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Unsere Welt zu verstehen:  Urknall Zustand



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Vom Urknall hin zum heutigen Zustand unseres Universums

 
 
Unter dem Urknall versteht man das Ereignis, in dem die Expansion des kosmischen Raumes um uns herum seinen Anfang nahm.

    Viele vermuten, dass erst der Urknall das Universum geschaffen hat.
     
    Sicher aber ist das nicht — es könnte schon vorher existiert haben, z.B. als der sich ständig unter der Gravitationskraft weiter kompaktifizierende Kern eines ganz besonders gewaltigen Schwarzen Lochs.
     
    Die moderne Physik jedenfalls geht — vor allem der Quantenmechanik wegen — keineswegs mehr von einer Singularität aus, nicht einmal von einem notwendiger Weise extrem kleinen Universum, sondern von einem extrem dichten.

 
In diesem unglaublich dichten Zustand hatte es damals, zu Beginn des Urknalls, unvorstellbar hohe Temperatur.
 
Die aber war, wie die große vereinheitlichende Theorie (GUT — Grand Unified Theory) annimmt, schon 10-38 sec nach dem Urknall
auf 10-29 Grad Kelvin gefallen. Grund hierfür war die damals noch ganz extrem starke Expansion des Raumes.
 
Bis dahin, so glaubt man, gab es nur zwei Grundkräfte im Universum: Die Gravitationskraft und die GUT-Kraft. Aus letzterer entstanden — bei etwa 1020 Grad Kelvin — die starke und die elektroschwache Kraft.
 
Diese Aufspaltung habe ungeheuere Mengen von Energie freigesetzt, so dass es zu einem inflationsartigen Ansteigen der Expansionsgeschwindigkeit des Raumes kam: Der durch Menschen heute beobachtbare Teil des Universums hat dabei seinen Durchmesser, der zunächst kleiner als der eines Atoms war, fast schlagartig auf den des heutigen Sonnensystems anwachsen lassen.
 
    Während dieser inflationären Phase (die die GUT-Ära beendete) wuchsen einst quantenmechanisch bedingte kleinste Energiefluktuationen zu jenen gleichmäßig im ganzen Raum verteilten Dichteunterschieden heran, wegen derer sich später Gaswolken, Galaxien und Filamente bilden konnten — letzlich auch Sterne und kleinere, dunkle Himmelskörper.
     
    Nebenbei: Filamente sind die gewaltigsten Strukturen im All. Sie erinnern an die Fäden eines Spinnennetzes und bestehen aus kettenförmig angeordneten großen Materie-Ansammlungen: Galaxien und ganzen Clustern von Galaxien.
     
    Der Raum zwischen diesen Fäden ist praktisch frei von Materie (sog. Voids = leere Bereiche).

 
Als die Temperatur dann — so etwa 10-10 sec nach dem Urknall — auf nur noch 1015 Kelvin gefallen war, bildeten sich W- und Z-Bosonen — es begann die sog. elektroschwache Ära.
    Dies ist keine reine Vermutung mehr, sondern konnte im derzeit weltweit mächtigsten Teilchenbeschleuniger (am CERN) schon 1983 tatsächlich rekonstruiert werden. Genau deswegen gilt es inzwischen als erwiesen, dass die weitere Entwicklung des Universums — die bis hin zu 380.000 Jahren nach dem Urknall — tatsächlich die folgende war (für die Zeit danach dokumentierte uns der 1969 entdeckte kosmische Mikrowellen- Hintergrund das Geschehen).

 
Das Auftauchen von W- und Z-Bosonen hat die elektroschwache Kraft zerlegt in das, was wir heute als schwache Wechselwirkung einerseits und als Elektromagnetismus andererseits kennen.
 
Es begann jetzt — etwa 1 Millisekunde nach dem Urknall — die sog. Hadronen-Ära . Hierunter versteht man die Zeit, in der sich Quarks, und zunehmend stabiler auch Protonen und Neutronen bilden konnten. Materie also. Genauer:
 
    Während der Hadronen-Ära war die Energiedichte noch hoch genug, um aus Licht Protonen und Antiprotonen entstehen zu lassen sowie andere Leptonen. Zunächst aber haben sie sich stets fast sofort gegenseitig wieder vernichtet oder sind zu Licht geworden. Erst bei einer Temperatur von etwa 1013 Kelvin schlossen sich Quarks endgültig zu Protonen und Neutronen zusammen.
     
    Damals, so scheint es, kam es dann auch zu einer Asymmetrie zwischen der Zahl von Teilchen und Antiteilchen: Pro 1 Mrd. Teilchen-Antiteilchen-Paare muss es etwa 1 Teilchen gegeben haben, das keinem solchen Paar zuzuordnen war.
     
    Bei später noch etwa 1011 Kelvin waren Protonen und Neutronen etwa gleich oft anzutreffen. Schließlich aber überwog die Zahl der Protonen, denn da Neutronen eine Idee schwerer sind, muss für die Wandlung eines Protons in ein Neutron Energie ausgewandt werden, wohingegen die Rückwandlung Energie freisetzt. Und so führte die Abkühlung dazu , dass plötzlich keine Neutronen mehr aus Protonen gebildet wurden, umgekehrt aber weiter Protonen aus Neutronen entstanden. Damit waren die positiv geladenen Teilchen binnen weniger Minuten, nachdem die Temperatur unter 1010 Kelvin gefallen war, in der Überzahl.

 
Da die Halbwertszeit freier Neutronen aber nur 15 Min beträgt, entschieden sich die meisten davon, zusammen mit Protonen einen Heliumkern zu bilden oder eines der Wasserstoffisotope Tritium oder Deuterium. Dies war der Beginn der Nukleosynthese-Ära.
 
    Helium entsteht, wenn 4 Protonen sich mittels Kernfusion zusammentun. Die aber kommt nur zustande, wenn Druck und Temperatatur die störrischen Wasserstoffatome dazu zwingen, gemeinsam einen Heliumkern zu bilden. Orte, an denen das heute noch passiert, sind die heißen und dichten Kerne von Sternen.
     
    Sterne gab es währen der ersten 3 Min aber noch keine — genügend heiß und dicht aber wares damals (bei eztwa 1011 Kelvin durchaus.
     
    Ganz von selbst also beganen sich einige der vorhandenen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen zu wandeln. Dies hieklt an, bis die Temperatur auf 109 und entsprechend die Dichte auf 1013 Gramm pro Kubukzentimeter abgefallen war.
     
    Zu diesem zeitpunkt also war die chemische Zusammensetzung unseres Universums im Großen und Ganzen besiegelt.

 
Selbst heute noch besteht die Materie im All weitestgehend aus den beiden Elementen, die schon am Ende der Nukleosynthese-Ära vorlagen: zu rund 75% aus Wasserstoff und zu rund 25% aus Helium.
 
Nur ein verschwindend geringer Anteil dieser Elemente ist inzwischen — durch sich zunehmend kompaktifizierende Sterne — in schwerere Elemente umgewandelt worden (für Details siehe den Todeskampf der Sterne).
 
 
Wie aber kam es zu dem Zustand, den wir heute noch in der kosmischen Mikrowellen-Hintergrund-Strahlung (CMB) abgebildet sehen?
 
Hier die Antwort: Zu Beginn der Nukleosynthese-Ära — als das All noch 1011 Kelvin heiß war — wurden entstehende Materieteilchen ständig von ordentlich energie-geladenen Gammaphotonen getroffen und so recht oft wieder in ihre Einzelteile zerschlagen. Weitere Abkühlung des Alls hat diese Gammaphotonen dann zu rotem Licht werden lassen. Genau diese Photonen sind heute — der Expansion des Raumes wegen inzwischen zu 2.73 Kelvin kalten Mikrowellen geworden — die kosmische Hintergrundstrahlung. Sie zeigt uns die Verteilung der Energiedichte im All, wie sie
  • etwa 380 000 Jahre nach dem Urknall vorlag
  • und letztlich die heute im All realisierte großräumige Verteilung von Materie verursacht hat:

 
 

 
Die Lage der Filamente — das sind die heute großräumigsten Strukturen im All —
lässt sich grob auch der kosmischen Hintergrundstrahlung entnehmen.
Sie entstand etwa 380 000 Jahre nach dem Urknall: zu jener Zeit als das Licht sich zunehmend ungehindert ausbreiten konnte.

 
Source: The Berkeley Lab
 
Anisotropies in the cosmic microwave background, originating when the universe was less than 400,000 years old,
are directly related to variations in the density of galaxies as observed today.

 
 
Es war dies die Zeit, zu der das Licht laufen lernte (sprich: sich erstmals fast ungehindert ausbreiten konnte).
 

Vorher hat es sich — ganz so wie heute noch im Inneren der Sterne — ständig nur auf Zick-Zack-Kurs bewegt: Ständiger Zusammenstoß der Photonen mit geladenen Teilchen hat verhindert, dass sich Licht über größere Strecken geradlinig ausbreiten konnte.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 702-741)


 


aus  Notizen  zu:

Sterne, Schwarze Löcher, Wurmlöcher


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