Sterne, Schwarze Löcher, Wurmlöcher

   





D i s k u s s i o n



 Beitrag 0-358
Sternpopulationen

 
 

 
Sternpopulationen

Man unterscheidet grob
     
  • Sterne der Population I — das sind besonders junge Sterne, die — wie unsere Sonne — hohe Matallizität aufweisen (d.h. schon besonders viele Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium enthalten).
     
  • Bei Sternen der primitiveren Population II ist die Metallizität wesentlich geringer. Sie entstanden demnach früher (und werden auch Halosterne genannt).
     
  • Sterne der Population III sind jene, die nur aus Urknallgas entstehen konnten (also nicht aus schon in explodierten Sternen erbrüteten sog. "Metallen".
     
    Ein erstes Exemplar aus Population III wurde erst 2014 entdeckt. Es existiert darin kein Eisen.
     
    In 2015 fand man dann schließlich erstmals eine Galaxie, welche offensichtlich noch recht viele Population-III-Sterne enthält. Sie strahlt besonders hell, aber natürlich sehen wir nur ihr Bild aus ferner Vergangenheit.

 
Note: Da Wasserstoff und Helium auch heute noch die Zusammensetzung aller Sterne dominieren, hat es sich in der Astronomie eingebürgert, den ganzen Rest der chemischen Elemente zusammenfassend » Metalle « zu nennen.
 
Die Sonne zum Beispiel besteht zu 92 Prozent aus Wasserstoff, zu 7.8 Prozent aus Helium und nur zu 0.2 Prozent aus schwereren Elementen.
 
 
 
Nebenbei Interessant:
 
Der renommierte Bonner Astronom Hans Jörg Fahr schreibt auf S. 184 seines Buches Mit oder ohne Urknall (aktualisierte Ausgabe von 2016):
    Das Alter der Population II Sterne wird nach der derzeitigen Sternentwicklungstheorie bei etwa 15 Mrd. Jahren vermutet. Und das, trotzdem man das Alter unseres Universums heute auf nur 13,7 Mrd. Jahre beziffert (!).

Fahr schreibt auch (S. 98), dass der Wert des Hubble-Parameters — anhand dessen sich dann das Alter unseres Universums berechnet — von unterschiedlichen Astronomenschulen deutlich unterschiedlich abgeschätzt werde: derzeit zwischen 50 und 100 (km/s)/Mpc.
 
Hubble selbst ging von 530 km/s/Mpc aus, demzufolge Kosmologen dann bis etwa 1980 noch von einem Alter unseres Universums von nur etwa 4 Mrd. Jahren ausgingen, und das, obgleich doch schon in den 50-er Jahren einige Proben von Erdgestein mit radiologischen Methoden als 4.5 Mrd. Jahre alt erkannt worden waren.
 
FRAGE also: Wie ernst ist es zu nehmen, wenn der Wert des Hubble-Parameters heute auf 71.9 km/s/Mpc geschätzt wird mit einer Unsicherheit von angeblich nur noch 3.8 Prozent [ und demzufolge das Alter unseres Universums 13.8 Mrd. Jahre betragen soll ]?

 

 Beitrag 0-332
Wie alt werden Sterne?

 
 

 
Wie alt werden Sterne?

 
 
Dass Himmelskörper extrem alt werden können, zeigt sich am Beispiel Schwarzer Löcher. Ähnliches gilt für Elementarteilchen wie etwa Elektronen und Protonen.
 
Wie alt aber werden denn nun typischerweise Sterne?
 
 
Dass ihr maximal erreichbares Lebensalter davon abhängen wird, wieviel Energie sie abstrahlen, scheint offensichtlich. Es gilt:
     
  • Ein Stern mit 2-facher Sonnenmasse strahlt 14 Mal heller als die Sonne,
     
  • einer mit 10-facher Sonnenmasse strahlt schon etwa 6000 Mal heller als die Sonne
     
  • und einer mit 30-facher Sonnenmasse gar 400 000 Mal so hell.

 
Je heller ein Stern strahlt, desto verschwenderischer geht er mit seinem Wasserstoff-Vorrat um. Ist jener aufgebraucht, beginnt der Stern zu sterben.
     
  • Unsere Sonne wird noch 5 bis 6 Mrd. Jahre leuchten.
     
  • Ein Stern mit doppelter Sonnenmasse wird etwa 1,4 Mrd. Jahre alt,
     
  • einer mit 10 Sonnenmassen nur etwa 35 Mio Jahre
     
  • und hat er gar mehr als 30 Sonnenmassen, wird er nur etwa 3 Mio Jahre alt werden (was schon recht kurz ist).
     
  • Umgekehrt kann die Lebensdauer Roter Zwergsterne — sie haben nur etwa 1/10 Sonnenmasse — das derzeitige Alter unseres Universums um das 100-fache übersteigen.

 
Die meisten Sterne enden — wie unsere Sonne auch — als Weiße Zwerge. Nur Sterne mit mehr als 1,46 Sonnenmassen sterben in einer Supernova-Explosion und hinterlassen kompaktere Reste: Neutronensterne oder gar Schwarze Löcher.
 
Während Sterne innerlich brennen, stellen sie einen Fusionsofen dar, in dem ausgehend von überwiegend nur Wasserstoff und Helium alle chemischen Elemente des Periodensystems bis hinauf zum Eisenatom geschaffen werden. Noch schwerere Elemente entstehen ausschließlich in Supernovae-Explosionen.
 
Gezündet werden diese Fusionsöfen durch die Kraft der Gravitation: Sie komprimiert Wolken aus Atomen, so dass sie zunehmend an Temperatur gewinnen und so zu Sternen werden.

 
 
 
Irgendwann wird in jeder Galaxie kaum noch interstellare Materie vorhanden sein.
 
Es können sich dann keine neuen Sterne mehr bilden, und schließlich wird die gesamte Galaxie nur noch aus nicht mehr leuchtenden Sternleichen bestehen.
 
In etwa 1014 Jahren wird in unserer kosmischen Umgebung fast jede Galaxie diesen Zustand erreicht haben.
 
Damit ist klar:
 
Selbst Universen ist kein ewiges Leben geschenkt.

 
 


Günther Hasinger, Direktor am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, schrieb 2007:
 
Grob 10100 Jahre nach dem Urknall dürften sämtliche Strukturen aus unserem Universum verschwunden sein.
 
Falls die Expansion des Raumes bis dahin — heutiger Annahme entsprechend — exponentiell zugenommen haben sollte,
     
  • wird die mittlere Materiedichte — die heute bei etwa 1 Proton/m3 liegt — dann auf etwa 1 Positron im 10194-fachen Volumen des heutigen Universums abgefallen sein.
     
  • Die Wellenlänge der kosmischen Hintergrundstrahlung — heute etwa 1 mm — wird dann 1041 Lichtjahre betragen.

 
Unser Universum wird wieder in dem Zustand sein, aus dem heraus es entstand: Es entstand aus dem » Nichts « und verflüchtigt sich zurück ins » Nichts «. Nur dass dieses » Nichts « [ auch falsches Vakuum genannt ] der höchste Energiezustand ist, den wir Physiker kennen.
 


 
 
In Fred Adams & Greg Laughlin: Die fünf Zeitalter des Universums (1999, S. 237) wird der wahrscheinliche Lebenslauf unseres Universums skizziert wie folgt:
     
  • Das Zeitalter der Urmaterie endete etwa 1 Mio. Jahre nach dem Urknall dadurch, dass sich dann erste Sterne zu bilden begannen.
     
  • Das Zeitalter der leuchtenden Sterne ist das, in dem Sterne die wichtigste Energiequelle darstellen. Es wird etwa 1014 Jahre nach dem Urknall enden.
     
  • Das Zeitalter entarteter Sterne — es wird etwa 1039 Jahre nach dem Urknall enden — ist das, in dem es nur noch Reste schon komplett ausgebrannter Sterne geben wird: Braune Zwerge, weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher.
     
  • Das Zeitalter der Schwarzen Löcher — bis etwa 10100 Jahre nach dem Urknall — wird eine Zeit sein, in der alle Himmelskörper Schwarze Löcher sind.
     
  • Das Zeitalter der Dunkelheit, welches dann folgt, kennt dann gar keine Himmelskörper mehr. Sämtliche Schwarzen Löcher werden sich dann ihrer Hawking-Strahlung wegen aufgelöst haben, und aller Inhalt des Universums wird nur noch aus Elektronen, Positronen, Neutrinos sowie aus extrem langwelliger, also extrem energiearmer und ständig noch weiter auskühlender Strahlung bestehen.


 
 
Sternleichen — Die Reste früherer Sterne

 
Im Zeitalter entarteter Sterne werden statt Sternen nur noch Sternleichen existieren. Man versteht darunter
     
  • Braune Zwerge,
     
  • Weiße Zwerge,
     
  • Neutronensterne
     
  • und Schwarze Löcher.
     
  • Jeder Stern, der in anderer Form endet, stirbt als Supernova.

Braune Zwerge sind größer als Planeten, aber kleiner als normale Sterne. Sie sind insofern stellare Versager, als sie es nicht schaffen, in ihrem Inneren ein Wasser­stoffbrennen auszulösen. Sie sind deswegen zu unauffälliger Abkühlung und Kontraktion verdammt.
 
Die meisten Sterne — auch unsere Sonne — beenden ihr Leben als Weißer Zwerg. Obgleich ein schwacher Stern mit 0,08 Sonnenmassen 100 Mal leichter ist als ein Stern mit 8 Sonnenmassen (der 3000 Mal so hell wie die Sonne leuchtet), müssen doch beide ihr Leben als Weißer Zwerg beenden.
 
Gegen Ende des Zeitalters leuchtender Sterne wird unser Universum fast ein Billion (= 1012) Weißer Zwerge und ebenso viele Braune Zwerge enthalten. Da weiße Zwerge deutlich massreicher sind als braune, wird dann der größte Teil aller baryonischen Masse des Universums in Form weißer Zwerge vorliegen.
 
    Die Masse weißer Zwerge liegt im Mittel bei kapp einer Sonnenmasse.
     
    Unsere Sonne wird als weißer Zwerg nur noch etwa 60% ihrer heutigen Masse haben.

Da unser heutiges Universum noch relativ jung ist, haben heute existierende Weiße Zwerge typischerweise etwa ein Viertel der Sonnenmasse und etwa doppelten Erdradius. Sie sind nur deswegen sichtbar, weil sie noch viel Wärmeenergie enthalten.
 
Seltsamerweise sind Weiße Zwerge mit weniger Masse größer als solche mit mehr Masse. Sternleichen, die hinreichend wenig Masse haben, verhalten sie wie gewöhnliche Materie (die Grenze liegt bei etwa 1/1000 der Sonnenmasse).
 
Umgekehrt kann ein Weißer Zwerg nicht beliebig viel Masse haben: Um nicht als Supernova zu enden, muss eine Sternleiche weniger als 1,4 Sonnenmassen haben. Dieser wichtige Wert wurde vom damals 19-jährigen Astrophysiker Chandrasekhar berechnet — noch bevor er sein Physikstudium abgeschlossen hatte. Er erhielt dafür später den Nobelpreis für Physik.
 
 
Weiße Zwerge sind etwa 1 Million Mal dichter als Wasser. Noch 109 Mal dichter sind Neutronensterne. Sie sind gigantischer Atomkern, der entsteht, wenn der entartete Eisenkern eines Sterns mit mehr als der 8-fachen Sonnenmasse in einer Supernova explodiert. Im Vergleich zu weißen und braunen Zwergen sind Neutronensterne relativ selten. Dennoch enthält schon eine mittelgroße Galaxie etliche Millionen Neutronensterne.
 
Die größtmöglich Masse eines Neutronensterns ist nicht genau bekannt, liegt aber zwischen 2 und 3 Sonnenmassen. Sein Radius ist mit nur etwa 10 Kilometern recht klein. Ein nur zuckerwürfelgroßes Stück eines Neutronensterns (1 Qubikzentimeter) hat die Masse von etwa einer Milliarde Elefanten.
 
Hinreichend massereiche Sternenreste können nicht durch Entartungsdruck feste Größe aufrecht erhalten. Sie werden zu Schwarzen Löchern.

 

 Beitrag 0-91
Der Lebenslauf aller Sterne

 
 

 
Der Lebenslauf aller Sterne

 
 
Zur Geburt eines Sterns kommt es, wenn eine Wolke aus Wasserstoffgas — mehrfach so groß wie unser Sonnensystem — durch die von ihr selbst ausgehende Gravitationskraft langsam komprimiert wird. Da hierbei Gravitationsenergie in kinetische Energie der Wasserstoffatome umgewandelt wird, ergibt sich eine recht starke Erwärmung der dichter und dichter werdenden Gaswolke.
 
Doch an einem bestimmten Punkt — wenn die Temperatur auf 10 bis 100 Mio Grad K angestiegen ist, überwindet die kinetische Energie der Protonen (der Wasser­stoffkerne also) ihre elektrostatische Abstoßung. Sie prallen dann aufeinander und » verschmelzen « paarweise zu Helium. Dies setzt gewaltige Energiemengen frei und macht aus der Wasserstoffwolke eine Heliumwolke.
    Um zu verstehen, warum die Umwandlung von Wasserstoff in Helium Energie freisetzt, muss man wissen, dass das durchschnittliche » Gewicht « eines einzelnen Protons in Atomen umso größer ist, je leichter die Atome sind. Da Wasserstoffatome leichter als Heliumatome sind, verlieren die Protonen an Gewicht, und die entsprechende Differenz wird freigesetzte Energie ( E = mc2 ).

Zudem kommt es zu einem Balanceakt zwischen der Schwerkraft, die bestrebt ist, die Gaswolke zu kompaktifizieren und der Kernkraft, die ihr entgegenwirkt.
 
Unsere Sonne etwa ist ein sog. gelber Stern: ein Stern, der noch überwiegend aus Wasserstoff besteht. Die bei seiner Verbrennung zu Helium freigesetzte Energie bewirkt, dass die Sonne scheint.
 
Doch im Laufe von mehreren Milliarden Jahren verbraucht sich der Wasserstoff, der Kernbrennofen erlischt, die Schwerkraft setzt sich durch und lässt die Heliumwolke stark schrumpfen. Diese Schrumpfung führt zu einer Aufheizung, und schließlich verbrennt das Helium in andere Elemente wie Lithium und Kohlenstoff. Da sie höheres Atomgewicht haben, wird hierbei aus genau den gleichen Gründen wie vorhin wieder viel Energie freigesetzt.
 
Obwohl der Stern stark an Größe verloren hat, ist seine Temperatur noch ziemlich hoch, und seine Atmosphäre dehnt sich aus. Sterne in diesem Zustand nennt man » rote Riesen «.
    Wenn der Wasserstoffvorrat unserer Sonne erschöpft sein wird, und sie dann beginnt Helium zu verbrennen, wird das dazu führen, dass sich ihre Atmosphäre bis zum Mars hin ausdehnt. Unsere Erde wird dann verdampfen. Nun ist unsere Sonne aber ein Stern mittleren Alters, was bedeutet, dass noch etwa 5 Mrd. Jahre vergehen werden, bis unsere Erde auf diese Weise zerstört wird.

Wenn schließlich auch das Helium verbrannt ist, wird der Kernbrennofen erneut erlöschen: Der rote Riese schrumpft und wird zu einem weißen Zwerg. In diesem Zustand kann der Stern nur noch wenig Energie abgeben (da die Atome, aus denen er dann besteht, schon recht schwere Elemente darstellen werden).
    Kurz: In etwa 5 Mrd. Jahren wird unsere Sonne zu einem weißen Zwerg werden: zu einen (nahezu) ausgebrannten Zwergstern.

Man geht heute davon aus, dass auch weiße Zwerge ihr Material in immer noch schwerere Atome umwandeln bis hin zu dem Punkt, wo der Stern dann überwiegend aus Eisen besteht (die Protonen der Eisenatome haben nahezu minimales durchschnittliches Gewicht). Nun lässt sich keine Energie mehr aus Überschussmasse gewinnen, und so kommt die Kernschmelze endgültig zum Stillstand.
 
Damit gewinnt die Schwerkraft dann endgültig die Oberhand und presst den Stern zusammen. Er kollabiert, so dass seine Temperatur sich um einen Faktor zwischen 1000 und 10000 auf mehrere Billionen Grad K erhöht.
 
Aufgrund der gewaltigen Wärmemenge, die hierdurch freigesetzt wird, entwickelt sich eine Supernova: Eine ungeheuere Explosion reißt den Stern auseinander und verstreut die Trümmerteile als Kondensationskerne im interstellaren Raum. Um sie herum bilden sich dann neue Sterne.
 
 
Nach Erlöschen der Supernova bleibt ein vollkommen toter Stern zurück: ein Neutronenstern, dessen Durchmesser nur noch wenige Kilometer beträgt. In ihm sind die Neutronen so dicht gepackt, dass sie sich buchstäblich » berühren «.
 
Neutronensterne haben etwa die Dichte eines Atomkerns (man kann sie als gigantischen Atomkern auffassen).
 
Neutronensterne sind nahezu unsichtbar. Dennoch kann man sie entdecken. Das liegt daran, dass sie bei ihrer Rotation etwas Strahlung abgeben und deswegen wie kosmische Leuchttürme wirken (Pulsare genannt). Seitdem man 1967 den ersten Pulsar entdeckt hat, wurden bis heute [2010] etwa 1700 weitere gefunden.
 
 
Durch Berechnungen glauben die Physiker gezeigt zu haben, dass die meisten Elemente, die schwerer als Eisen sich, in der Hitze und dem Druck einer Supernova entstehen. Und so kommt es, dass die bei der Explosion entstehenden, weit ins All hinaus geschleuderten Trümmer auch aus höheren Elementen bestehen. Im Laufe der Zeit mischen sie sich mit Gasen, bis sich schließlich so viel Wasserstoffgas angesammelt hat, dass die Gravitation erneut zu einer Komprimierung dieser Wolken führen kann. Die hierbei entstehenden Sterne der nächsten Generation enthalten deswegen auch schwerere Elemente.
 
Damit ist nun klar, woher die schwereren Elemente in unserem Körper kommen: Vor Milliarden Jahren explodierte eine namelose Supernova und legte damit den Grundstein zu jener Gaswolke, aus der sich unser Sonnensystem gebildet hat.
 
 
 
Quelle: Michio Kaku: Die Physik der unsichtbaren Dimensionen (Rohwohlt 2013), S. 345-353

 

 Beitrag 0-147
Wie Sterne sterben — und was dann von ihnen übrig ist

 
 

 
Wie Sterne sterben

und was von ihnen übrig bleibt

 
 
Je massereicher ein Stern, desto kürzer sein Leben. Die Gravitationskraft wird ihn schneller komprimieren, und so wir er seinen Brennstoff schneller verbrauchen.
 
Die bei weitem zahlreichsten und langlebigsten Sterne sind sog. Rote Zwerge. Ihre Masse liegt zwischen 0,1 und 0,4 Sonnenmassen. Es sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum Wasserstoffbrennen stattfindet. Etwa 75% aller Sterne gehören zu dieser Klasse.
 
Unsere Sonne, die derzeit 4,6 Mrd. Jahre alt ist, wird etwa 10 Mrd. Jahre alt werden.
 
 
Von unserer Sonne wird einmal ein nur erdgroßer Klumpen aus Kohlenstoff und Sauerstoff übrig bleiben. Der ganze Rest ihrer Masse wird als planetarischer Nebel im Raum verteilt werden, der sich dann aber in einigen 10.000 Jahren völlig aufgelöst haben wird.
 
Sterne, die etwas mehr Masse als unsere Sonne haben, hinterlassen später eine kompakte Eisenkugel im All.
 
Genauer:
    Aus einem Sternkern, der weniger als 1.44 Sonnenmassen hat, entsteht ein sog. Weißer Zwerg:
     
    • Bei sehr geringer Restmasse — wie etwa im Fall unserer Sonne —, stabilisiert der Entartungsdruck der Elektronen den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern gegen die Kraft der Gravitation.
       
    • Ansonsten aber wird der gesamte Kern zu Eisen (mit Spuren von Nickel).

    Bei größeren Sternen wird ihr Kern am Ende ihres Lebens zu Neutronen zusammengepresst: Es entsteht ein Neutronenstern, Die Hüllen um den Kern herum aber werden in einer Supernova-Explosion in den Raum geschossen. [ Manche Neutronensterne — sog. Pulsare — rotieren schnell und sehr präzise. Dabei senden sie an ihren beiden Polen hochenergetische Strahlungsbündel in den Raum. ]
     
    Wenn der zusammengepresste Restkern eines Sterns noch mindestens drei Sonnenmassen aufzuweisen hat, ist seine Gravitationskraft stark genug, ihn zu einem Schwarzen Loch werden zu lassen.

 
Ein Stern beginnt zu sterben, sobald sein Vorrat an Wasserstoff aufgebraucht ist:
 
Wegen der dann schwächer werdenden Kernfusionskräfte, kann die Gravitationskraft den Kern komprimieren, also schrumpfen lassen. Seine Außenhüllen aber dehnen sich mehr und mehr aus: Er wird zu einen roten Riesen. Zunächst kann der Stern seine Gravitationskraft noch einige Zeit dadurch im Zaune halten, dass er in seinem Inneren immer schwerere Elemente zur Fusion treibt (erst bei Eisen wird dann Schluss sein): Während also zunächst durch Fusion von Wasserstoff Helium entstand, zündet
  • bei etwa 100 Mio Kelvin das Heliumbrennen,
     
  • bei etwa 700 Mio Kelvin das Kohlenstoffbrennen (was Neon, aber auch Magnesium, Natrium und Sauerstoff erzeugt),
     
  • bei etwa 1200 Mio Kelvin das Neonbrennen (worin sich Sauerstoff, Magnesium und Silicium bilden),
     
  • bei etwa 1800 Mio Kelvin das Sauerstoffbrennen (es entstehen Silicium, aber auch Schwefel, Phosphor und Magnesium),
     
  • bei etwa 5000 Mio Kelvin zündet schließlich das Siliciumbrennen (was zu Eisen, aber auch Nickel und Cobalt führt).

Mit anderen Worten: Mit zunehmender Temperatur wachsen aus dem Kern heraus Schalen, deren jede durch Fusion Elemente erzeugt, die höhere Kernladungszahl haben als die schon vorhandenen. Dies funktioniert bis schließlich Eisen, Nickel und Cobalt erreicht werden.
 
Hier ist — beispielhaft anhand der Fusionen in der Schale des Siliciumsbrennens — gezeigt, wie die jeweils schwereren Element zustande kommen:

       
      Silicium-28  (14 Protonen, 14 Neutronen)
          |
          |     +   Helium-4  (2 Protonen, 2 Neutronen)   ergibt:
          |
      Schwefel-32
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Argon-36
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Calcium-40
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Titan-44
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Chrom-48
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Eisen-52
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Nickel-56

 
 
Gegen Ende ihres Lebens wirken große Sterne demnach wie glühend rote Zwiebeln: In 6 verschiedenen Schichten werden die Elemente von Helium bis Eisen erzeugt. Um Elemente mit noch höherer Kernladungszahl zu bekommen, muss sehr viel mehr Energie zugeführt werden — daher entstehen sie gewöhnlich nur im Zuge einer Supernova-Explosion.
 
Wenn schließlich die Kerntemperatur auf etwa 10 000 Mio Kelvin gestiegen ist, wird der Stern als Supernova explodieren.
  • Einen Tag vorher begann das Siliciumbrennen (Kerntemperatur 5000 Mio Kelvin)
     
  • 1/2 Jahr vorher begann das Sauerstoffbrennen (Kerntemperatur 1800 Mio Kelvin)
     
  • 10 Jahre voher begann (bei etwa 1200 Mio Kelvin) das Neonbrennen.
     
  • 300 Jahre vorher begann — bei 700 Mio Kelvin — das Kohlenstoffbrennen.
     
  • 100 000 Jahre vorher begann — bei 100 Mio Kelvin — das Heliumbrennen.
     
  • 500 000 Jahre vorher war die Kerntemperatur auf 40 Mio Kelvin gestiegen, der Wasserstoffvorrat weitgehend erschöpft, und das Sterben des Sterns nahm seinen Anfang.

 
 
Anhang:
    Wasserstoff verbrennt per
     
      Helium-4 + 2 Gammaphotonen  →  2 Positronen + 2 Neutrinos

    Helium verbrennt per
     
      Helium-4 + Helium-4  →  Beryllium-8
       
      Beryllium-8 zerfällt nach durcschnittlich 10-16 sec,
      kann es sich aber vorher noch mit einem weiteren Helium-4 vereinigen, entsteht angeregter Kohlenstoff-12.

    Kohlenstoff verbrennt wahlweise per
     
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Magnesium-24 + Gammaphoton
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Natrium-23 + Wasserstoff-1
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Neon-20 + Helium-4
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Sauerstoff-16 + Helium-4 + Helium-4

    Neon verbrennt wahlweise per
     
      Neon-20 + Gammaphoton  →  Sauerstoff-16 + Helium-4
      Neon-20 + Helium-4  →  Magnesium-24 + Gammaphoton, dann: Magnesium-24 + Helium-4  →  Silicium-28 + Gammaphoton
      Neon-20 + Helium-4  →  Magnesium-24 + Neutron
      Neon-20 + Neutron  →  Neon-21 + Gammaphoton

    Sauerstoff verbrennt wahlweise per
     
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Schwefel-32 + Gammaphoton
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Schwefel-31 + Neutron
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Phosphor-31 + Wasserstoff-1
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Silicium-28 + Helium-4
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Magnesium-24 + Helium-4 + Helium-4

    Wie schließlich Silicium zu Eisen oder gar Nickel verbrennt, wurde oben schon dargestellt.

 
 
Je massereicher ein Stern ist, desto schneller verbraucht sich sein Brennstoffvorrat.
 
Ein Stern etwa, der doppelt so schwer ist wie unsere Sonne, wird nur etwa 1 Mrd. Jahre alt (stirbt also 10 Mal früher als sie). Es gibt sogar Sterne, die bis zu 100 Mal schwerer sind als die Sonne. Sie werden nur wenige Millionen Jahre alt.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 498-538)
 
Lies auch: Lebenslauf der Sterne


 

 Beitrag 0-148
Warum Sternpopulationen?

 
 

 
Warum Sternpopulationen?

Je später ein Stern geboren wird, desto größer ist sein anfänglicher Gehalt an "Metallen"

 
 
Zur Erinnerung: Astrophysiker verstehen unter "Metallen" alle Elemente, die schwerer sind als Helium.
 
Zudem unterscheiden sie 3 Sternpopulationen: Die Populationen III, II und I.
 
Sterne der Population III sind die besonders früh entstandenen. Da es damals aber im All noch keine "Metalle" gab (sie bilden sich ja erst, wenn Sterne beginnen zu sterben), sind junge Population-III-Sterne riesige Wasserstoffwolken, die nur leicht mit Helium gemischt sind, aber schnell zu einer Brutstätte für Helium werden.
 
Ihrer gewaltigen Größe wegen haben sie viel Masse. Dies aber bedeutet, dass sie nur kurzes Leben haben können, denn da die Gravitation sie schnell und stark komprimiert, beginnen sie schon früh, auch "Metalle" zu erbrüten.
 
Wie in Beitrag 0-147 beschrieben, beginnt der Todeskampf eines Sternes, sobald der Wasserstoffvorrat in seinem Kern zur Neige geht. Bei Population-III-Sternen ist das schon früh der Fall, denn je größer ein Stern ist, desto stärker drückt die Last seines Gewichts gegen sein Inneres, desto heißer wird es dort, desto höher ist deswegen seine Fusionsrate, desto stärker strahlt er, und desto früher ist sein Kernbrennstoff verbraucht.
 
Eben weil er so stark strahlt, werden in seiner Umgebung vorhandene Heliumatome oft wieder in Wasserstoffatome zerlegt, so dass die Wahrscheinlichkeit, dass sich nahe ihm ein anderer so großer Stern bildet, sinkt: Population-III-Sterne sind Platzhirsche; was sie nicht aufzusaugen in der Lage sind, wird durch sie zerstört.
 
 
Ein Stern mit etwa 200-Sonnenmassen ist ein recht typischer Population-III-Stern und gehört als solcher definitiv zu den größten und kurzlebigsten Sternen überhaupt. Sein Wasserstoffvorrat wird schon nach etwa 450 Mio. Jahren verbraucht sein, so dass sich dann
 
  • seine erste Schale auszubilden beginnt,
     
  • und die Hülle des sterbenden Sterns beginnt, sich auszudehnen.

Aber noch nicht einmal 100 000 Jahre kann dieser Stern von seinem Heliumvorrat zehren.
 
Wenn dann aber im Kern das Heliumbrennen einsetzt, schießt seine ohnehin schon hohe Temperatur nochmals sprunghaft nach oben, der Stern setzt dann ungeheuere Mengen von Energie frei: Er bläht sich auf zu einem roten Unter-Riesen und schließlich zu einem roten Riesen.
 
Die Leuchtkraft der Population-III-Sterne dürfte bis zu 100 Mio. mal größer gewesen sein als die unserer Sonne.
 
Eine Gesamtmasse von etwa 200 Sonnenmassen vorausgesetzt, strahlt er vor allem UV-Licht ab und hat einen 30 bis 50 mal größeren Durchmesser als unsere Sonne.
 
Sein Leben aber läuft wie im Zeitraffer ab: Sein eigenes Gewicht presst ihn gnadenlos zusammen, und in seiner Verzweiflung produziert er schnell zunehmend schwerere Elemente, die — wenn er schließlich als Supernova explodiert — weit ins All hinausgetragen werden.
 
Dies wiederum führt dazu, dass von nun an sich im Raum neu zusammenballende Gaswolken auch zunehmend Sternenstaub bestehend aus schwereren Elementen enthalten, und so kommt es zunehmend auch zur Geburt kleinerer (sog. Population-II-Sterne) und schließlich sogar zur Geburt der noch viel kleineren Population-I-Sterne, wie etwa unserer Sonne.
 
Je kleiner neu entstehende Sterne sind, desto weniger stark drückt ihr eigenes Gewicht sie zusammen, und desto länger werden sie leben. So also kommt es, dass unsere Sonne hoffen kann, etwa 10 Mrd. Jahre alt zu werden.
 
 
Nebenbei noch:
 
Menschliche Astronomen kennen keinen einzigen Population-III-Stern. Das aber ist kein Wunder, da keiner von ihnen sehr alt wurde.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 538-549)


 

 Beitrag 0-372
Über Planetensysteme — und ihr erstaunlich kleines Alter

 
 

 
Über Planetensysteme



Harald Lesch ( in Wie das Staunen ins Universum kam, 2016, S. 141-148 ):
 
Vor 4,6 Mrd. Jahren wuchs im Inneren einer in sich zusammenstürzenden Gaswolke unsere Sonne heran.
 
Ein Teil des Gases konzentrierte sich um den jungen Stern in Form einer flachen, um ihn rotierenden Scheibe aus Gas und Staub. Sie war deutlich masseärmer als die gerade entstehende Sonne und reichte bis auf etwa 15 Mrd. Kilometer in den Raum hinaus.
 
Alle Planeten entstanden in dieser Scheibe, und so bewegen sie sich bis heute in nahezu ein und derselben Ebene um die Sonne.
 
 
Planetenentstehung läuft in zwei Phasen ab:
 
In Phase 1 beginnt die Entwicklung mit zufälligen Zusammenstößen der anfangs gleichmäßig in der Scheibe verteilten Staubpartikel. Sie bilden Klümpchen, die schließlich zu Klumpen und immer größeren Brocken heranwachsen. Diese sog. Planetesimale können schon mal einige Hundert Kilometer Durchmesser haben. [Nebenbei: Was hier als » Staub « bezeichnet wird, sind in früheren Sternen erbrütete Atome scwerer als Wasserstoff und Helium. Vor allem Supernovae haben sie in den Raum hinaus geblasen.]
 
In Phase 2 vereinigen sich diese "Planetenembryonen" durch Zusammenstoß zu noch größeren Objekten, die umso schneller wachsen, je massereicher sie schon sind. Ihr Wachstum ist beendet, wenn — so etwa nach 100 Mio Jahren — fast aller Staub verbraucht ist: Merkur, Venus, Erde und Mars sind geboren.
 
Gasplaneten können sich nur in den äußeren Bereichen der Scheibe bilden. Dort nämlich ist die Temperatur hinreichend niedrig, so dass die Schwerkraft der Felsenkerne Gasmoleküle festhalten kann. Die Kerne der äußeren Planeten sammeln so große Mengen an Gas an. Jupiter etwa wuchs in nur etwa 1 Mio Jahre auf 317 Erdmassen an. Er wurde doppelt so schwer wie alle anderen Planeten zusammen.
 
Die Planeten, die heute noch im Sonnensystem existieren, sind die Gewinner der vielen Zusammenstöße am Anfang.
 
Man beachte: Alle Körper, die auf stark elliptischen Bahnen durchs Sonnensystem vagabundieren, hatten eine viel größere Wahrscheinlichkeit, mit anderen zu kollidieren. Daher sind sie längst verschwunden. Nur noch kleine Felsbrocken durchkreuzen als Kometen oder Asteroiden das Sonnensystem auf ausgeprägt elliptischen Bahnen. Die übrigen Planeten aber haben nahezu kreisförmige Bahnen (maßstabsgetreu auf ein Blatt DIN A4 gezeichnet würde man sie gar nicht mehr als elliptisch erkennen). Nahezu kreisförmige Bahnen geben dem Sonnensystem Stabilität und garantieren, dass es das jeweils ganze Jahr über auf keinem dieser Planeten allzu großen Temperaturschwankungen auftreten — eine wichtige Voraussetzung dafür, dass sich dort Leben entwickeln kann.
 
 
 
Man geht heute davon aus, dass Planetensysteme sich erst zu bilden begannen, nachdem das Universum schon etwa 9 Mrd. Jahre alt war:
 
Die Beobachtungen von extrasolaren Planetensystemen (natürlich alle in unserer Milchstraße) weisen ganz klar darauf hin, dass nur Sterne, die mindestens so viel schwere Elemente wie unsere Sonne enthalten — also keinesfalls älter sind als sie —, von Planeten umkreist werden. Möglicherweise ist unser Sonnensystem sogar eines der ältesten Planetensysteme in der Milchstraße.
 


 
Note: Dass unsere Galaxie schon etwa 13 Mrd. Jahre alt ist, belegt ein extrem "metallarmer" Stern, den Anna Frebel 2005 gefunden hat. Er ist nahezu sicher ein Stern erst zweiter Generation, d.h. die Gaswolke, aus der er entstand, enthielt an "Metallen" (= Elementen schwerer als Wasserstoff und Helium) wohl nur Atome, die alle gemeinsam aus einer einzigen Supernova kamen.

 

 Beitrag 0-92
Wie aus besonders großen Sternen Schwarze Löcher werden

 
 

 
Wie Schwarze Löcher entstehen
 
und wie (oder warum) sie durch Wurmlöcher verbunden sein könnten

 
 
Wenn ein Stern besonders große Masse hat — mindestens das zehn- oder gar 50-fache unserer Sonne — dann wird ihn die Schwerkraft selbst dann noch weiter komprimieren, wenn er schon ein Neutronenstern ist. Ohne die Fusionskraft nämlich, die sich der Gravitationskraft entgegenstellen könnte, kann nichts mehr einen noch stärkeren Kollaps aufhalten: Der Stern wird dann zu etwas, das man ein Schwarzes Loch nennt: einer Ansammlung von Energie, der selbst das Licht nicht mehr entkommen kann.
 
So groß ist die Dichte eine Schwarzen Lochs, dass selbst Licht, welches in seine Nähe kommt, in eine Kreisbahn gezwungen wird (ganz so wie eine von der Erde abgeschossene Rakete, die — wenn sie der Schwerkraft der Erde nicht entkommen kann — auf eine Bahn um die Erde gezwungen wird).
 
 
Man muss dazu wissen: Jeder Himmelskörper besitzt eine sog. Entweichgeschwindigkeit. Es ist dies die Geschwindigkeit, die ein Objekt mindestens erreichen muss, um sich der gravitativen Anziehungskraft des Himmelskörpers auf Dauer entziehen zu können.

    Die Entweichgeschwindigkeit der Erde etwa beträgt 40.000 km/h.
     
    Eine Hülle aus Sauerstoff kann die Erde nur deswegen haben, weil Sauerstoffatome sich nicht schnell genug bewegen, um dem Gravitationsfeld der Erde entkommen zu können.
     
    Jupiter etwa besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, da seine Entweichgeschwindigkeit groß genug ist, um auszuschließen, dass Wasserstoff dem Jupiter entkommen konnte.

 
Die Höhe der Entweichgeschwindigkeit ergibt sich schon aus Newtons Gravitationstheorie:
 
Je schwerer ein Planet oder Stern und je kleiner sein Radius, desto größer seine Entweichgeschwindigkeit.

 
    Es ist tatsächlich schon 1783 der englische Astronom John Michell aufgrund der Newtonschen Gesetze zur Hypothese gelangt, dass ein überaus massereicher Stern eine Entweichgeschwindigkeit haben könnte, die der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Von ihm ausgestrahltes Licht — so folgerte Michell — könnte ihm nicht ent­kommen und müsste ihn daher ständig umkreisen. So ein Stern müsse dem Beobachter als völlig schwarz erscheinen.
     
    Man hielt Michells Theorie — damals veröffentlich in den Philosophical Transactions of the Royal Society, 74, 1784, S. 35 — für verrückt und vergaß sie bald.
    Heute jedoch sind wir geneigt, an die Existenz Schwarzer Löcher zu glauben, da Astronomen am Himmel tatsächlich weiße Zwerge und Neutronensterne entdeckt haben.

 
 
Zu erklären, warum Schwarze Löcher schwarz sind, gibt es zwei Möglichkeiten:
  • Erstens kann die Kraft, die das Licht zum Stern hin zieht, so groß sein, dass der Lichtstrahl in einen Kreis gezwungen wird.
     
  • Man kann aber auch Einsteins Standpunkt einnehmen, von dem aus » die kürzeste Entfernung zwischen zwei Punkten eine gekrümmte Linie sein kann «.
    Die Krümmung eines Lichtstrahls zu einem vollen Kreis bedeutet dann, dass auch der Raum sich in sich selbst zurück gekrümmt hat, so dass ein Stück der Raumzeit — extrem zusammengepresst — abgetrennt worden ist, und der Lichtstrahl jetzt nur noch im abgetrennten Teil zirkulieren kann.
     
    Diese so abgetrennte, in sich geschlossene Region des Raumes könnte man dann als ein eigenes Universum begreifen — einen Teilraum, aus dem heraus uns keine Nachricht erreichen kann.

 
 
Die relativistische Beschreibung Schwarzer Löcher verdanken wir Karl Schwarzschild: Er fand — noch 1916, kurz nachdem Einstein seine Gravitationstheorie publiziert hatte — eine exakte Lösung für Einsteins Feldgleichungen zur Berechnung des Gravitationsfeldes jeden massereichen, stationären Sterns. Ihr zufolge nach gibt es in einem bestimmten Abstand um das Zentrum des Schwarzen Lochs herum eine Grenze, die sich nur hin zum Loch, aber nicht vom Loch weg überschreiten lässt. Man nennt diesen Abstand heute den Schwarzschild-Radius. Es ist der Radius einer Kugel um das Zentrum des Schwarzen Lochs herum, an deren Oberfläche die Entweichgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit ist.
 
Damit aus unserer Sonne ein Schwarzes Loch würde, müsste sie auf ihren Schwarzschild-Radius von rund drei Kilometern zusammenstürzen,
die Erde auf etwa 0,9 cm.

 
Protonen und Neutronen sind um den Faktor 1039 ausgedehnter als ihr Schwarzschild-Radius (so dass in der Elementarteilchen-Theorie — aber eben nur dort — Gravitation keine irgendwie nennenswerte Rolle spielt).
 
 
Haben zwei Schwarze Löcher aus unterschiedlichen Raumgebieten denselben Punkt als singuläre Stelle, so spricht man von einer Einstein-Rosen-Brücke.
 
Solche Brücken anzunehmen war notwendig, um zu einer konsistenten Theorie der Schwarzen Löcher zu kommen.
 
Bald entdeckte man Einstein-Rosen-Brücken auch in anderen Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen, etwa in der Reissner-Nordström-Lösung, die ein elektrisch geladenes, nicht rotierendes Schwarzes Loch beschreibt.
 
Wirklich ernst zu nehmen begann man solche Brücken — heute Wurmlöcher genannt — erst, als 1963 der neuseeländische Mathematiker Roy Kerr eine weitere exakte Lösung der Gravitationsgleichungen fand. Kerr ging dabei von der Annahme aus, dass jeder kollabierende Stern rotiere. So wie ein Eisläufer, der eine Piruette beschreibt, seine Drehung beschleunigt, wenn er die Arme an den Körper zieht, so müsste sich auch die Drehung eines rotierenden Sterns beschleunigen, wenn sein Durchmesser sich reduziert, d.h. wenn er anfängt, zu kollabieren.
 
Kerrs Lösung bedeutete eine Sensation auf dem Gebiet der Allgemeinen Relativitätstheorie, da man mit ihr nun eine absolut genau Darstellung unzähliger massiver Schwarzer Löcher hatte, die das Universum bevölkern. Der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar sprach gar vom einem » Schauder vor dem Schönen «, den die unglaubliche Erkenntnis in uns hervorrufe, dass eine durch die Suche nach dem Schönen in der Mathematik ausgelöste Entdeckung ihr genaues Abbild in der Natur findet. [ Zitiert in Heinz Pagels: Zeit vor der Zeit. Das Universum bis zum Urknall, Berlin 1987, S. 75 ].
 
In seiner Nobelpreis-Rede von 1983 hat Chandrasekhar das nochmals bekräftigt (Zitat):
    Black holes are macroscopic objects with masses varying from a few solar masses to millions of solar masses. To the extent they may be considered as stationary and isolated, to that extent, they are all, every single one of them, described exactly by the Kerr solution. This is the only instance we have of an exact description of a macroscopic object. Macroscopic objects, as we see them all around us, are governed by a variety of forces, derived from a variety of approximations to a variety of physical theories. In contrast, the only elements in the construction of black holes are our basic concepts of space and time. They are, thus, almost by definition, the most perfect macroscopic objects there are in the universe. And since the general theory of relativity provides a single unique two-parameter family of solutions for their descriptions, they are the simplest objects as well.

 
 
 

 
 
 
Eine Kerr- und eine Einstein-Rosen-Brücke

 
 
 
Sind S1 und S2 zwei Schwarze Löcher im All, welche durch eine solche Brücke — ein Wurmloch, wie man auch sagt — verbunden sind, so gibt es zwei Geodäten, die von S1 nach S2 führen: Die eine stellt einen möglicherweise Milliarden Lichtjahre langen Weg dar, die andere aber eine extrem kurze Verbindung, die durch das Wurmloch hindurch führt. Neueren Berechnungen zufolge erscheint das Reisen durch so ein Wurmloch zwar schwierig, aber nicht unbedingt unmöglich. Es wird da also weiter geforscht werden ...
 
 
Nebenbei: Jedes Schwarze Loch ist durch nur 3 Kenngrößen komplett beschrieben: Masse, Rotation und elektrische Ladung.
 
Das gewaltigste uns bisher bekannte Schwarze Loch liegt im Zentrum der Galaxie M87 und ist 6.6 Milliarden mal so schwer wie unsere Sonne.
 
 
 
Quelle aller wesentlichen Aussagen dieses Artikels: Michio Kaku: Die Physik der unsichtbaren Dimensionen (Rohwohlt 2013), S. 353-359
 
Das Gegenstück zum Schwarzen Loch — z.B. in einem Wurmloch — bezeichnet man auch als Weißes Loch. Wurmlöcher und Weiße Löcher sind recht instabile Singularitäten der Allgemeinen Relativitätstheorie. Siehe auch, wie ein Astronom die Frage What is a white hole? beantwortet sowie die Aussagen auf Seite 63 in Schwarze Löcher.
 
Interessantes sagt auch die Seite What is the density of a black hole?. Man liest dort: » The escape speed at the Schwarzschild radius is equal to the speed of light, and the value of the Schwarzschild radius works out to be about 3 • 105 • M/Msun , where M is the mass of the black hole and Msun is the mass of our Sun. «


 

 Beitrag 0-150
Wie es zum heutigen Zustand unseres Universums kam

 
 

 
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)


 
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