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Über Sterne: Kosmologie

Kosmologie ist die Lehre vom Ursprung und der Entwicklung des Universums. Dieses naturgemäß sehr umfangreiche Thema versuche ich hier allgemeinverständlich zusammenzufassen. Die gemachten Angaben beziehen sich auf den momentanen Stand des Wissens und sind nicht völlig unumstritten, aber die wahrscheinlich korrektesten verfügbaren Modelle von dem Universum, in welchem wir leben.

Das Universum bildet die Grenze unseres möglichen Wissens. Außerhalb bzw. vor dem Universum ist und war nichts, was wir herausfinden oder was uns irgendwie beeinflussen könnte. Wir leben in einem Teil des Universums, der sich nicht wesentlich von anderen Teilen unterscheidet. Die Naturgesetze sind überall im Universum die gleichen. Das Universum ist endlich im Raum, hat aber keine Grenzen, vergleichbar mit der Oberfläche einer Kugel, jedoch mit einer Dimension mehr. Daher hat es auch keinen Mittelpunkt.

Es entstand beim Urknall vor 13,7 Milliarden Jahren. Zu Beginn war es unendlich klein, unendlich heiß und unendlich dicht. Seitdem breitet es sich immer weiter aus.

Nach der Planck-Zeit, 5,391*10-44 Sekunden, der kürzest möglichen Zeitspanne, hatte das Universum eine winzige Ausdehnung von 1,6 * 10-33 cm und eine Temperatur von 1032 Kelvin. Die Gravitationskraft spaltete sich von der Vereinheitlichung der anderen Kräfte ab. Ab hier macht es Sinn, von Zeit zu reden. Raum, Zeit und Materie existieren nun getrennt voneinander, die Teilchen waren noch nicht unterscheidbar.

Nach 10-37 Sekunden entstanden die kosmischen Strings, eindimensionale Gebilde, die heute aufgrund ihrer Gravitation die Bewegung von Galaxien und Galaxienhaufen beeinflussen und sie anordnen. Sie erzeugen vermutlich die im Bild rechts sichtbaren Strukturen.

Von 10-35 Sekunden bis 10-33 Sekunden fand die Inflationäre Phase statt, in welcher sich das Universum von einem Radius von einem 100 Milliardstel eines Atomkerns auf etwa 1 Milliarde Lichtjahre ausdehnte. Warum das Universum so etwas getan hat wissen wir nicht, aber viele Anzeichen sprechen dafür, dass diese Phase stattgefunden haben muss.

Nach 10-33 Sekunden bei 1027 Kelvin spaltete sich die Starke Wechselwirkung ab. Diese Kraft ist für den Zusammenhalt von Elementarteilchen und Atomen verantwortlich. Die Materie ist von da an nicht mehr vereinheitlicht, es kann nun zwischen Quarks, Leptonen (z.B. Elektronen) und deren Antiteilchen unterschieden werden.

Bei 10-12 Sekunden und 1015 Kelvin spaltete sich die Schwache Wechselwirkung ab. Geladene und ungeladene Teilchen unterscheiden sich nun voneinander.

Bis 10-7 Sekunden und 1013 Kelvin bestand die Quark-Ära. Danach folgte die Hadronen-Ära, während welcher sich die Quarks zu Hadronen (Protonen, Neutronen und deren Antiteilchen) zusammenschlossen. Daneben entstanden Myonen, Elektronen, Positronen, Neutrinos und Photonen. Teilchen und Antiteilchen vernichteten sich nach der Entstehung sofort fast alle wieder und erzeugten so weitere Photonen. Da aber ein winziges bißchen mehr Materie als Antimaterie vorhanden war, gibt es heute noch Materie im Universum, aber (so gut wie) keine Antimaterie mehr.
Die Hadronen waren nach etwa 10-4 Sekunden vollständig, die Leptonen erst nach ca. 10 Sekunden. Alle Elementarteilchen, die es heute noch im Universum gibt, waren nun entstanden, die Antimaterie war vollständig vernichtet.

Bis 200 Sekunden fand die Primordiale Nukleosynthese (Nukleonenära) statt. Protonen und Neutronen verschmolzen zu größeren Kernen. Deuterium, Tritium und Helium 3 fusionierten größtenteils weiter zu Helium 4. In nur sehr, sehr geringen Mengen entstand auch Lithium. Schwerere Kerne wurden gar keine gebildet. Am Ende dieser Phase kam auf 12 Wasserstoffkerne (Protonen) ein Helium-4-Kern. Die Mengen an Deuterium, Helium 3 und Lithium waren winzig, Neutronen und Tritium sind radioaktiv und zerfallen bald wieder.

Die nächsten 300 000 Jahre (Photonenära) war das Universum noch undurchsichtig, da Elektronen und Atomkerne voneinander getrennt waren (Plasma) und mit den Lichtteilchen, den Photonen, wechselwirkten. Am Ende dieser Ära war das Universum von 1 Milliarde auf 3000 Kelvin abgekühlt.

Nun begann die Materieära. Atomkerne und Elektronen verbanden sich zu Atomen, das Universum wurde durchsichtig. Dies ist der früheste Zeitpunkt, den wir theoretisch mit unseren Instrumenten erfassen könnten.
Da die Materie im frühen Universum nicht ganz gleichmäßig verteilt war, gab es Materieklumpen, welche sich durch ihre Gravitation weiter vergrößerten. Die kosmischen Strings spielten dabei vermutlich eine Rolle. Diese Klumpen waren die Vorgänger der Superhaufen, welche wiederum in sich weitere Klumpen bildeten, Galaxienhaufen, Galaxien und schließlich Sterne.

Die ersten Galaxien bildeten sich erst viele Millionen Jahre nach dem Urknall. Noch um einiges später entstanden in diesen die ersten Sterne, Population III Sterne. Diese waren (zumindest fast alle) riesengroße Sterne mit bis zu 1000 Sonnenmassen. Das Fehlen schwerer Elemente verhinderte die Bildung von Sternen, wie wir sie heute kennen. Diese frühen Giganten hatten eine entsprechend kurze Lebensdauer. Sie brannten mit enormer Geschwindigkeit und bei unvorstellbarer Leuchtkraft Elemente bis hin zum Eisen und explodierten bald wieder. Dabei verbreiteten sie die ersten schweren Elemente im interstellaren Medium.

So entstand das Universum, in dem wir uns heute befinden. Der Raum dehnt sich immer noch aus. Je weiter eine Galaxie von uns entfernt ist, desto schneller bewegt sie sich von uns weg.
Ob sich das Universum bis in alle Ewigkeit ausdehnen wird, oder ob sich die Expansion einmal umkehrt, wissen wir noch nicht. Abhängig ist dies von der Masse, die das Universum enthält. Hier spielen Dunkle Materie und Dunkle Energie eine Hauptrolle, welche etwa 90% unseres Universums ausmachen. Leider wissen wir über beide noch so gut wie gar nichts. Man vermutet, dass die Masse des Universums genau der Grenzmasse entspricht, die zwischen einer ewigen Ausdehnung und einem zukünftigen Kollaps liegt.

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    Materieverteilung im Universum
Errechnete Verteilung sichtbarer Materie im Universum (Ausschnitt).
Grafik: MPA Garching

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