Die Geschichte des Universums
Teil 4

Strukturen
Die Zukunft
Weltmodelle
Weltpostulat

Im Prinzip könnten wir nun zum ersten Teil dieses Beitrags zurückkehren. Unser Universum ist jetzt fast fix und fertig, alles ist vorhanden, was zu einem ordentlichen Kosmos mit all seinen Sternen, Planeten, Gaswolken und großen Leerräumen gedeihen kann. Doch soweit ist die Entwicklung noch nicht voran geschritten, das All feierte ja gerade erst seinen 379 000sten Geburtstag. In den vorangehenden Abschnitten haben wir lediglich die Entwicklung der leuchtenden Materie betrachtet, also den Stoff, aus dem wir und alle Sterne bestehen, sowie alles andere, was wir durch irgendeine Beobachtungstechnik erfassen können. Wie wir jedoch schon eingangs sahen, macht der Materieanteil gerade einmal 4% der universalen Gesamtmasse aus. Nach den WMAP- Messungen gibt es aber noch einen ordentlichen Anteil von 23%, den wir bisher in keiner Weise erfassen konnten - die Dunkle Materie. Was mag sie mit dem Urknall zu tun haben?

Während der Strahlungsära und bis zu ihrem Ende konnten zwar Fluktuationen entstehen, lokale Änderungen der Energiedichte und damit der Temperatur, diese wurden jedoch sofort geglättet durch die heftigen Kollisionen mit den hochenergetischen Photonen. Die Materie hatte keine Chance, sich an irgendeiner Stelle zu verdichten, oder?

Mit der Materie muss auch die Dunkle Materie entstanden sein. Wir haben bis heute nur sehr vage Hinweise auf ihre Natur. Dass sie aber tatsächlich existiert, hat schon Fritz Zwicky gezeigt. Es ist eher unwahrscheinlich, dass sich diese riesige Masse erst irgendwann nach dem Urknall ausbildete. Weil wir sie nicht sehen können, und das betrifft alle Bereiche der elektromagnetischen Wellen, wird Dunkle Materie nur äußerst schwach wechselwirken. Das war dann sicher auch im frühen Universum der Fall!

Während die Photonen die Fluktuationen der "normalen" Materie glätteten, hatten sie keinerlei Einfluss auf die Dunkle Materie. Sie konnte in aller Ruhe ein Spinnennetz filamentartiger Strukturen - ebenfalls bedingt durch frühe Fluktuationen - entwickeln.

Dunkle Materie hat mit der leuchtenden aber etwas gemeinsam: Sie wirkt gravitativ! Sobald nun der Hexenkessel der heißen Photonen keinen Einfluss mehr auf die Materie hatte, musste diese sich den gravitativen Wirkungen der Dunklen Materie unterordnen.

Ansicht des Mikrowellenhintergrundes mit dem Very Small Array — Ansicht des Mikrowellenhintergrundes

Das Very Small Array (VSA) auf dem Berg Teide auf Teneriffa untersucht mit einem Radioteleskop die kosmische Hintergrundstrahlung. Was wir hier sehen, ist der Beginn der Ausbildung der Strukturen im Universum. Dieses verworrene Muster konnte nur entstehen, wenn tatsächlich ein gehöriger Anteil an Dunkler Materie bereits im frühen Universum vorhanden war.

Mit freundlicher Genehmigung von Very Small Array Collaboration

Man darf sich nun nicht vorstellen, dass sich Strukturen schlagartig ausbildeten. Für einen Zeitraum von etwa 20 Millionen Jahren wird das Universum sehr gleichmäßig gewesen sein, die Materie war fast homogen verteilt. Doch nach und nach bildeten sich Zonen Dunkler Materie, in die quasi die Materie hinein floss. So entstanden Raumbereiche, die immer stärkeren gravitativen Einfluss ausüben konnten. Durch ihre Anziehungskraft waren sie in der Lage, die Räume mit geringerer Materiedichte im Laufe der Zeit regelrecht leer zu fegen. Mit weiterer Ausdehnung des Universums bis zur heutigen Größe entstanden so riesige materiefreie Blasen, Leerräume, die wir als voids bezeichnen.

Simulation der frühen Strukturen Dunkler Materie

Man geht heute davon aus, dass sich Dunkle Materie in Halos ansammelte, etwa so schwer wie die Erde und so groß wie das Sonnensystem. In einer Simulation, die eine Größe von 1 Milliarde Lichtjahren umfasst sehen wir, wie sich unzählige dieser Halos zu riesigen filamentartigen Gebilden strukturieren. Entlang dieser "Spinnfäden" sammelt sich die Materie und hier entstehen Galaxien, ein Vorgang, der noch 500 Millionen Jahre dauert. Jeder Punkt ist ein Halo, und jeder ist Keimzelle einer Galaxie.

Quelle: Universität Zürich

In dieser Darstellung wurde ausgehend von 10 000 Lichtjahren die Struktur jeweils um den Faktor 100 vergrößert. Zum Schluss erblicken wir ein Halo von der Größe des Sonnensystems, die Dunkle Materie hat hier etwa die Masse der Erde. Ihr Zentrum ist sehr stark verdichtet. Diese Halos bestehen vermutlich aus Neutralinos, supersymmetrischen Teilchen, deren Nachweis noch aussteht.

Quelle: Universität Zürich

Wir sehen, dass es nun in Siebenmeilenstiefeln vorwärts geht in der kosmischen Geschichte. Waren die ersten Sekundenbruchteile erfüllt von zahlreichen bedeutungsvollen Ereignissen, werden die Zeiträume, in denen sich etwas "bewegt", nun immer größer. Es dauert sicherlich 100 Millionen Jahre, bis sich die Strukturen vollständig ausbildeten, aus denen die Galaxien resultierten. Möglicherweise flammten aber schon 100 000 Jahre nach dem Urknall die ersten Sterne auf.

	Hier sehen wir nochmals die Bildsequenz der ersten Seite. Eingangs die Fluktuationen der Hintergrundstrahlung, wie sie von WMAP aufgezeichnet wurden. Sie stellen quasi die Saatkörner des Universums dar.
	Im nächsten Bild sehen wir, wie Materie nach und nach kondensiert und sich Regionen von größerer und geringerer Dichte entwickeln. Je weiter das All abkühlt, umso ausgeprägter werden die Dichteunterschiede.
	Es sind nun rund 100 bis 200 Millionen Jahre "ins Land" gezogen und die ersten Sterne leuchten auf. Das primordiale Gas kondensierte, verdichtete sich und erhitzte sich dabei so hoch, dass Kernfusionen einsetzen konnten.
	Vielleicht noch einmal 100 oder 200 Millionen Jahre weiter. Es haben sich noch viel mehr Sterne gebildet und nach und nach formen sich Galaxien entlang der Strukturen, die sich schon im zweiten Bild andeuteten.
	Das Universum hat die begonnene Entwicklung weitergeführt. Viele Milliarden Galaxien sind entstanden mit einer unübersehbaren Zahl von Sternen.

Das Alter von etwa 200 bis 400 Millionen Jahre könnten wir als die "Krabbelphase" des Universums bezeichnen, wollten wir es mit der menschlichen Entwicklung vergleichen. Es ist eine sehr stürmische Phase! Die ersten Sterne sind sehr massereich, 100, 200, ja sogar bis zu 500 Sonnemassen haben diese wahren Giganten in sich versammelt. Dementsprechend schnell verlaufen ihre Kernfusionen und schon nach ein paar Millionen Jahren explodieren sie mit unvorstellbarer Wucht als Hypernovae. Dabei, und schon vorher durch einen gewaltigen Sternwind, reichern sie das umgebende Medium mit den erbrüteten schweren Elementen an - bis in Entfernungen von einigen Tausend Lichtjahren. Schon im Alter von 300 Millionen Jahren ist das Universum geimpft mit den neuen Elementen. Die können sich nun zu Staubkörnchen verbinden und dafür sorgen, dass bei der Entstehung späterer Sterngenerationen ein Kühleffekt der kollabierenden Gaswolken eintritt. Das lässt künftige Sterne nicht mehr so massereich werden, wodurch deren Brenndauer wesentlich verlängert wird. Und schließlich sind sie die Saatkörner für das spätere Leben...

Wie sicher leicht zu erraten ist, wird am Ende des Lebens der ersten Sternboliden auch die extremste mögliche Endstufe stehen: Das Schwarze Loch. Diese ersten stellaren Schwarzen Löcher werden wohl gleich massenhaft entstanden sein und die "Keime" der bald entstehenden Quasare darstellen. An Materie als "Futter" war in dieser Zeit noch leicht zu kommen, denn das Universum war noch recht klein und die Massendichte hoch. So könnten in relativ kurzer Zeit aus den stellaren Überresten supermassereiche Schwarze Löcher entstanden sein, die Antriebsmotore der Quasare.

Abell 1835 IR1916, die entfernteste Galaxie

Das ISAAC, Infrarotinstrument von ESO's Very Large Teleskop (VLT) hat unter Zuhilfenahme des Gravitationslinseneffektes die älteste bisher bekannte Galaxie entdeckt. Abell 1835 IR1916 entstand, als das Universum gerade einmal 470 Millionen Jahre alt war. Die Masse der Galaxie ist um den Faktor 10 000 geringer wie die der Milchstraße. Links eine Aufnahme des Hubble- Teleskops, rechts und unten Bilder in verschiedenen IR-Bändern.

Mit freundlicher Genehmigung der ESO

Die hier gezeigte Galaxie stellt möglicherweise nur eine Ausnahme dar. Wir gehen heute davon aus, dass bis vor etwa 10 Milliarden Jahren das Universum von wenigen, extrem großen Galaxien beherrscht wurde. Sie verschmolzen nach und nach miteinander, was nicht ohne Folgen blieb. Wahrhaft stürmische Sternentwicklung wurde angefacht und Schwarze Löcher wurden mit Gas regelrecht überfüttert. Die Sternentstehung beruhigte sich jedoch langsam und wurde immer mehr von den kleineren Spiralgalaxien übernommen. Die Schwarzen Löcher in deren Zentren wuchsen dabei fast unaufhörlich weiter und konnten Milliarden von Sonnemassen ansammeln. Die Unmengen von Materie wurden in den Akkretionsscheiben durch die Reibung extrem erhitzt, was die enormen Strahlungsleistungen der Quasare erklärt.

Anmerkung
Korrekterweise muss an dieser Stelle aber erwähnt werden, dass man heute davon ausgeht, dass die supermassereichen Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren nicht durch das Anwachsen stellarer Löcher entstanden sind. Vielmehr müssen sie sich direkt zu Beginn des Universums gebildet haben. Die Zeit zur Akkretion von derart viel Materie war nämlich viel zu kurz. Wir beobachten ja viele Milliarden Jahre alte Quasare, die bereits Milliarden Sonnenmassen schwer sind. So ist z.B. der derzeit am weitesten entfernte Quasar (in 12,9 Mrd. Lichtjahren Distanz!), ULAS J1120+0641, gerade einmal 770 Millionen Jahre alt, weist aber bereits ein Schwarzes Loch von etwa 2 Milliarden Sonnenmassen auf. Derart viel Materie kann ein stellares Loch niemals in dieser kurzen Zeit eingesammelt haben.

Heute ist das Universum ruhiger geworden, die stürmische Entwicklungsphase ist vorüber. Viele der Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren sind inzwischen inaktiv, da sie den umgebenden Raum fast völlig leergefegt haben. Sterne entstehen im Durchschnitt nur noch mit wenigen Sonnenmassen pro Jahr in einer Galaxie, bis auf wenige Ausnahmen (Starburstgalaxien). Nun bleibt uns noch, eine Voraussage für die künftige Entwicklung des Universums zu wagen.

Die Zukunft

Eine Aussage über die Zukunft des Universums zu machen ist keine leichte Aufgabe. Hierzu müssten Daten wie z.B. der Gesamtenergieinhalt genau bekannt sein. Eine solche Bestimmung gestaltet sich als sehr schwierig, da wir nicht alles, was sich im Universum befindet "sehen" können. Dennoch kann man Prognosen wagen.

Für die weitere Zukunft bieten sich lediglich 3 Alternativen:

Geschlossenes Universum: Die enthaltene Materie/Energie wird die Expansion stoppen und in eine Kontraktion umkehren. Die Folge ist ein Hitzetod, das gesamte Universum stürzt wieder in sich zusammen bis zu einer Singularität (big crunch).
Offenes Universum: Die Eigengravitation der enthaltenen Materie/Energie kann die Expansion nicht aufhalten, sie wird sich bis in alle Ewigkeit fortsetzen. Der Kosmos vergeht im Kältetod, irgendwann erlöschen alle Sterne, das All kühlt sich auf den absoluten Nullpunkt ab und es werden sogar alle Kernteilchen zerfallen.
Flaches Universum: Die Gravitation bringt irgendwann zwar die Expansion zum Stillstand, es kommt aber nicht zur Kontraktion. Auch in diesem Fall ereilt den Kosmos der Kältetod.

Die Zukunft des Kosmos setzt sich zusammen aus verschiedenen Faktoren. Eine gewichtige Rolle spielt sein Energieinhalt, die Gesamtenergie k. Diese setzt sich aus kinetischer und potentieller Energie zusammen. Sollte die kinetische Energie überwiegen, so wird das All ewig weiter expandieren, es ist offen. Liegt das Gleichgewicht auf Seite der potentiellen Energie, kommt es zum big crunch. Ein weiterer Faktor ist die mittlere Materiedichte p. Nur wenn sie einen bestimmten Wert, die kritische Dichte übersteigt, kann das All kontrahieren. Das Verhältnis von tatsächlicher zu kritischer Dichte nennt man allgemein Ω.

Wenn Ω größer als 1 ist, wird sich die Expansion eines Tages umkehren (untere Kurve). Ist Ω kleiner als 1, so haben wir ein offenes Universum, die Expansion ist unendlich (obere Kurve). Doch auch bei Ω = 1 stirbt das All den Kältetod.

Die genauen Werte von k und p kennen wir noch nicht sehr exakt, sie sind sehr schwierig zu bestimmen. Dennoch ist uns inzwischen bekannt, dass die Massendichte knapp unterhalb der kritischen Dichte liegt. Das bedeutet ganz offensichtlich, dass wir in einem offenen Universum leben. Zudem beschleunigt sich die Expansion, wohl aufgrund der mysteriösen Dunklen Energie. Unser Kosmos wird eines fernen Tages vollkommen erlöschen und den Kältetod erleiden.

Alexander Friedmann (1888- 1925), ein russischer Mathematiker,

hatte die Entwicklung des Universums mit Hilfe der Einsteinschen Relativitätstheorie untersucht und veröffentlichte 1922 seine Ergebnisse. Hiernach lässt sich die Zukunft des Alls mit einer Gleichung beschreiben, welche unabhängig von Friedmann 1927 auch von Georges Lemaître, einem belgischen Kosmologen gefunden wurde. Deshalb wird diese Gleichung auch die Friedmann- Lemaître- Gleichung genannt:

$H^{2} - (8 π G p / 3) = k / a^{2}$

Hierin bedeuten, wie z.T. schon oben angedeutet:

$H$ = Expansionsrate
$G$ = Gravitationskonstante
$p$ = Mittlere Materiedichte
$k$ = Gesamtenergie
$a$ = Ein Skalenfaktor, der die Proportionalität aus momentanem Abstand zweier Punkte im expandierenden All zu einem nicht expandierenden beschreibt.

Weltmodelle

Die unterschiedlichen Arten, auf die sich unser Kosmos entwickeln kann, nennt man auch Weltmodelle bzw. nach Friedmann auch Friedmann- Modelle. Die im Weltraum verteilten Massen üben eine gemeinsame gravitative, nach innen gerichtete Kraft aus, welche die Expansionsgeschwindigkeit verringert. Die Friedmann- Modelle verbieten aber ein statisches, unveränderliches Weltall (wie die steady- state- Theorie es postuliert), denn in einem solchen All würde es keine Entwicklung geben, es wäre ohne Geschichte, was allen physikalischen Gesetzen widerspricht.

Man unterteilt die Friedmann- Modelle in zwei Gruppen: In der ersten ist die Massedichte so gering, dass die Expansion des Alls nicht zu stoppen ist (Ω < 1), die zweite Gruppe enthält diejenigen Weltmodelle, bei denen die Expansion eines Tages durch eine genügend hohe Massedichte umkehrt in eine Kontraktion (Ω >1). Der Grenzfall ist gekennzeichnet durch Ω = 1, ein Kosmos, bei dem die Expansion erst nach unendlich langer Zeit zum Stillstand kommt.

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 (Ω >1) symbolisiert. In diesem Raum gibt es keine Geraden, sondern nur Geodäten. Rechts ist das offene Universum skizziert (Ω <1), es stellt sich sattelförmig dar. Der Grenzfall (Mitte) ist das flache Universum, es ist euklidisch.

Wie auch immer die Zukunft des Universums beschaffen sein wird, alle darin enthaltene Materie, Lebewesen eingeschlossen, können diesem Schicksal nicht entrinnen. Ist der Kosmos offen oder flach, wird er den Kältetod sterben. Irgendwann werden alle Sterne erlöschen, das All wird dunkel. Die sich jetzt bildenden Sterne haben noch maximal 10¹⁴ (100 Billionen) Jahre zu leben. "Schon" in 2 Billionen Jahren werden alle Galaxien jenseits der Lokalen Gruppe hinter dem Sichtbarkeitshorizont liegen. Das gesamte Universum wird dann für künftige Astronomen lediglich aus ein paar Galaxien in unserer Umgebung bestehen. Nach 1000 Billionen Jahren (10¹⁵) bestehen die Galaxien nur noch aus erkalteten Neutonensternen, Schwarzen Zwergen und Schwarzen Löchern - und kalten Planeten. Nach verschiedenen Berechnungen bzw. Vermutungen könnten nach 10³⁶ Jahren die Protonen beginnen zu zerfallen. Man nimmt an, dass auch die Dunkle Materie zerfallen wird, vielleicht zu Photonen, Neutrinos oder anderen Teilchen. Der Zerfall dieses "galaktischen Kitts" könnte in 10²³ Jahren einsetzen, nach 10⁶⁴ Jahren werden die Galaxien sich dann aufgelöst haben, alles kühlt sich auf den absoluten Nullpunkt ab. Dann werden nur noch Schwarze Löcher, Schwarze Zwerge und erkaltete Neutronensterne durch ein dunkles, von der Asche vergangener Sterngenerationen erfülltes, trostloses All ziehen - falls die Protonen doch nicht zerfallen sollten. In 10¹⁰⁰ (1 Googol) Jahren wird sich das All auf das 10⁵⁸⁰fache des heutigen sichtbaren Volumens aufgebläht haben. Dann ist jedes Teilchen so einsam, dass sich innerhalb seines "Sichtbarkeitshorizontes" kein anderes befindet. Photonen wären dann durch die Expansion der Raumzeit so energiearm, dass sie nicht mehr nachweisbar wären. Nach der unvorstellbaren Zeitspanne von 10⁵⁰⁰ Jahren beginnen die Eisenkerne zu zerfallen. Warten wir noch "ein wenig" länger, vielleicht 10⁶⁰⁰ oder 10¹⁰⁰⁰ Jahre, werden selbst die massereichsten Schwarzen Löcher verdampft sein. Leben wird es dann schon lange nicht mehr im Kosmos geben. Vielleicht gibt es aber die Chance, dass aus diesem dunklen, unendlich verdünnten Universum in 10^10⁵⁶ oder 10^10¹⁰⁰ Jahren (was nicht mehr vorstellbar großen Zahlen entspräche) durch eine plötzliche Quantenfluktuation ein neues Universum entsteht...

Sollte unser All wider Erwarten jedoch geschlossen sein, so wird es in vielleicht 20 Milliarden Jahren beginnen wieder zu kontrahieren. Es wird sich immer schneller zusammenziehen, erst werden einzelne Galaxien miteinander verschmelzen, dann ganze Galaxienhaufen. Das Weltall wird immer heißer und lebensfeindlicher, es wird erfüllt von Strahlung sein. Zum Schluss stürzt die ganze Raumzeit mit aller enthaltenen Materie und Energie in sich zusammen, bis nichts als ein Punkt unendlicher Dichte und unendlich kleiner Ausdehnung übrig bleibt. Dann hat die schwächste aller Kräfte, die Gravitation, den endgültigen Sieg über Zeit, Raum und Materie errungen. Vielleicht ist dieser big crunch aber auch die Geburtsstunde eines neuen Universums, eines neuen Raums und einer neuen Zeit. Wie auch immer, in der Geschichte des Universums ist kein happy end vorgesehen, und die Menschheit wird es sowieso nicht erleben können...

Weltpostulat

Als Weltpostulat oder kosmologisches Prinzip bezeichnet man folgende Aussage:
Das Universum ist, großräumig gesehen, überall gleich. Ein relativ zu seiner Umgebung ruhender Beobachter hat an jeden Punkt des Universums den gleichen Anblick wie wir von unserer Milchstraße aus. Die Fluchtbewegung und Verteilung der Materie, sowie die kosmische Hintergrundstrahlung erscheinen von jedem Ort aus gleich. Das Weltall ist großräumig homogen und isotrop, jeder Beobachter im All hat denselben Eindruck von den Eigenschaften und grandiosen Vorkommnissen im Universum.

Hubble Ultra Deep Field

Einer der tiefsten Einblicke in den frühen Kosmos: Diese Hubble Aufnahmen zeigen uns das Universum, als es unter den Galaxien noch hoch her ging. Dicht gedrängt, im Alter von 800 bis 1000 Millionen Jahren, waren Galaxienbegegnungen und Durchdringungen an der Tagesordnung. Für diese Aufnahmen war eine Gesamt- Belichtungszeit von über 11 Tagen notwendig.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) and the HUDF Team