgl. Vaas 2009a, S. 45.
55
Vgl. Vaas 2009a, S. 46.
53
26
7.2 Konstanz der Naturkonstanten
Die Idee einer Entwicklung des Universums, das heißt einer Naturgeschichte jenseits der
Kulturgeschichte des Menschen und der Evolutionsgeschichte des irdischen Lebens, ist viel
radikaler, als es zunächst den Anschein hat. Demnach waren naturgeschichtliche Ereignisse und
Zufälle schon auf der Ebene der Elementarteilchen, Kräfte und Naturkonstanten entscheidend, die
auch ganz anders hätten werden können. Das hebt die Naturgesetze zwar nicht auf, schmälert aber
ihre Bedeutung und könnte sie einschränken. Möglicherweise entwickeln sie sich auch – und die
Naturkonstanten sind nicht konstant, sondern über lange Zeiträume hinweg variabel.56
7.3 Die Dunkle Energie
Viele Astrophysiker denken, dass die Zukunft von der Dunklen Energie abhängt. Die beschleunigte
Expansion des Weltraums zeigt auch, dass sich das Universum nach wie vor weiterentwickelt. Es ist
gut möglich, dass diese Entwicklung in einer fernen Zukunft tatsächlich aufhört und der
„Wärmetod“ eintritt. Dass also nur noch eine extrem verdünnte Radiostrahlung in ewiger Finsternis
übrig bleibt, mit ein paar überlebenden Elektronen oder anderen stabilen Elementarteilchen im
Abstand von Myriaden von Lichtjahren.57
Doch wenn die Dunkle Energie kein Hirngespinst der Wissenschaftler ist, sondern besondere
Eigenschaften hat, wird sie zu neuen Phasenübergängen führen. Denn in sehr langen Zeiträumen
geschieht aufgrund von quantenphysikalischen Zufällen auch sehr Unwahrscheinliches.
Dazu gehört sogar die Entstehung neuer Universen aus einem neuen Urknall und mit einem
identischen Weltverlauf. Buchstäblich alles müsste sich dann exakt wiederholen.
Als Dunkle Energie wird in der Kosmologie eine besondere Form der Energie bezeichnet, die lange
Zeit als hypothetisch galt. Die Dunkle Energie 1998 zur Erklärung der beschleunigten Expansion
eingeführt. Die physikalischen Eigenschaften der Dunklen Energie lassen sich in der Verteilung von
Galaxien und Galaxiehaufen untersuchen.58
Die Existenz einer Dunklen Energie könnte auch eine Erklärung für die „Flachheit“ des Universums
sein. Es ist bekannt, dass die normale Materie nicht ausreicht, um dem Universum eine flache
Geometrie zu geben; sie stellt nur 2–5 % der notwendigen Masse. Aus Beobachtungen der
gravitativen Anziehung zwischen den Galaxien ergibt sich aber, dass Dunkle Materie maximal 30 %
der erforderlichen Materie sein kann. Dunkle Energie (aufgrund der Einsteinschen Formel E = mc2
hat sie ein Masseäquivalent) würde die fehlende Masse gerade liefern.59
Dunkle Energie ist ebenfalls ein wichtiger Parameter in Modellen zur Strukturbildung im
56
Vgl. Vaas 2009a, S. 43-44.
Vgl. Vaas 2009a, S. 46.
58
Vgl. Vaas 2009a, S. 47.
59
Zur Herleitung vgl. Grehn / Krause 31998, S. 363.
57
27
Universum. Dunkle Energie ist ebenfalls eine denkbare Ursache des inflationären Universums in
der Frühzeit des Kosmos. Allerdings ist unklar, ob zwischen einer derartigen Dunklen Energie und
derjenigen, die für die derzeitig beobachtete Expansion vorgeschlagen wird, ein Zusammenhang
besteht.
7.4 Das Problem der fehlenden Masse
Mit dem Doppler-Effekt kann man nachweisen, dass die Milchstraße rotiert. Dabei bewegt sich die
Sonne mit einer Geschwindigkeit von 250 km/s auf einer Kreisbahn mit r = 30 000 Lj um das
galaktische Zentrum. Mit dem Gravitationsgesetz kann man daraus die Masse der Milchstraße zu
1,3 * 1011 berechnen. Unabhängig hiervon lässt sich aus der Anzahl der Sterne und der vorhandenen
Gas- und Staubwolken die Masse der Milchstraße abschätzen. Dabei gelangt man aber nur auf 10%
der Masse, die notwendig wäre, um die Milchstraße gravitativ zusammenzuhalten. Dieses Problem,
das bei allen Galaxien auftritt, ist ungelöst. Zur Erklärung denkt man an sogenannte Schwarze
Löcher in den Zentren der Galaxien, an schwach wechselwirkende Teilchen, die man noch nicht
entdeckt hat, oder an eine eventuell vorhandene Ruhemasse der Neutrinos. 60
60
28
8 Schlussbetrachtung
Abschließend gilt zu sagen, dass unser Menschenleben oder diese Facharbeit nur ein sehr winziger
Teil im Vergleich zu dem Zeitraum darstellt, in dem es das Universum schon gibt. Wir sind nur
kleine Staubpartikel und die 80 Jahre, die wir leben, sind nicht sehr bedeutungsvoll. Das Universum
breitet sich schon seit 13,7 Milliarden Jahren aus, was sind da schon 80 Jahre, die einem Menschen
zur Verfügung stehen?
Mit meiner Facharbeit wollte ich einen kleinen Vergleich dieser Dimensionen erzeugen und ich
hoffe, dass dieses Bild einen bleibenden Eindruck hinterlässt, der jedem zeigt, wie gewaltig und
auch begeisternd unser Universum und seine Entstehungsgeschichte sind. Es gibt noch so viel
ungeklärte Fragen und Rätsel, die auf uns in Zukunft warten. Ich freue mich schon darauf, vieles
mehr zu erfahren: Wird die Expansion irgendwann gestoppt? Was war vor dem Urknall? Kann das
Forschungszentrum CERN einen künstlichen Urknall erzeugen? Alles Fragen, die hoffentlich bald
von klugen Köpfen geklärt werden - und bis dahin müssen wir uns damit begnügen, nachts Sterne
im Himmel zu betrachten und davon zu träumen, wie es wohl in diesen weit entfernten Galaxien
aussieht.
Eines sollten wir aber beim nächtlichen Blick in den Sternenhimmel - bei aller Astrophysik - nicht
vergessen: Wir sind auch Kinder der Sterne. Gäbe es sie nicht und hätte es nicht alle diese
Ereignisse und „Zufälle“ gegeben, würde es auch uns nicht geben.
Sterne kann man nicht anfassen, man kann sie nur mit dem Herzen spüren.
29
9 Quellen
9.1 Literaturnachweis

Buchal, Christoph: Energie. Baden-Baden 22008.

Grehn, Joachim / Krause, Joachim: Metzler Physik. Hannover 31998.

Vaas, Rüdiger: Ewige Evolution. In: Bild der Wissenschaft 2 (2009a). S. 40-47.

Ders.: Als der Weltraum flüssig war. In: Bild der Wissenschaft 2 (2009b) S. 49-53.
9.2 Internetquellen

Encarta: Strahlungsära. Aus: http://de.encarta.msn.com/encyclopedia_721546011_2/
Urknall.html.

Friedmann-Gleichungen. Aus: http://wiki.physik.uni-frankfurt.de/index.php/FriedmannGleichungen.

Kirchenlexikon: Lemaître . Aus: http://www.kirchenlexikon.de/l/Lemaitre.shtml.

Lexikon der Astronomie: Kosmos. Aus: http://lexikon.astronomie.info/stichworte/
Kosmos.html.

Onlineplanetarium: Urknall. Aus: http://ephemeriden.com/bigbang.py.

Quantenwelt: Leptonen. Aus: http://www.quantenwelt.de/elementar/leptonen.html.

Quantenwelt: Photonen. Aus: http://www.quantenwelt.de/elementar/photonen.html.

Quantenwelt: Quarks. Aus: http://www.quantenwelt.de/elementar/quarks.html.

Universität München: Rotverschiebung. Aus: http://www.usm.uni-muenchen.de/people/
saglia/dm/galaxien/alldt/node50.html.

Welt der Physik: Urknall. Aus: http://www.weltderphysik.de/de/1092.php.

Wikipedia: Big Crunch. Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Big_Crunch.

Wikipedia: Entstehung der Erde. Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Entstehung_der_Erde.

Wikipedia: Inflationäres Universum. Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Inflation%
C3%A4res_Universum.

Wikipedia: Kosmologie. Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Kosmologie.
30

Wikipedia: Nukleosynthese. Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Nukleosynthese.

Wikipedia: Urknall. Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Urknall#Planck-.C3.84ra_
und_Beginn_der_GUT-.C3.84ra.

Wissenschaft-online: GUT. Aus: http://wissenschaft-online.de/astrowissen/
lexdt_g06.html#gutak.

Wissenschaft-online: Planck-Ära. Aus: http://wissenschaft-online.de/astrowissen/
lexdt_p05.html#plar.

Wissenschaft-online: Quark-Ära. Aus: http://wissenschaft-online.de/astrowissen/
lexdt_q03.html#qar.

Wissenschaft-online: Quark-Gluonen-Plasma. Aus: http://wissenschaft-online.de/astrowissen/
lexdt_q03.html#qgp.
9.3 Nachweis der Abbildungen
 Abb. 1: Fotografie von Matthias Faul.
 Abb. 2: Der Urknall. Aus: http://www.dradio.de/dlf/sendungen/wib/597848/bilder/image_main/.
 Abb. 3: Lemaître und Einstein. Aus: http://www.tayabeixo.org/universo/vision.html.
 Abb. 4: Lemaître . Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Georges_Lema%C3%AEtre.
 Abb. 5: Alexander Friedmann. Aus: http://www.environmentalgraffiti.com/ecology/motherearth-how-the-earth-was-born/579.
 Abb. 6: Mini-Urknall. Aus: Vaas 2009b, S. 50.
 Abb. 7: Quark-Gluonen-Plasma. Aus: Vaas 2009b, S. 50.
 Abb. 8: Spektrum. Aus: http://www.sternenhimmel-aktuell.de/Weltall-02.htm.
 Abb. 9: Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung aufgenommen durch den
Satelliten. Aus: http://de.wikipedia.org/wiki/Hintergrundstrahlung.
 Abb. 10/1: Orionnebel (1). Aus: http://herberthass.de/webAstronomie.htm.
 Abb. 10/2 Orionnebel (2). Aus: http://www.ita.uni-heidelberg.de/~chfeder/ diplom.
shtml?lang=de.
 Abb. 10/3: Orionnebel (3). Aus: http://jumk.de/astronomie/sterne-3/index.shtml.
 Abb. 11/1: Sternentstehungsregion NGC 3324 (1). Aus: Vaas 2009a, S. 45.
 Abb. 11/2: Sternentstehungsregion NGC 3324 (2). Aus: http://fredsastro.googlepages.com/.
31
 Abb. 12/1: Galaxiehaufen Abell (1). Aus: http://www.scienceticker.info/2007/02/06/mehrcalcium-im-universum/.
 Abb. 12/2: Galaxiehaufen Abell (2). Aus: Vaas 2009a, S. 46.
 Abb. 13/1: Galaxie M82 (1). Aus: Vaas 2009a, S. 47.
 Abb. 13/2: Galaxie M82 (2). Aus: http://www.mpia.de/Public/menu_q2.php?Aktuelles/PR/2007/
PR070716/PR_070716_de.html.
 Abb. 14: Unsere Sonne. Aus: http://www.der-kosmos.de/objekte_im_all.htm.
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Weltall-Jahr - Leibniz

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