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Vom Urknall zum Planeten Erde

Die Entwicklung des Universums

Wenn kein künstliches Licht stört, sind in einer klaren Nacht mit bloßem Auge im besten Fall drei- bis viertausend Sterne sichtbar. Manche „Sterne“ am Himmel sind in Wirklichkeit Mehrfachsysteme aus zwei, drei, vier, fünf oder sechs Sternen, andere ganze Galaxien – Galaxien sind Ansammlungen von Sternen, die sich gegenseitig durch ihre Schwerkraft beeinflussen und die um ein gemeinsames Zentrum kreisen. Diese Galaxien wiederum verteilen sich nicht völlig gleichmäßig im Universum, sondern sind in Gruppen, Galaxienhaufen und Superhaufen angeordnet.

Milchstraße, von der Erde aus betrachtet

Die Milchstraße, gesehen von der Erde aus. Das Foto wurde im Rahmen des ESO-GigaGalaxy Zoom Projects aus zahlreichen Einzelfotos von Serge Brunier zusammengesetzt. Auf der Website www.gigagalaxyzoom.org/ kann das Foto in großer Auflösung detailliert betrachtet
werden. © ESO/S. Brunier, Lizenz: >> c.c. 3.0

Aber auch, wenn der Sternenhimmel noch so prachtvoll ist: mit bloßem Auge sehen wir nur den kleinsten Teil aller Sterne - ein paar Tausend. Alleine unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße, enthält weit mehr als 100 Milliarden Sterne – und sie ist nur eine von mindestens 100 Milliarden Galaxien. Wenn wir uns den gesamten beobachtbaren Kosmos als eine Kugel von 20 Metern Durchmesser vorstellen, wäre die Milchstraße darin ein Staubkörnchen von etwa einem Zehntel Millimeter Durchmesser. In Wirklichkeit ist schon dieses „Staubkörnchen“ riesig, sein Durchmesser beträgt 100.000 Lichtjahre: Licht, das sich mit der Lichtgeschwindigkeit von etwa 300.000 Kilometer pro Sekunde bewegt, bräuchte also 100.000 Jahre von einem Ende zum anderen. Das sind Dimensionen, die unser Vorstellungsvermögen bei weitem überfordern, aber immerhin konnten wir erforschen, wie es dazu gekommen ist.

Die Schwerkraft gibt dem Universum eine Struktur

Als 380.000 Jahre nach dem Urknall Wasserstoff und Helium entstanden waren (siehe >> hier), konnte die Schwerkraft zum ersten Mal eine erkennbare Wirkung entwickeln: Insgesamt blieb die auseinander treibende Kraft des Urknalls stärker – das Universum dehnt sich bis heute aus; aber in den Regionen, in denen das frühe Universum etwas dichter war, begann die Schwerkraft, Material zusammenzuziehen. Dadurch entstanden hier im Laufe der Zeit dichte Staub- und Gaswolken, die Ursprünge der heutigen Galaxien. Schon die ersten fotografischen Himmelsinventare gaben den Eindruck, dass die Galaxien eine schaumartige Struktur bilden: Es gibt dichte Bereiche (die Galaxienhaufen und Superhaufen), die durch Filamente verbunden sind, in denen sich weitere Galaxien finden. Zwischen diesen Strukturen sind riesige Leerräume eingeschlossen. Genaue dreidimensionale Untersuchungen mit Hilfe der Spektroskopie (die die >> Rotverschiebung zur Entfernungsbestimmung nutzt) bestätigten dieses Bild. Allerdings reicht die bekannte Materie nicht aus, um diese Strukturen zu bilden: Dies wurde vor allem von der >> Dunklen Materie verursacht, die die normale Materie dabei mitriss. Diese bildet den größten Anteil der Materie im Weltraum, die sichtbaren Galaxien sind daher nur eine Art von “Schaumkronen auf dem Ozean der Dunklen Materie” (>> Günther Hasinger). Moderne Teleskope zeigen zudem, dass die Galaxien im Laufe der Zeit wachsen und sich entwickeln: Aus einfachen elliptischen Galaxien können “Sombrero-Galaxien” werden, die von einem Staubring umgeben sind, oder die großen Spiralgalaxien. Dabei können große Galaxien kleine “verschlucken” oder zwei Galaxien sich miteinander vereinigen: Auch der Himmel ist nicht beständig, sondern einer ständigen Entwicklung unterworfen.

Spiralgalaxie

Spiralgalaxie NGC 1232, von oben gesehen. Auch
unsere Milchstraße ist eine solche Spiralgalaxie, die
wir jedoch von der Seite her sehen. © ESO,
Lizenz: >> c.c. 3.0

Das Leben der Sterne

Etwa 100 Millionen Jahre nach dem Urknall begannen in einigen der ersten Galaxienvorläufer besonders dichte Bereiche, unter dem Einfluss der Schwerkraft in sich selbst zusammenzufallen. Dabei wurden sie immer dichter und heißer; die Reibung der Teilchen aneinander erzeugte Hitze. Schließlich wurden Hitze und Druck so groß, dass die Abstoßung zwischen den positiv geladenen Atomkernen überwunden wurde: Es begannen Kernfusionen; die ersten Sterne entstanden. Kernfusionen sind auch die Energiequelle heutiger Sterne wie unserer >> Sonne: Zwei Wasserstoffatome verschmelzen zu einem Heliumatom; und dabei verlieren sie etwa 0,7 Prozent ihrer Masse, die als Energie freigesetzt wird (Masse wird zu Energie - sozusagen die Umkehrung der Materieentstehung nach dem Urknall). Die freigesetzte Energie aus den Fusionsreaktionen wirkt der Schwerkraft entgegen, so dass der Stern nicht weiter zusammenfällt, sondern erst einmal seinen Brennstoff verbraucht. Etwa 100 Millionen Jahre nach dem Urknall wurde das Universum hell: erleuchtet von den ersten Sternen. Diese haben vermutlich sehr große Massen gehabt, anders wäre eine Gaswolke aus dieser Zeit nicht zu einem Stern zusammengefallen.

Die Lebensdauer eines Sternes hängt von seiner Größe ab: je größer der Stern, desto schneller verglüht er. Die riesigen Sterne der ersten Generation leuchteten nur ein paar hunderttausend Jahre. Als der Wasserstoffvorrat verbraucht war, führten die weiterhin enorme Hitze und der enorme Druck zu anderen Kernfusionen, bei denen neue Elemente entstehen: Kohlenstoff, und schließlich Sauerstoff, Magnesium, Silizium und Eisen. Die Fusion von Eisen mit anderen Elementen setzt aber keine Energie mehr frei, sondern verbraucht welche, und damit verliert der Stern seine Energiequelle. Ohne diese bricht er unter der ungebremsten Schwerkraft zusammen, und die zusammengequetschte Masse vergeht in einer spektakulären kosmischen Atomexplosion: einer Supernova, die bis zu zehn Milliarden Mal so hell wie die Sonne werden kann. Dabei erreichen die Temperaturen mehrere Milliarden Grad; und dadurch können noch einmal eine Reihe weiterer Kernfusionen stattfinden, bei denen alle weiteren chemischen Elemente des Universums entstehen – bis hin zum Uran, dem schwersten natürlich vorkommenden Element. Die Explosion schleudert diese Elemente quer durch den Raum. Die Entstehung der Elemente hat Spuren in der Zusammensetzung der Welt hinterlassen: die Elemente kommen umso seltener vor, je größer ihre Masse ist (Eisen und Nickel fallen hier jedoch aus der Reihe, da sie einen außergewöhnlich stabilen Atomkernen besitzen), und Elemente mit gerader Ordnungszahl (Anzahl der Protonen im Atomkern, siehe >> hier) sind häufiger als solche mit ungerader Ordnungszahl.

Diese Mega-Sterne sind da entstanden, wo die höchste Materiedichte zu finden war; da diese mit ihrer Schwerkraft weiterhin Materie anzog, dürften sie in den Zentren der heutigen Galaxienhaufen gelegen haben. Nach ihrem Verglühen in einer Supernova hinterlassen sie eine Staub- und Gaswolke, in der jetzt bereits alle heute natürlich vorkommenden chemischen Elemente vorhanden waren. Da die ersten große Sterne alle ein kurzes Leben hatten, haben die Supernovae in der Frühzeit des Universums dieses mit chemischen Elementen angereichert. Aus den von ihnen zurückgelassenen Gas- und Staubwolken entstanden vermutlich schon vor 12 Milliarden Jahren die meisten der Galaxien und in diesen die Sterne der nächsten Generation (eine solche Region, in der Sterne entstehen, zeigt die Abbildung >> hier) - wie die Sterne der ersten Generation unter dem Druck der durch ihre eigene Schwerkraft zusammenfallenden Materie.

Nebel (Universum)

Der Crab-Nebel ist der Überrest einer Supernova, die
in chinesischen historischen Quellen aus dem Jahr 1054
beschrieben wurde: Sie soll 23 Tage lang tagsüber
sichtbar gewesen sein und knapp zwei Jahre lang am
Nachthimmel. Abb.: NASA, ESA, J. Hester (Arizona
State University)

Diese Sterne der zweiten (oder dritten, vierten, ...) Generation unterschieden sich durch das Vorhandensein der schweren Elemente von denen der ersten Generation. Mit der Entstehung der Elemente begannen auch chemische Reaktionen zwischen diesen Elementen - bei chemischen Reaktionen interagieren nicht (wie bei Kernfusionen) die Atomkerne, sondern die Elektronenhüllen (mehr >> hier): Dadurch entsteht eine Vielzahl neuer chemischer Verbindungen. Die erste dürfte das Wasserstoffmolekül (gebildet aus zwei Wasserstoffatomen) gewesen sein; nach den ersten Supernovae dann auch Moleküle wie Wasser, Stickstoffmoleküle, Ammoniak, Methan, Kohlenmonoxid und Kohlendioxid. Mit weiterer Abkühlung entstanden dann auch die ersten Mineralien. Die Folge: Sterne der nächsten Generationen konnten Planeten um sich haben - wie >> unsere Sonne. Und solche Sterne konnten dank der schweren Elemente auch kleiner sein; je kleiner Sterne sind, desto länger leuchten sie. Kleinere Sterne (wobei “klein” heißt: bis etwa 8 Mal so groß wie unsere Sonne) leben damit lange genug, um von der Schwerkraft beeinflusst zu werden und tragen damit zur Strukturierung der Galaxienhaufen und Galaxien bei; die Anziehung der Sterne untereinander und durch das Schwerkraftzentrum der Galaxie erfolgt auf einer Spiralbahn, wodurch Spiralgalaxien wie die oben abgebildete entstehen können. Und sie enden nicht ganz so spektakulär in Supernovae wie die großen Sterne: sie werden zu „roten Riesen“, wenn am Ende ihrer Zeit der Wasserstoff weitgehend aufgebraucht ist und der Stern kollabiert. Dabei steigen Druck und Temperatur im Inneren an, wodurch sich Leuchtkraft und Durchmesser erhöhen und in einer Serie von Kernfusionen Elemente bis hin zum Eisen entstehen - die kleineren Sterne reichern das Universum also weiter mit chemischen Elementen, vom Kohlenstoff bis hin zum Eisen, an. Ist der Brennstoff verbraucht,  stößt der Stern seine verbleibende Wasserstoffhülle ab, das Zentrum kollabiert und wird zum “weißen Zwerg” - es sei denn, es kann Material von einem nahen Stern anziehen (wie in Doppelsternsystemen möglich). In diesem Fall kann es zu einer Supernova des Typs 1a kommen - durch das neue Material beginnt die Hülle meist explosionsartig wieder zu brennen: auch hier erscheint am Himmel ein neuer Stern. Am Ende fällt der Stern unter seiner Schwerkraft zusammen und explodiert ähnlich wie bei einer Wasserstoffbombe, seine Bestandteile werden ins Weltall zerstreut.

Ein erstaunliches Universum

Gas- und Staubwolken, Sterne und Planeten sind zwar die anschaulichsten, aber nicht die einzigen Bestandteile des Universums. Die Kerne großer Sterne, die mit einer Supernova vergehen, enden als Neutronensterne, wenn ihre Masse zwischen vier- bis achtmal und 20mal der Sonnenmasse entspricht. Neutronensterne sind derart dicht, dass ein Stück Neutronenstern groß wie ein Zuckerwürfel auf der Erde eine Milliarde Tonnen wiegen würde. Die meisten Neutronensterne sind Pulsare: Durch die Verdichtung drehen sie sich enorm schnell (wie ein Eistänzer, der die Arme anzieht, sich auch schneller dreht), und ihr Magnetfeld gibt pulsierende Signale ab - diese wurden erstmals 1967 als Radiosignale empfangen.

Wenn noch größere Sterne in einer Supernova kollabieren, werden ihre Kerne so dicht, dass nicht einmal Licht ihrer Anziehungskraft entkommen kann: Ein „Schwarzes Loch“ ist entstanden. Die theoretischen Möglichkeit von Massen, deren Dichte ausreicht, um Licht festzuhalten, wurde schon im 18. Jahrhundert erörtert (der englische Philosoph John Michell erwähnte sie in einem von der Royal Society veröffentlichten Brief); Einsteins Relativitätstheorie erlaubte ihre Existenz ebenfalls. Lange glaubte trotzdem kaum jemand an ihre Existenz - bis die in den 1960er Jahren beginnende Erforschung des Weltalls mit Radio- und Röntgenteleskopen die Existenz extrem dichter Objekte im Zentrum der meisten Galaxien nachwies. 1967 prägte der amerikanische Physiker John Wheeler den Begriff "Schwarzes Loch": Damit ist mehr gemeint als nur die Tatsache, dass nicht einmal Licht der Anziehungskraft eines solchen Objektes entkommen kann - aufgrund der in der >> Allgemeinen Relativitätstheorie aufgezeigten Zusammenhänge zwischen Schwerkraft und Zeit steht aus der Sicht eines Beobachters von außen bei einer bestimmten Schwerkraft auch die Zeit still - Ereignisse jenseits dieses "Ereignishorizonts" sind daher für einen Beobachter grundsätzlich nicht sichtbar. Daher können schwarze Löcher auch nicht direkt beobachtet werden, nachgewiesen wurden sie anhand ihrer Einflüsse auf die Umlaufbahnen anderer Sterne.

Da die erste Sternengeneration groß genug war, am Ende ihres Lebens ein Schwarzes Loch zu bilden, findet sich heute vermutlich in den Zentren aller Galaxien (die ja dort entstanden, wo es schon in der Frühzeit des Universums genug Materie gab und sich daher die ersten Sterne bildeten) ein Schwarzes Loch; auch im Zentrum unserer Milchstraße. Dieses, Sagittarius A (abgekürzt Sgr A), ist rund 4,3 Millionen Mal so schwer wie die Sonne. Das Schwarze Loch  im Zentrum unterer Nachbargalaxie, des Andromeda-Nebels, ist rund 100 Millionen Mal so schwer wie die Sonne.

Auch im Zentrum der 1963 entdeckten Quasare steckt ein Schwarzes Loch: Quasare sind extrem helle, weit entfernte Himmelskörper – sie werden als junge Galaxien interpretiert, die kollabiert oder mit anderen Galaxien verschmolzen sind und in deren Zentrum ein Schwarzes Loch riesige Materiemengen anzieht. Bevor die Materie in das Schwarze Loch stürzt, bewegt sie sich auf einer Art Spiralbahn auf das Loch zu. Dabei wird sie extrem erhitzt – und an dieser Strahlungsenergie wurden die Quasare entdeckt. Quasare sind im jungen Universum mit dichterer Masse entstanden, heute findet man sie vor allem weit von der Erde entfernt - ein weiterer Beleg für die Urknall-Theorie.

Dunkle Materie und dunkle Energie

Noch erstaunlicher als Schwarze Löcher mit ihrem Ereignishorizont sind aber andere Erkenntnisse: Die Schwerkraft der gesamten bekannten Materie im Universum - einschließlich der Schwarzen Löcher - reicht bei weitem nicht aus, um Galaxienhaufen zusammenzuhalten. Auch dieses deutet, wie die Geburt der ersten Sterne, auf die dort schon erwähnte „Dunkle Materie“ hin. Diese ist unsichtbar, daher ihr Name; aber sie kann indirekt beobachtet werden: Die Dunkle Materie führt dazu, dass die Rotationsgeschwindigkeit in Galaxien nicht wie nach den Keplerschen Gesetzen erwartet zum Rand der Galaxie hin abnimmt, sondern etwa gleich bleibt; sie krümmt die Raumzeit und verzerrt daher das Licht dahinterliegender Galaxien zu Bögen (“Gravitationslinseneffekt”), aus deren Größe sich auf die Masse der “Linse” schließen lässt. So konnte man berechnen, dass sie den weitaus größten Teil der gesamten Materie ausmacht. Wie die Dunkle Materie aufgebaut ist und aus welchen (vermutlich noch nicht bekannten) Elementarteilchen sie besteht, ist noch unbekannt; die Entdeckung geeigneter Kandidaten erhoffen sich die Physiker unter anderem vom europäischen Superbeschleuniger LHC (Large Hadron Collider) bei CERN (Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire, die Europäische Organisation für Kernforschung) in Genf, der 2009 in Betrieb ging.

Dazu kommt noch ein anderes Ergebnis: Messungen des WMAP-Satelliten legen nahe, dass die Ausdehnung des Universums sich beschleunigt. Eigentlich sollte die Gravitation die Ausdehnung verlangsamen; es scheint also eine Abstoßungskraft zu geben – auch diese ist völlig unbekannt und wird daher „Dunkle Energie“ genannt. Nach den aktuellsten Daten besteht das Universum zu 68 Prozent aus Dunkler Energie, zu 27 Prozent aus Dunkler Materie und nur zu fünf Prozent aus gewöhnlicher Materie. Die Dunkle Energie hat noch einen interessanten Seitenaspekt: Mit ihr kommt Albert Einsteins „kosmologische Konstante“, die ja eine von ihm vermutete Abstoßungskraft repräsentieren sollte, wieder zu Ehren – seine „größte Eselei“ könnte doch noch ein großer Erfolg werden.

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