Vom Anfang bis zum Ende des Universums

Das Thema meines Referats lautet: "Vom Anfang bis zum Ende des Universums". Es werden darin folgende Punkte besprochen:

Zunächst einmal das wichtigste Ereignis in der Geschichte des Universums überhaupt, nämlich der Urknall, danach die Entstehung von Galaxien, in denen darauf hin die ersten Sterne entstanden sind, ein weiterer Punkt. Aber nicht nur das Entstehen, sondern auch das Vergehen dieser Sterne, denn eng damit wiederum ist die Entstehung von Planetensystemen verbunden. Wenn ich an diesem Punkt nachher angekommen bin werde ich unser Sonnensystem als Beispiel nehmen, wir haben ja auch ein ganz schönes hier und auch so ist die Zukunft unserer Erde und Sonnensystems einfach interessanter als die Zukunft vom Planetensystem XY. Auch das Ende von Sonnensystemen werde ich ansprechen, auch wieder mit unserem als Beispiel. Und damit sich der Kreis schließt werde ich auch das Ende des Universums behandeln.

Eines noch vorweg: Die erste Hälfte des Referates, nämlich der Urknall, ist etwas detaillierter ausgefallen als die zweite Hälfte, denn da gilt: was hier unwichtig erschient kann im späteren Verlauf wichtig werden. Deswegen ist die erste Hälfte im Gegensatz zur anderen recht genau ausgefallen.

Dies dürfte ein Bild sein, dass uns allen bestens bekannt ist, der nächtliche Sternenhimmel. Wie wertvollste Diamanten, so glitzern die maximal 6000 mit bloßem Auge sichtbaren Sterne jede Nacht über unseren Köpfen, scheinen zum Greifen nahe, sind aber doch unerreichbar weit weg. Schon beim Betrachten eines so simplen Bildes kann man sich jedoch schon eine ganze Reihe von Fragen stellen, die ersten die einem einfallen würde wären sicherlich die hier: Wie hat das eigentlich alles angefangen? Wo kommen denn diese ganzen kosmischen Diamanten her? Wie sind sie entstanden und was war davor? Haben oder hatten sie vielleicht auch etwas mit unserer eigenen Existenz zu tun? Man wird sehen, das haben sie, aber vorerst gehen wir mal langsam in Richtung des Anfangs von allem.

Mit freundlicher Genehmigung von ESA & NASA; E. Olszewski (U. Arizona)

Wenn man so will, kann man sagen, dass das alles bereits 1912 begann, damals stellte der Astronom Vesto Slipher fest, dass sich Gaswolken im All von uns entfernen: Ein erster Hinweis auf den Ursprung des Universums. Das mag jetzt vielleicht noch nicht so richtig einleuchten, aber gleich, denn richtig angefangen hat alles erst in den 20er Jahren, als Edwin Hubble, ein amerikanischer Astronom, nun endgültig nachgewiesen hat, dass das ganze Universum expandiert. Expansion heißt, gestern war's kleiner als heute, und vorgestern kleiner als gestern usw. Und so ist man schließlich auf die Idee gekommen, die zeitliche Entwicklung des Universums rückwärts zu verfolgen, und dadurch muss man irgendwann bei einem Punkt ankommen, in dem alle Materie die sich heute im Kosmos befindet, in einem schier unendlich dichten Punkt vereint gewesen sein musste. Das verdeutlicht nun unser Beispiel- Luftballon, aus welchem jetzt die Luft entweicht und er dadurch immer weiter schrumpft, bis es nicht mehr geht.

Das war jetzt eine grobe Schilderung dieser Urknalltheorie kam als Verdeutlichung, wie man auf eine solche Idee kommen kann, dass dieses Riesending von einem Universum, dessen sichtbarer Teil einen Durchmesser von guten 30 Milliarden Lichtjahren hat, aus einem schier unendlich kleinen Punkt heraus entstanden sein soll.

Wir wissen nun, dass das Universum expandiert und in ferner Vergangenheit, zu der wir nun reisen werden, sehr kompakt und klein war. Man kann nun selbst in Gedanken den kosmischen Film rückwärts laufen lassen, alle Objekte im Universum einander näher kommen lassen, bis schließlich besagter Punkt erreicht ist. An jenem Punkt, den man mit dem Ballonbeispiel natürlich nicht korrekt darstellen kann, beginnt die Geschichte des Universums:

Wir befinden uns nun 13,7 Milliarden Jahre in der Vergangenheit, direkt am Urknall. Den Urknall selbst teilt man in mehrere Phasen ein.

In seiner ersten Phase, die das Universum nach seiner Entstehung durchlief und die man 13,7 Milliarden Jahre später Planck-Ära nennen wird, da alles noch Planck-Maße hatte, hatte es eine Temperatur von 10³² K, einen Druck von 10⁹⁴ g/cm³, einen Durchmesser von 10^-35 m und war noch zeitlos, da es sich noch im Zustand der so genannten Supersymmetrie befand, einen symmetrischeren Zustand als in der Planck-Ära gibt es nicht. Warum ist das Universum deswegen aber zeitlos? Ganz einfach, wenn perfekte Symmetrie herrscht, dann gibt es keine Entwicklung, die voranschreiten könnte und Zeit als Maß fortschreitender Entwicklung ist nicht existent. Auch bestand das Universum noch aus purer Energie, noch keiner Materie, die sollte ich erst noch bilden.

Der Anfangszustand unseres Universums ist also ein äußerst symmetrischer, heißer und dichter Zustand. Man verdeutliche sich das einmal, ich spreche gerade von unserem Universum, das noch so winzig ist, dass ich es auf meinem Fingernagel halten könnte. Es war so klein, dass man es mit bloßem Auge, wäre ein Beobachter anwesend gewesen, nicht sehen könnte.

Doch das sollte nicht so bleiben. In der auf die Planck-Ära folgenden Phase, dem so genannten Inflationären Universum, die 10^-36s nach dem Urknall anfing, begann das Universum zwischen den Zeitpunkten 10^-36s und 10^-33s mit Überlichtgeschwindigkeit zu expandieren. Man nennt diese Phase deshalb Inflationäres Universums aufgrund des lateinischen Wortes Inflationis, was so viel bedeutet wie anschwellen und aufblähen, und genau das geschah ja. Dass es mit Überlichtgeschwindigkeit expandierte steht auch nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, nach der die maximale Ausbreitungsgeschwindigkeit von allem die Lichtgeschwindigkeit ist, denn was während der Inflation mit Überlichtgeschwindigkeit expandierte war der Raum selbst, die sich in ihm befindliche Energie wurde einfach mitgerissen. Auf diese Phase soll nun aber nicht näher eingegangen werden, da sie ein anderes Referat füllen würde. Wichtig ist nur, dass das Universum in dieser Ära seinen Durchmesser von gerade noch 10^-35 m auf einen Meter ausgeweitet hat.

Wir befinden uns jetzt ca. 10^-33 s nach dem Urknall, die Temperatur betrug 10²⁷ Grad, der Durchmesser des Universums einen Meter, von nun an expandiert es normal weiter. Nun entstanden aus der sehr hohen Energie spontan Teilchen und Antiteilchen, also Materie. Doch gab es ein kleines Problem, und das kann man sich wirklich mal auf der Zunge zergehen lassen, denn damals, innerhalb von einer Sekunde nach dem Urknall ist entschieden worden, ob es in diesem Universum jemals irgendetwas geben sollte, also Planeten, Sterne, Menschen, Regenwürmer, irgendetwas. Doch, wie schon gesagt, gab es da ein Problem, denn es entstanden ja Teilchen und Antiteilchen, wenn aber ein Teilchen und ein Antiteilchen zusammenkommen, kommt es zu einem Vorgang, der sich Annihilation nennt, d.h. die beiden Teilchen vernichten sich gegenseitig werden wieder zu Energie.

Mit freundlicher Genehmigung von WMAP Science Team, NASA

Aber es gibt uns ja, was ist also damals geschehen? Logischerweise muss es einen Überschuss an Teilchen gegeben haben, also weniger Antiteilchen als Teilchen. Es war ziemlich genau so: Auf ca. 10 Milliarden Vernichtungen blieb ein Teilchen über. Und damals befanden sich ja Energie und Materie im so genannten thermischen Gleichgewicht, thermisch deswegen, weil es ja so heiß war, das heißt, solange die Temperatur hoch genug war, konnte sich aus Energie Materie bilden und umgekehrt.

Aber das funktioniert nur, wenn die Temperatur hoch genug ist, aber die Temperatur fiel ständig mit zunehmender Expansion. Die Temperatur ist immer mehr gefallen, bis sie schließlich an einem Punkt ankam, an dem keine schweren Teilchen mehr produziert werden konnten. Es waren jetzt also noch die letzten Teilchen und Antiteilchen da, die noch produziert werden konnten, sie vernichteten sich und dann blieb ein Überschuss an Teilchen über, aus denen sich heute alles zusammenbaut, was wir so um uns herum sehen, wir selber mit eingeschlossen.

Hier also grob der Aufbau der Materie. Ganz links der generelle Aufbau eines Teilchens wie Proton oder Neutron, die bestehen aus Quarks und Antiquarks, die von Gluonen zusammen gehalten werden. In der Mitte ein Wasserstoffatom, das aus einem Proton besteht, das von einem Elektron umkreist wird. Rechts ein Heliumkern, bestehend aus 2 Protonen und zwei Neutronen.

Die ersten Teilchen, die entstanden sind, sind diese hier, die allerkleinsten, die Elementarteilchen, die so genannten Quarks. Das sind die ersten Teilchen, die entstanden sind, und sich vernichtet haben, aber es blieb ja glücklicherweise ein Überschuss übrig. Diese Ära nennt man die Quark-Ära, die begann, als die Inflationäre Phase endete, also ca. 10^-33 s nach dem Urknall und war vorbei ca. 10^-6 s nach dem Urknall.

Was haben wir also bisher für ein Universum? Ein Universum, in dem die Temperatur ständig durch die Expansion weiter fiel, das aber immer noch eine Temperatur von 10¹³ K hatte, und das bisher 10^-6 s "alt" ist.

Nach der Quark-Ära ging es mit der Hadronen-Ära weiter, eben nach 10^-6 s nach dem Urknall. Hadronen sind eine Gruppe von Teilchen, die aus Quarks aufgebaut. Die Temperatur in dieser Hadronen-Ära betrug ca. 10¹³ Grad, zu niedrig, als dass Quarks noch als freie Teilchen hätten bestehen können, sondern sie haben sich zu Hadronen vereinigt. Schwere Hadronen sind sofort wieder zerfallen und es blieben schließlich Protonen und Neutronen übrig, wie oben angedeutet.

Vielleicht wurde bereits bemerkt, dass es sich beim Urknall nach dem Prinzip "vom Kleinen zum Großen" verhalten hat, denn zuerst waren nur Quarks da, jetzt sind es schon Protonen und Neutronen.
Protonen und Neutronen erfüllen jetzt also das Universum, welches kontinuierlich weiter expandiert und die Vorgänge, die im Universum stattgefunden haben sind durch die Expansion beeinflusst worden, denn aus der Expansion resultiert fallende Temperatur wodurch die Teilchen ausfroren.

Wir haben bisher ein Universum, welches von Protonen und Neutronen, den so genannten Nukleonen erfüllt wurde. Nukleonen deshalb, weil Protonen und Neutronen die Atomkernbausteine sind. Die Temperatur im Universum beträgt nun nur noch 10¹² K und wir befinden uns 10^-4 s nach dem Urknall. Dieser Zeitpunkt markiert den Beginn einer neuen Ära, der so genannten Leptonen-Ära. Leptonen ihrerseits sind wieder eine Gruppe von Elementarteilchen, nämlich leichte Teilchen. Damit leichte Teilchen aus der noch im Universum vorhandenen Energie erzeugt werden können reicht auch eine niedrigere Temperatur aus, also diese 10¹² Grad. Wieder sind Teilchen und Antiteilchen entstanden, welche sich vernichteten und am Schluss wieder ein Überschuss von Teilchen vorhanden war. Diese Teilchen, die da entstanden sind, waren Elektronen und deren Antiteilchen, die Positronen.

Elektronen und Positronen haben sich vernichtet. Es blieb ein Überschuss an Elektronen über. Nach diesen Vernichtungen begann nun ein Vorgang, der äußerst wichtig war für das spätere Entstehen von Sternen und Leben.
Doch um noch einmal zu verdeutlichen, was das eigentlich mit unserer Existenz zu tun hat: Zu diesem Zeitpunkt im frühen Universum, ca. eine bis zehn Sekunden nach dem Urknall, war die Bildung der Materie, aus der sich heute alles, also auch wir selbst und unser Planet, zusammen setzt, abgeschlossen. Von da an wurde sie nur noch transformiert in andere Materie, also z.B. von Wasserstoff zu Helium. Das sollte nun passieren, in der nächsten, sehr wichtigen Phase, die das Universum durchlief.

Die Temperatur fiel 10 Sekunden nach dem Urknall auf ca. 10⁹K, also das Universum hatte eine Temperatur von ca. eine Milliarde Grad, das ist eine Temperatur, bei der Kernfusionen stattfinden konnten, und genau das ist geschehen. Wir hatten ja bisher ein Universum, welches von Protonen und Neutronen erfüllt war, doch bei dieser Temperatur fanden nun Kernfusionen statt von Protonen und Neutronen.

Das erste und einfachste Element des Periodensystems der chemischen Elemente ist der Wasserstoff. Er hat nur ein Proton und ein Elektron außen herum. Und jetzt ist wichtig: Im frühen Universum herrschte ein Verhältnis von 7:1 von Protonen und Neutronen. Also zu jedem Neutron gab es sieben Protonen. Ein Proton allein ist schon fast Wasserstoff, es würde nur noch das Elektron außen herum fehlen, aber die Protonen konnten die Elektronen, die in der Leptonen-Ära entstanden sind, noch nicht an sich binden. Die Elektronen hatten noch viel zu viel Kinetische Energie, also Bewegungsenergie, aufgrund der großen Hitze, die immer noch herrschte.
Es gab also zu jedem Neutron sieben Protonen. Nun fanden die Kernfusionen statt. Es entstanden 75% Wasserstoff, 25% Helium, hier, das zweite Element, es hat 2 Protonen und 2 Neutronen im Kern, ebenfalls entstanden noch ein klein wenig Lithium, viel weniger Beryllium und ein winziger Anteil von Bor.

Entscheidend ist nur, dass in diesem Vorgang, der auch primordiale Nukleosynthese genannt wird (primordiale Nukleosynthese bedeutet nur Elemententstehung beim Urknall), 75% Wasserstoff und 25% Helium entstanden sind. Es konnten nur 25% Helium entstehen, weil:

• 1. Es ja weniger Neutronen als Protonen gab.
• 2. Da irgendwann eine Temperatur erreicht wurde, bei der keine Kernfusionen mehr möglich waren.

Die primordiale Nukleosynthese erstreckte sich von ca. 10 s nach dem Urknall bis höchstens eine viertel Stunde nach dem Urknall, denn Neutronen, die übrig blieben, zerfallen nach 878 Sekunden, also fast einer viertel Stunde. Die primordiale Nukleosynthese war der einzige Zeitpunkt im Universum, bei dem Elemente schwerer als Wasserstoff erzeugt werden konnten, und zwar lange bevor irgend ein Stern geleuchtet hat.

Aber warum ist das jetzt so wichtig, wie ich vorher sagte? Nun, wenn das Universum in dieser Phase zu langsam expandiert wäre, dann hätten wir viel mehr Helium im All, das wiederum ist für die Entstehung von Leben schlecht, da für Heliumfusionen in Sternen viel höhere Temperaturen benötigt werden, als das beim Wasserstoff der Fall ist. Hinzu kommt noch, dass der Stern nicht lange genug leben würde, um auf einem seiner Trabanten Leben entstehen zu lassen.

Das Universum besteht jetzt also zu 75% aus Wasserstoffatomkernen. Es sind nur Atomkerne, keine Atome, denn bei Atomen müssten noch die Elektronen um der Kern sausen. Diese aber können noch nicht an den Kern gebunden werden, da sie immer noch zu viel kinetische Energie haben durch die hohe Temperatur. Also, 75% Wasserstoffatome und 25% Heliumatome. Für die nächsten 380.000 Jahre wird sich nun nichts mehr tun. Wasserstoff und Helium sind zwar Gase, doch hätte ein Beobachter keine riesige Gaswolke gesehen, das Universum wäre viel zu hell gewesen, er hätte praktisch nur Helligkeit gesehen. Das sollte für die nächsten 380.000 Jahre so bleiben.

Ca. 380.000 Jahre nach dem Urknall wurde die Strahlung, die vom Urknall stammt, entkoppelt, das heißt, bisher sausten ja die Elektronen frei zwischen den Atomkernen herum, im gesamten Universum war also ein ionisiertes Gas. Doch zu besagtem Zeitpunkt hatten die Elektronen so wenig kinetische Energie, dass sie von den Atomkernen gebunden werden konnten. Davor hat es sich nämlich so verhalten, dass an den Atomkernen und den ganzen Elektronen zwischen den Atomkernen die Photonen, die Lichtteilchen, immer abgelenkt wurden. Doch als nun die Elektronen eingefangen wurden konnte sich das Licht weitgehend ungehindert ausbreiten. Man spricht auch von Entkoppelung der Strahlung.

Das ist auch der Grund, warum man mit optischen Teleskopen nie weiter als bis 380.000 Jahre nach dem Urknall ins Universum zurückblicken kann. Das Bild zeigt diese übriggebliebene Hintergrundstrahlung, die wie ein Vorhang jede weitere Sicht verhindert.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/WMAP Science Team

Jetzt haben wir also ein Universum, welches fortlaufend weiter expandiert, und in dem sich Strahlung nun weitgehend ungehindert ausbreiten kann.
Als nächstes durchlief das Universum die Dark Ages, die dunkeln Zeitalter. Ja, warum denn dunkel, gerade eben sprach ich ja noch von Strahlung? Das ist ganz einfach, als die Strahlung entkoppelte, wurde das Universum nur transparent, aber nun ist es dunkel, da sich die Strahlung ja ungehindert ausbreiten kann und nicht ein einziger Stern existiert, der Licht aussenden könnte. In der Bildfolge ist die gesamte Entwicklung des Kosmos zusammengefasst, von der Hintergrundstrahlung über die Zusammenballung der gebildeten Materie, von der Entstehung der ersten Galaxien bis zum Zünden der ersten Sterne.

Der Anblick des damaligen Universums wäre uns nicht wirklich vertraut vorgekommen, kein einziger Stern hat damals geleuchtet. Doch das sollte sich nun ändern. Die dunkeln Zeitalter haben ca. 200 Millionen Jahre nach dem Urknall gedauert, dann leuchtete zum ersten Mal in der gesamten Geschichte des Universums ein Stern auf. Doch wie funktioniert das?

Die wichtige Zutat dafür ist das Wasserstoffgas vom Urknall, das im gesamten Universum verteilt war.
An manchen Gebieten ist die Dichte des Gases höher, an anderen nicht so hoch. Aus diesen Dichteschwankungen bildeten sich zunächst die Galaxien aus, die man heute im Universum beobachten kann, Gebiete mit einer höheren Masse zogen Masse aus Gebieten an, an denen weniger Material war und wurden noch dichter. Und innerhalb dieser sich bildenden Galaxien, Galaxien sind ja nichts anderes als Sternansammlungen, gab es noch lokale Dichteschwankungen, aus denen diese Sterne entstanden. Das funktioniert im Grunde genau so: Gebiete, in denen mehr Material vorhanden ist, ziehen von weniger materialreichen Gebieten Masse an und werden noch dichter.

Angeregt wurden diese Kontraktionen von Stoßwellen, die noch vom Urknall übrig waren. Im Zentrum der jeweiligen Ansammlung wurde es immer heißer, da ja immer mehr Materie von außen drückte, bis schließlich die Temperatur hoch genug war, um Kernfusionsprozesse auszulösen. Das müssen gute 14 Millionen Grad sein. Dann fangen Wasserstoffatome an zu fusionieren und bilden Heliumatome. Wenn das geschehen ist, fängt der Stern an zu strahlen. Nun richtet sich das Gleichgewicht in einem Stern ein: In einem Stern halten sich zwei Kräfte die Waage: Die nach innen gerichtete Gravitation und der nach außen drückende Strahlungsdruck, welcher durch die Kernfusionen entsteht. Sobald also der Stern anfängt zu leuchten wirkt der Strahlungsdruck der Gravitation entgegen und der Stern hat sich stabilisiert.

Mit freundlicher Genehmigung des NASA/WMAP Science Team

So entstanden also die ersten Sterne, die so genannten Population-3-Sterne. Das waren wirkliche Riesen, da sie nur das Material, welches im Urknall erzeugt wurde, zur Verfügung hatten. Durch bestimmte Mechanismen konnten so Sterne mit bis zu 1000 Sonnenmassen entstehen, die waren schon sehr groß, so etwas gibt es heute nicht mehr.

Aber was passiert, nachdem sich der Stern gebildet hat? Erst einmal folgen gute 50 Millionen sehr eruptive Jahre, in denen der Stern dann in das kontinuierliche Wasserstoffbrennen übergeht. Denn das Wasserstoffbrennen ist ja die Quelle, von der der Stern seine Energie gewinnt. Das geschieht, indem er diese Atome fusioniert, das heißt dass immer 4 Wasserstoffatome ein Heliumatom bilden.
Irgendwann jedoch hat der Stern seinen gesamten Wasserstoffvorrat verbraucht und bei diesen riesigen Population-3-Sternen geschah das binnen 3 Millionen Jahren, für Sternenmaßstäbe lächerlich wenig (die Sonne z.B. brennt 10 Milliarden Jahre lang Wasserstoff). Aber was macht jetzt ein Stern, der nicht mehr weiter kann? Kann er noch weiter? Er kann noch weiter, und zwar indem er die Asche, nämlich das entstandene Helium nochmals entzündet. Er leitet also die nächste Brennstufe ein. Damit dies jedoch funktioniert sind viel höhere Temperaturen notwendig, die erhält der Stern von allein, weil eine kurze Zeit lang kein richtiger Strahlungsdruck mehr der nach Innen drückenden Gravitation entgegen wirkt. Also drückt das gesamte Äußere des Sterns auf seinen Kern, dieser erhitzt sich dann wieder auf über 100 Millionen Grad, das ist heiß genug, um Helium zu Kohlenstoff zu fusionieren. Und dann wird das Ganze erst richtig heiß: von Kohlenstoff geht es dann weiter zu Stickstoff, Sauerstoff, Neon, von Neon zu Silizium, von Silizium dann zum Eisen. Während dieser ganzen Zeit, die mehrere Millionen Jahre beträgt, wurde der Stern immer heißer. Eisen ist dann das letzte Element, das der Stern fusionieren kann.

Während der Stern die verschiedenen Brennstufen durchlaufen hat, bläht sich sein Äußeres immer weiter auf, er wird zu einem Roten Riesen. Warum bläht er sich auf? Nun, weil diese enorm hohen Temperaturen einen sehr hohen Strahlungsdruck zur Folge haben, dieser Strahlungsdruck drückt die Hüllen des Sterns nach außen, der ganze Stern expandiert um viele Millionen Kilometer. Doch wie beim Universum auch, Expansion bedeutet Abkühlung, die sich aufblähenden Hüllen kühlen sich ab, das heißt, der Stern erhitzt sich zwar in seinem Inneren, doch seine sich aufblähenden Hüllen werden kühler.

Wenn der Stern nun bei der letzten Brennstufe, nämlich dem Eisen, angekommen ist, dann fallen die Hüllen auf den Eisenkern in der Mitte, es gibt ja keine Gegenwehr mehr durch den Strahlungsdruck, darauf hin werden sie umgelenkt und ins Universum abgeschossen. Das ist dann das, Supernova oder Hypernova nennt. Die abgeschossenen Hüllen sieht man dann als planetarische Nebel. Aus solch einer Katastrophe entstehen Planetensysteme, wie auch unseres. Aber ich will nichts überstürzen.

Also, seit die ersten Sterne im Universum gezündet haben, geschah zwar im Prinzip immer das selbe, also Sterne entstehen und vergehen wieder, weil was ich gerade erwähnte ist das Ende eines Sterns, aber das Universum wurde durch den Tod von Sternen mit Elementen schwerer als Helium angereichert, denn beim Urknall ist ja nicht mehr entstanden als Wasserstoff und Helium. Die planetarischen Nebel, die Sterne wegschleudern, die sind angereichert mit allerlei Elementen, von Wasserstoff mit Ordnungszahl eins bis hin zu Elementen wie Gold mit der Ordnungszahl 79. Aus diesen Element-Nebeln entstehen dann Sonnensysteme mit neuen Sternen. Jetzt kommen wir also zu unserem Sonnensystem.

Mittlerweile haben wir also ein Universum, welches immer noch weiter expandiert, in dem sich Milliarden und Abermilliarden von Galaxien gebildet haben, und innerhalb dieser Galaxien bilden sich wiederum auch Milliarden und Abermilliarden von Sternen. Sterne entstehen und vergehen "am laufenden Band".

Wir befinden uns jetzt 9 Milliarden Jahre nach dem Urknall, ein Stern explodiert in einer Supernova. Eigentlich nichts Besonderes. Aber diesmal schon, den aus den ins All geschleuderten Massen dieses Sterns kondensierte unser Sonnensystem.

Man nimmt heute allgemein an, dass dieser Stern 750.000 Jahre vor dem Beginn unseres Sonnensystem explodiert ist. Die nächsten 750.000 Jahre kreiste also der planetarische Nebel dieses Sterns in einer Entfernung von 28.000 Lichtjahren ums galaktischen Zentrum, denn soweit befindet sich unser Sonnensystem auch heute noch vom Zentrum der Galaxie entfernt, in der Milchstraße. Man nennt diesen Nebel, aus dem unser Sonnensystem hervorging, auch den Urnebel, diesen Begriff werde ich auch verwenden.
Solche Element-Nebel erhalten sich nach dem selben Gesetz wie Sterne: zwei Kräfte halten sich die Waage, nämlich der Strahlungsdruck, welcher außerordentlich schwach ist und die Gravitationskraft. Wird dieses labile Gleichgewicht gestört, kommt es zum gravitativen Kollaps des Urnebels. Und genau das ist geschehen: ein anderer Stern explodiert in einer Supernova, dessen Druckwellen jagten durch den Urnebel und störten sein labiles Gleichgewicht. Der Nebel fiel gravitativ in sich zusammen. Die gesamte Masse der Wolke strebt zum Zentrum hin, der größten Verdichtung. Und das ist jetzt wieder die selbe Geschichte wenn ein Stern entsteht, in diesem Fall nun unsere Sonne.

Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie

Irgendwann waren Temperaturen um 14 Millionen Grad erreicht, Kernfusionsprozesse setzten ein, die Sonne war geboren. Um die Sonne herum war nun eine Wolke aus Staubteilchen, in der nun die Planetenbildung einsetzte.
Ich werde nun einen Part des ersten Äons der Erdegeschichte beschreiben, nämlich des Hadaikums. Das Hadaikum begann vor ca. 4,6 Milliarden Jahren und endete vor 4 Milliarden Jahren. In diesem Äon entstand die Erde und nach ihrer Bildung die Bausteine des Lebens. Parallel zur Erde entstanden auch die anderen Planeten und alles, was sich heute auch noch im Sonnensystem befindet. Aber ich will ja nicht zu schnell in der Geschichte vorangehen, was geschah nun in der protoplanetaren Scheibe um die junge Sonne?

Fragen wir erst einmal, warum sich überhaupt eine Scheibe um die junge Sonne bilden konnte.
Nun, mit der Kollision der durch die Wolke wandernden Schockwellen jener Supernova, die den gravitativen Kollaps des Urnebels auslösten, erhielt die Wolke einen Drehimpuls. Erhält ein System wie der Urnebel einen Drehimpuls, wird dieses ihn nicht wieder los, er bleibt für immer erhalten, dahinter steckt ein einfaches physikalisches Gesetz, nämlich die Erhaltung des Drehimpulses. Der Drehimpuls bleibt auch erhalten, wenn sich innerhalb der Wolke nun Sonne und Planeten bilden, er wurde einfach auf die sich bildenden Objekte übertragen.

Es bildete sich also nun im Zentrum der Wolke wie schon beschrieben unsere Sonne. Um die Sonne nun die protoplanetare Scheibe, bestehend aus Staubkörnchen verschiedenster Elemente. Nun hat die Wolke allerdings noch ein kleines Problem: wenn sich ein Objekt, in unserem Fall die protoplanetare Scheibe um die junge Sonne dreht, dann gibt es die Zentrifugalkraft nach außen, d.h. dass alles, was sich die Protosonne nicht verinnerlicht hat, nach außen gerissen wird und davon fliegt. Hätte sich das Ganze nicht gedreht, wäre es von allen Seiten der Scheibe gleichmäßig auf die Protosonne hineingeflogen und wir hätten heute überhaupt nichts im Sonnensystem, außer eben der Sonne. Wie löste die Wolke aber nun das Drehproblem? Auf geniale Weise: sie begann nun, bevor sich die Scheibe verflüchtigen konnte damit, Massenansammlungen quer durch die gesamte Wolke zu bilden. Durch Adhäsions,- Kohäsions- und Gravitationskräfte klumpen sich die Staubteilchen zu immer größeren Brocken zusammen, während die Sonne ihre eruptive Phase durchlief.

Mit freundlicher Genehmigung der NASA

Die ersten Brocken, die entstanden, waren so genannte Planetesimale. Diese Objekte sind vergleichbar mit unseren heutigen Asteroiden zwischen Mars und Jupiter. Und das kann an dieser Stelle erwähnt werden: die Asteroiden, nicht nur die zwischen Mars und Jupiter, sondern auch die im Kuipergürtel und in der Oortschen Wolke sind Zeuge einer solchen Phase des frühen Sonnensystems, denn um solche Brocken, wie sie da herumschweben, handelte es sich auch schon vor 4,6 Milliarden Jahren, nur mit dem Unterschied, dass die Planetesimale glutflüssig waren. Die Planetesimale ihrerseits bauten sich zuvor aus den Staubteilchen zusammen. 10 Millionen Jahre nach dem Kollaps des Urnebels wurde die Protosonne also von Millionen von Planetesimalen, die zwischen einem und mehreren Kilometern groß waren, umkreist.

Doch Planetesimale sind noch keine Planeten, lediglich deren Bausteine. Das Wort "Bausteine" impliziert praktisch schon, wie es mit den Millionen von Planetesimalen weiterging. Sie kollidierten immer wieder miteinander und wuchsen zu immer noch größeren Brocken an. Die nächste Stufe des Anwachsens ist die Stufe der so genannten Protoplaneten. Das Stadium des Protoplaneten befindet sich genau zwischen den Planetesimalen und dem fertigen Planeten.

Nach etwa 100 Millionen Jahren klumpten sich sehr viele Planetesimale zu ca. 100 mondgroßen Protoplaneten zusammen. Computersimulationen zeigten, dass nach ca. 30 Millionen Jahren dann nur noch gute 22 Protoplaneten vorhanden waren, und durch weitere Kollisionen wurde dann 450 Millionen Jahre nach dem Kollaps des Urnebels der Zustand des heutigen Sonnensystems erreicht. Die Protoplaneten wuchsen allerdings noch zusätzlich durch Einschläge von Planetesimalen, die sich nicht zu Protoplaneten zusammenklumpten. Immer wieder schlugen sie auf die noch unfertigen Planeten ein und trugen zu deren Masse bei. So bekam die Urerde auch einen deutlichen Massenzuwachs.

Die Planeten waren nun fertig geformt und umliefen von da an die Sonne stabil auf ihren Bahnen. Natürlich waren sie noch viel heißer als heute, bis zu 500° Celsius, abhängig davon, wie weit sie sich schon abkühlten, nachdem die Einschläge von Planetesimalen zurückgingen, denn diese erhitzten die jungen Planeten immer wieder aufs Neue auf.
Doch warum blieben die Asteroiden zwischen Mars und Jupiter übrig? Man nimmt an, dass der Protojupiter aufgrund seiner großen Masse die Bildung eines größeren Objekts verhinderte.

Das Sonnensystem war also soweit fertig. Allerdings würde der Anblick der damaligen Erde uns noch vollkommen fremd vorkommen, nicht zuletzt deswegen, weil sie noch eher ein Lavaball war, als abgekühlter Planet. Aber die beiden wichtigsten, gravierenden Unterschiede zu heute: es fehlte noch der Mond und das Elixier allen Lebens, das Wasser. Woher kommt der Mond?

Um das zu erfahren müssen wir nochmals etwas in der Zeit zurückreisen, dorthin, als etwa noch 30 Protoplaneten die Sonne umliefen. Zu dieser Zeit, als die Erde selbst noch durch die vielen, unzähligen Einschläge von Planetesimalen wuchs, bildete sich im selben Orbit, den die Erde einnimmt, ein zweiter Protoplanet, Theia genannt. Vor etwa 4,55 Milliarden Jahren, etwa 70 Millionen Jahre nach der Bildung der Erde als eigenständiger Protoplanet, ereignete sich nun eine Katastrophe, die sich aber später als Glücksfall herausstellen wird. Nämlich ein Einschlag, der Einschlag, Theia kollidierte mit der Urerde. Diese Kollision fand allerdings nicht frontal statt, sondern nur als Streifeinschlag. Bei einer frontalen Kollision würde es die Erde heute womöglich nicht geben. Theia wurde bei diesem Einschlag komplett zerstört und die Protoerde wieder komplett aufgeschmolzen. Bruchstücke beider Körper klumpten sich wieder zu einem zusammen, abgesehen von einem kleinen Part der weggeschleuderten Trümmer, die sich in einem Orbit von ca. 60.000 Kilometer um die junge Erde einfädelten.

Innerhalb erstaunlich kurzer Zeit klumpte sich dieses Trümmerfeld zu unserm Mond zusammen und kühlte ab, nämlich innerhalb von nur wenigen Monaten, im Vergleich zur Planetenbildung, die nach erst 450 Millionen Jahren vollendet sein sollte, ist das wirklich sehr, sehr kurz, wäre ein Beobachter anwesend gewesen, hätte er beobachten können, wie sich der Mond zusammenklumpt und sich abkühlt.
Bis dahin torkelte die Erde noch um die Sonne, sie drehte sich noch nicht konstant um 23,7° geneigt um ihre Achse, sonder torkelte nur. Durch die Entstehung des Mondes wurde diese Neigung um 23,7° etabliert. Und noch ein wichtiges, daraus resultierendes Geschehnis bewirkte der Mond: bis dahin dauerte ein Erdtag nur acht bis zehn Stunden, doch der Mond bremste die Erde ab, sodass wir heute einen Tag haben, der 23 Stunden und 56 Minuten dauert. Das war also nicht von Anfang an so, noch vor 500 Millionen Jahren hatte die Erde einen Tag, der nur 21 Stunden dauerte.

Bildquelle:http://www.avgoe.de/StarChild

Diese sogenannte "Kollisionstheorie" ist die derzeit am weitesten akzeptierte Theorie, die auch logisch beschreibt, wie der Erde zu so einem verhältnismäßig großen Mond kommen konnte, solche Monde, wie ihn die Erde hat, gehören eigentlich zu viel größeren Planeten wie Jupiter oder Saturn.

Nun hat die Erde also ihren Mond, doch was ist mit dem Wasser, wo kommt das her?

Um auf diese Frage eine Antwort zu finden müssen wir noch mal ganz zurück reisen, zum Anfang des Sonnensystems, zum Urnebel. Wie schon gesagt war diese Urwolke angereichert mit sehr vielen Elementen, darunter auch sehr viele, die gerne Verbindungen mit anderen Elementen eingehen. Doch wir wollen uns jetzt nur auf die Entstehung von Wasser konzentrieren.

Dazu müssen wir uns erst einmal klar machen, was Wasser eigentlich ist. Wasser, H₂O, besteht also aus zwei Wasserstoffatomen H und einem Atom Sauerstoff O.
Da wir jetzt wissen woraus Wasser besteht, können wir uns vorstellen, wie es in solchen Wolken wie dem Urnebel entstanden ist. Zwei Wasserstoffatome gehen sehr schnell eine Verbindung ein zu molekularem Wasserstoff, driften davon und treffen auf ein Sauerstoffatom. Unter geeigneten Bedingungen entsteht recht leicht Wasser. Wasser ist natürlich nicht die einzige Verbindung, die man in solchen Nebeln gefunden hat, da hat man allerlei verschiedene Verbindungen gefunden. Auf diese Weise entstehen in solchen Wolken riesige Mengen an Wasser. Und nun begann die Entstehung des Sonnensystems, wie ich sie bereits beschrieben habe.

Jetzt können wir wieder einsetzten, als die Erde bereits ihr Protoplanetenstadium fast fertig durchlaufen hat, vor ca. 4,2 Milliarden Jahren. Es schlugen immer noch Planetesimale auf die Urerde ein. Doch nicht nur Planetesimale schlugen ein, sondern auch Eismeteore. Diese Eismeteore bringen nun das Wasser, das sich im Urnebel gebildet hat, zu den Planeten. Sie schlugen auf der Erde ein und verdampften sofort wieder, reicherten die Atmosphäre an, bildeten Wolken und begannen abzuregnen. Die Erde war vor 4,2 Milliarden Jahren noch über 100° heiß, also heißer als der Siedepunkt von Wasser, folglich verdampften die Regentropfen schon bei ihrem Flug. So ging das weiter und weiter. Wissenschaftler haben errechnet, dass es gute 40.000 Jahre geregnet haben muss.
Die vielen Wassermassen formten nun das Gesicht der Urerde neu, sie bildeten die Ozeane und kühlten die Erde auf unter 100° ab. Und noch einen sehr wichtigen Effekt erfüllte der ewige Regen: er wusch sehr viel von dem Kohlendioxid aus der Atmosphäre der Urerde raus und lagerte es als Kalk in den Urozeanen ab. Nun war die Erde bereit für das Leben, dass sich jedoch erst 3,1 Milliarden Jahre später richtig entfalten sollte. Womit wir dann in der Gegenwart angekommen sind. Nun geht es ab in die Zukunft.

Bevor ich weitermache will ich noch mal auf den Anfang zurückkommen: ich hoffe es wurde bemerkt, dass die Existenz dieser leuchtenden Gaskugeln, der Sterne, mit unserer Existenz mehr zusammenhängt, als man denkt? Aus Sternen kommen die gesamten Elemente, aus denen wir und unsere Umgebung bestehen. Eine besonders wichtige Rolle spielt natürlich unser Zentralgestirn, die Sonne, sie erwärmt unseren Planeten und machte auch einst das Leben auf ihm möglich. Doch leider wird sie auch Grund für dessen Untergang sein.

Ich habe bereits erwähnt was passiert, wenn ein Stern stirbt. Wenn der Wasserstoff aufgebraucht ist beginnt das Heliumbrennen, dann fusioniert der Kohlenstoff usw. Und aufgrund der hohen Temperatur, die im Innern herrscht, bläht sich seine Hülle auf. Innerhalb der nächsten 2 Milliarden Jahre wird so auch die Temperatur der Sonne beginnen systematisch anzusteigen und es wird dann so sein, dass hier auf der Erde erste Verdampfungsprozesse anfangen.

Unsere Sonne wie sie heute erscheint
Mit freundlicher Genehmigung von SOHO/LASCO, SOHO/EIT, und SOHO/CDS (ESA & NASA)

Doch die Sonne wird noch heißer: die Hüllen blähen sich immer weiter auf, und zwar möglicherweise bis fast zur Marsbahn. Da würde also von der Erde nicht viel überbleiben. Doch wahrscheinlich ist, dass der Prozess kurz vor der Erde zum Stillstand kommt. Doch selbst dann herrschen für Leben schlechte Bedingungen: Temperaturen von bis zu 1000 Grad sind ein Argument gegen das Vorhandensein jeglicher Form von Leben, der gesamte Planet sowie auch der Mars werden ein Lavaball werden. Irgendwann, in 4 Milliarden Jahren wird dann die Sonne ihre Hüllen abstoßen und als Weißer Zwerg enden. Das ist eine Kugel, nur noch so groß wie die Erde, hat aber fast noch die selbe Masse wie die ursprüngliche Sonne.

So etwa kann man sich vorstellen, wird eines Tages die Sonne von der Erde aus zu sehen sein...

Bild von "Fivolang", http://www.augensound.de

Die Bahnen der inneren Planeten, maßstabgerecht dargestellt. Anhand der zusätzlich eingezeichneten Bahnen von Jupiter und Saturn kann man die ungeheuren Entfernungen erahnen.

Die Planetenbahnen der äußeren Planeten. Zur Darstellung musste ein anderer Maßstab gewählt werden. Hier ist Pluto zwar noch als Planet eingezeichnet, auffällig ist aber die Neigung seiner Bahn.

Hier als Vergleich, wie unsere heutige Sonne sich einmal zu einem Roten Riesen aufblähen wird. Eingezeichnet sind noch weitere Stern"boliden", die von massereichen Sternen gebildet werden.

Das Ende von unserem Sonnensystem und von allen anderen Planetensystemen im Universum sind also Abkühlung und in unserem Fall der Verlust von maximal 4 Planeten, nämlich Merkur, Venus, Erde und vielleicht Mars. Die übriggebliebenen Planeten werden weiter ihre Bahnen um den Weißen Zwerg ziehen, denn er hat ja noch etwa die Masse der Sonne, nur in ein kleineres Volumen gepresst. So oder so ähnlich wird jeder Stern einmal enden, manche explodieren sogar und bilden am Ende die berüchtigten Schwarzen Löcher.

Da ja durch das laufende Entstehen von Sternen immer weniger Wasserstoff im Universum vorhanden ist, werden irgendwann keine Sterne mehr entstehen können. Wenn neue entstehen, werden sie auch viel schneller wieder ausbrennen, weil Wasserstoff immer weniger wird und Elemente schwerer als Helium einen Stern nicht lange am Brennen halten. Wenn in Zukunft also immer mehr schwerere und immer weniger leichtere Elemente vorhanden sind, werden auch die Sterne kürzer leben. Wenn die Sonne zum Beispiel anfängt Helium zu brennen, wird sie nur noch ein paar zehn Millionen Jahre leben. Das mag uns lange vorkommen, aber für die Entstehung von Leben ist das tausend Mal zu kurz.

Immer mehr Sterne erlöschen also und immer weniger neue entstehen. Im ganzen Universum gehen diese schönen, leuchtenden Gaskugeln im Laufe von mehreren Jahrmilliarden einfach aus. Ein großer Kosmologe, Edward Harrison, hat es so ausgedrückt:

Die Sterne beginnen wie flackernde Kerzen zu verblassen und erlöschen einer nach dem anderen. In den Tiefen des Raumes sterben die großen Himmlischen Städte einfach dahin, die Galaxien, die Denkwürdigkeiten vieler Zeitalter enthielten. Dutzende von Jahrmilliarden vergehen in zunehmender Dunkelheit, gelegentlich durchdringt ein Lichtschimmer die sinkende Nacht, Lichtblitze verzögern ein wenig den Untergang eines Universums, das zu einer Existenz als kosmischer Friedhof verurteilt ist.

Ich finde, dass das keine wirklich schöne Zukunft für ein Universum ist. Und wie geht es mit unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, weiter? Etwa zeitgleich, wenn die Sonne zu einem roten Riesen anwächst, wird sie mit unserer Nachbargalaxie, dem Andromedanebel, kollidieren. Die beiden werden verschmelzen und eine große, elliptische Galaxie bilden. Damit jetzt zum Ende des Universums:

Zum eigentlichen Ende des Universums selber gibt es verschiedene Szenarien, von denen aber nicht bekannt ist, welches eintreten wird.
Die bekanntesten Szenarien sind:

• Der Big Crunch
• Der Big Whimper
• Der Big Rip

Folglich könnte ja dann der Big Whimper zutreffend sein, das große Wimmern. In dieser Theorie expandiert das Universum ewig weiter und stirbt schließlich den Kältetod. Also, das Universum expandiert zwar immer weiter, gelangt aber nie zum Stillstand der Expansion. Diese Theorie ist zwar einleuchtend, wenn die Eigengravitation des Kosmos nicht ausreicht, die Expansion zu stoppen. Allerdings gibt es da noch eine spezielle Komponente im Universum, die gute 70% des gesamten Universums ausmacht, nämlich die Dunkle Energie, die vermutlich dafür sorgt, dass die Expansion des Universums heute sogar noch beschleunigt wird. Aber niemand weiß was das ist. Eine noch exotischere Form dieser Dunklen Energie könnte dann zum Big Rip, dem großen Zerreisen, führen.

Darstellungsversuch der Raumstruktur durch Vereinfachung auf 2 Dimensionen. Der Verlauf der Krümmung der Raumzeit ist für die 3 möglichen Zustände des Kosmos dargestellt. Links ist der Zustand des geschlossenen Universums symbolisiert. In diesem Raum gibt es keine Geraden, sondern nur Geodäten, das Universum wird in diesem Fall wieder kontrahieren. Rechts ist das offene Universum skizziert , es stellt sich sattelförmig dar. Der Grenzfall (Mitte) ist das flache Universum, es ist euklidisch. Beide Modelle stehen für einen Kosmos, der den Kältetod erleiden wird.

Der Big Rip ist eines der wahrscheinlichsten Modelle über die Zukunft des Universums, er beschreibt, dass das gesamte Universum auseinander gerissen wird, jedoch nicht der Raum selbst, sondern nur das, was sich im Raum befindet, namentlich alles Materielle. Allerdings muss man sich darüber keine Gedanken machen, da man annimmt, dass der Punkt, an dem sich alle Materie auflöst, erst in 50, frühestens 30 Milliarden Jahren eintritt. Dann, wenn das Universum fast 4-mal so alt ist wie jetzt.

Besagte Dunkle Energie konnte bis jetzt nur indirekt beobachtet werden, diese Beobachtungen zeigen, dass das Universum seit guten 7 Milliarden Jahren beschleunigt expandiert. Warum das so ist weiß man noch nicht. Was bedeutet aber die beschleunigte Expansion?
Im Prinzip könnte die Gravitation der im Universum enthaltenen Materie abbremsen (was dann zum Big Crunch führt). Die Expansion hält aber noch an, wodurch sich Galaxienhaufen voneinander entfernen, weil zu schnell neuer Raum entsteht und die Schwerkraft diesen neu entstandenen Raum nicht mehr kompensieren kann. Wenn sich jetzt die Expansion noch mehr beschleunigt, hat es auch Auswirkungen auf Planetensysteme, die werden dann auch langsam auseinandergezogen.

Bei noch weiter beschleunigter Expansion, und genau das wird vermutlich mit der Zeit eintreten, hat es auch unmittelbare Auswirkungen auf Planeten und andere kompakte Objekte, denn dann ist die Entstehung von neuem Raum derartig schnell, dass die Bindungskräfte, die die Materie zusammenhalten, zu schwach werden. D.h., dass dann Atomkerne anfangen zu zerfallen.

Im Modell des Big Rip, verglichen mit dem Big Whimper, würden selbst die kompaktesten Objekte des Kosmos wie Neutronensterne oder gar Schwarze Löcher sehr schnell verschwinden, denn im Big Whimper würden sie bis zu 10¹⁰⁰ Jahre überdauern können, im Big Rip wären sie viel schneller verschwunden. Das wäre dann das Ende von allem! Derzeit kann aber noch nicht genau abgeschätzt werden, wie nun das Ende des Universums aussieht, da man noch nicht alle Komponenten des Universums richtig kennt oder verstanden hat. In jedem Fall aber ist das Ende des Universums schon längst beschlossene Sache - und das sieht nicht gerade rosig aus...