Wie ist das alles um uns herum entstanden?

"The Big-Bang-Theory"

Als "Big-Bang" oder Urknall wird in der modernen Kosmologie der Beginn des uns bekannten Universums bezeichnet. Mit dem Urknall beginnt die zeitliche Entwicklung des Universums und nach aktueller Meinung ist das Universum etwa 13,8 Milliarden Jahren alt.

Der „Urknall“ bezeichnet keine Explosion, wie wir es verstehen, sondern den Zeitpunkt für die gleichzeitige Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer Singularität. Unter einer Singularität verstehen die Kosmologen einen einzigen Punkt, in dem Raum und Zeit nicht vorhanden sind. Man kann also sagen, dass erst nach dem Urknall Dinge wie Raum und Zeit eine Rolle spielten und der Urknall den Zeitpunkt t=0 im Universum darstellt. Gleichzeitig ist der Urknall auch ein Punkt, den man als Mittelpunkt eines sich expandierenden Universums ansehen kann.

Was unmittelbar nach dem Urknall passierte ist nicht wirklich unumstritten. Grund dafür ist, dass die plötzliche Entstehung von Energie und Materie - die in der Summe ja immer noch gleich sein muss, da keine Energie verloren gehen kann - an dem "Urknallpunkt" so unermesslich groß gewesen sein muss, dass keine der aktuell gültigen Theorien diesen Zustand beschreiben und erklären kann. Daher gibt es in der heutigen Physik keine allgemein akzeptierte Theorie für das sehr frühe Universum.

$E=m \cdot c ^ 2$ Die wohl berühmteste Formel von Albert Einstein erinnert uns daran, dass Materie in Energie umgewandelt werden kann, was zum Beispiel auch auch bei der Kernreaktionen der Fall ist, wo es zu einem leichten Massenverlust kommt. Der umgekehrte Weg ist auch möglich!

Als Begründer der Urknall-Theorie gilt der belgische Theologe und Physiker Georges Lemaître, der 1931 für den heißen Anfangszustand des Universums den Begriff „primordiales Atom“ oder „Uratom“, später auch „kosmisches Ei“ verwendete. Allerdings hatte bereits 1225 der englische Gelehrte und Bischof Robert Grossetestes in seinem Werk De luce (Über das Licht) die Grundidee eines Urknalls vorweggenommen. Der Begriff Urknall (engl. big bang, wörtlich also ‚Großer Knall‘) wurde von Fred Hoyle geprägt, der mit dieser Wortwahl die Urknalltheorie unglaubwürdig erscheinen lassen wollte, weil er Anhänger der dazu konkurrierenden Steady-State-Theorie war. In dieser Theorie expandiert das Universum zwar, die Dichte der Materie ändert sich allerdings nicht, weil kontinuierlich im gesamten Raum immer neue Materie entsteht. Die Steady-State-Theorie verlor in den 1960er Jahren an Zustimmung, als die Urknalltheorie zunehmend durch astronomische Beobachtungen bestätigt wurde, wonach man anhand des Auseinanderdriftens der Galaxien abschätzen kann, das die Ausdehnung des Universums vor endlicher Zeit Null gewesen sein könnte.

Die Entstehung des Universums

Das folgende Bild soll die Entwicklungsstadien des Universums verdeutlichen. Es dient nur der Illustration und ist nicht maßstäblich zu verstehen.

Die Kinderstube des Universums

Eine kleine Anmerkung am Anfang ... "Kinderstube" hört sich unseren Vorstellungen nach ein paar Jahren an. Tatsächlich sind die folgenden Beschreibungen, in diesem und den folgenden Abschnitten, in extrem kurzer Zeit abgelaufen. Sie unterscheiden sich aber so grundlegend, dass man sie getrennt betrachten muss!

Wie schon erwähnt war die Energiedichte des Universums in seiner Frühphase sehr hoch. Das bedeutet, dass auch die Energien der Teilchen im Mittel sehr hoch waren und daher ist die sehr frühe Phase des Universums nur Gegenstand von Theorien. Man vermutet, dass zum Zeitpunkt von etwa 10⁻⁴³ Sekunden nach dem Urknall die Temperatur einem Energieinhalt von 10³² K entsprechen würde. Bei dieser Energie kann noch nichts existieren, denn die Energie überragt alle uns bekannten Kräfte, die irgendwie Materie zusammenhalten können.

Die vier fundamentalen Wechselwirkungen (Grundkräfte der Physik) sind Gravitation, Elektromagnetismus, schwache Wechselwirkung, starke Wechselwirkung. Die starke Wechselwirkung, auch starke Kernkraft genannt, bindet die Quarks aneinander. Sie bewirkt damit den inneren Zusammenhalt von den schweren Teilchen Elementarteilchen, wie des Protons und Neutrons. Ist die umgebende Energie größer, so zerfallen solche Teilchen.

Die Inflation (Ausdehnung) des Universums

Während dieser sogenannten Inflation dehnte sich das Universum innerhalb von 10⁻³⁵ bis 10⁻³² Sekunden um einen Faktor zwischen 10³⁰ und 10⁵⁰ aus. Der Bereich, der dem heute beobachtbaren Universum entspricht, hätte dabei der Theorie zufolge von einem Durchmesser, kleiner als der eines Protons, auf etwa 10 cm expandieren müssen. Noch unklar ist die Ursache für das Ende der Inflation, denn inzwischen dehnt sich das Universum nicht mehr so schnell aus. Eine Vermutung ist, dass dies mit der Verringerung der Energiedichte zusammenhängen könnte, die dazu führte, dass nun die elementare Wechselwirkungen wie die Kernkraft wirken konnten und so eine Anziehung bestand.

Die Entstehung der Elementarteilchen

Nach Ende der Inflation, also nach etwa 10⁻³⁰ s, sank die Temperatur auf 10²⁵ K ab. Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der Teilchen. Die Temperatur war aber so hoch dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein Plasma aus freien Teilchen entstand.

Nach 10⁻⁶ s lag eine Temperatur von 10¹³ K vor. Quarks konnten nun nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu den schweren Elementarteilchen, zu denen auch die Bausteine der Atomkerne wie Protonen und Neutronen gehören.

Zu den Elementarteilchen gehören in der Physik nicht nur die für die Chemie wichtigen Elektronen, Neutronen und Protonen. Die Abbildung rechts (anklicken um sie größer zu sehen) zeigt eine Übersicht über die meisten der heute bekannten subatomaren Teilchen und ihre Klassifikation. Antiteilchen werden größtenteils nicht aufgeführt. Eine in der Physik gebräuchliche Einteilung der Teilchen geschieht in Fermionen, Baryonen, Mesonen und Bosonen, die wiederum Unterklassen haben. Das Teilgebiet der  Teilchenphysik  beschäftigt sich mit der Erforschung dieser Teilchen. Diese Teilchen bilden die Grundlage des sogenannten  Standardmodell  der Physik. Wer ein weitergehendes Interesse hat, kann die zwei verlinkten Wikipedia-Artikel lesen und die dort angebenen weiteren Links anschauen. Einen Einblick in die Teilchenphysik liefern immer wieder mal Fernsehsendungen, wie zum Beispiel diese Sendung von Quarks und Co, bei der man einen Einblick in den LHC am Cern erhält. Anlass war der Nachweis des Higgs-Teilchen das eine Lücke im Standard-Modell auffüllte.

Nach 10⁻⁴ s war die Temperatur auf 10¹² K gesunken und die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf einen kleinen Überschuss von einem Milliardstel der ursprünglichen Menge. Die Dichte sank dadurch auf 10¹³ g/cm³. Nach 1 s war eine Temperatur von 10¹⁰ K erreicht.

Erst nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10⁹ K, vereinigten sich Protonen und Neutronen zu ersten Deuterium-Atomkernen (also Wasserstoffatomkerne mit einem Neutron). Diese wurden größtenteils durch Kernfusion in Helium-4-Kerne umgewandelt.

Deuterium ist ein Isotop des Wasserstoffs, dessen Kern neben einem Proton noch ein Neutron enthält. Es hat also die Masse 3 u. Wird dem Deuterium ein Proton hinzugefügt, so entsteht auf einer Kernverschmelzung (Kernfusion) Helium.

Nach etwa 3 Minuten hatte die Temperatur und Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die spontane Kernfusion zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen.

Neutronen können zerfallen und bilden dabei negativ geladene Elektronen und positiv geladene Protonen. $n \rightarrow e ^- + p^+$

Insgesamt bildeten sich in den ersten drei Minuten zu 25 % Helium-4 und 0,001 % Deuterium sowie Spuren von Helium-3, Lithium und Beryllium. Die restlichen 75 % stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, also einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen.

Helium-4 ist eine Abkürzung für die ausführliche Schreibweise $_{2}^{4}\textrm{He}$. Wie im Periodensystem üblich steht unten die Anzahl der Protonen und oben die Masse. Die Anzahl der Elektronen spielt in der Teilchenphysik eigentlich keine Rolle. Die vorher schon beschriebene Kernfusion von Deuterium zu Helium-4 kann man so ohne Worte mit einer Kernreaktionsgleichung beschreiben: $_{1}^{3}\textrm{H} + _{1}^{1}\textrm{p} \rightarrow _{2}^{4}\textrm{He}$ oder $_{1}^{3}\textrm{H} + _{1}^{1}\textrm{H} \rightarrow _{2}^{4}\textrm{He}$

Die Entstehung der ersten Atome

Es dauerte etwa 400.000 Jahre, bis die Temperatur ausreichend abgesunken war, dass sich stabile Atome bildeten. Das heißt, dass die schon vorhandenen Kerne sich mit den ebenfalls vorhandenen Elektronen verbunden haben. Damit hat das Universum anfänglich nur aus Wasserstoff-, Helium- und nur sehr wenig Lithium- und Beryllium-Atomen bestanden.

Aufgabe 1 Wiederhole das einfache Kern-Hülle-Modell für die Atome und achte dabei auf folgendes: Welche Bestandteile hat das Atom? Was sind die Elementarteilchen im Atom und sie sind ihre Eigenschaften? Was sind Isotope?

Die Abkühlung fand übrigens nicht in allen Bereichen des Universums gleich schnell statt. Man weiß, dass in einigen Bereichen noch heißes Plasma vorherrschte. Dies erklärt auch das unterschiedliche Alter von Sternen und die Existenz von Gaswolken, aus denen sich noch keine Sterne gebildet haben.

Die ersten Sterne entstehen

Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die sich bereits durch Quantenfluktuationen während der Inflation entstanden sind, bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos.

Dabei begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte sich unter dem Einfluss der Gravitation noch mehr zu verdichten. Die kollabierenden Gaswolken an Wasserstoff und Helium verdichteten sich soweit, dass sich die ersten Sterne bildeten. Diese waren wesentlich massenreicher als unsere Sonne, so dass sie sehr heiß wurden. Zu "Lebzeiten" eines Sternes bilden sich durch Kernfusion aus den leichten Elementen Wasserstoff und Helium immer mehr schwerere Element-Atome aus denen noch schwerere gebildet werden können. Erst mit der Bildung von Eisen stockt die Kernfusion, denn eine Verschmelzung von Eisenatomen liefert keine Energie mehr.

Sterne bilden im Laufe ihres Lebens durch Kernfusion immer weitere, schwerere Elemente bis hin zum Eisen. Damit sind Sterne die Geburtsstätten der meisten Elemente.

Wegen ihrer großen Masse war die Lebensdauer dieser Sterne mit 3 bis 10 Millionen Jahren relativ kurz, sie explodierten in einer Supernova und während diesen Explosionen wurden durch Neutroneneinfang Elemente schwerer als Eisen gebildet (z. B. Uran) und gelangten so in den interstellaren Raum, wo sie sich verteilten.

Der Explosionsdruck wirkte sich auch auf benachbarte Gaswolken aus, die dadurch schneller neue Sterne hervorbringen konnten. Da die mit Metallen angereicherten Gaswolken schneller auskühlten, entstanden massenärmere und kleinere Sterne mit schwächerer Leuchtkraft, aber von längerer Lebensdauer. Es bildeten sich die ersten Kugelsternhaufen aus diesen Sternen, und schließlich daraus die ersten Galaxien. Die so entstandenen Sterne ziehen nach und nach die herumfliegenden Elemente und sammeln sie zu einer Protoplanetaren Scheibe, wo sich unter günstigen Bedinungen Planeten bilden können.

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  Schwarze Flecken am Himmel zeigen Bereiche mit hoher Dichte, die das Licht der dahinterliegenden Sterne verschlucken.

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  Etwas unterhalb der Bildmitte sieht man einen Protostern, der senkrecht zu einer protostellaren Scheibe einen Jet ausstößt

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  Die Nebel um den extrem massereichen Stern Eta Carinae entstanden durch Eruptionen.

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  Das Hubble-Teleskop hat hier Protoplanetare Scheibe um den noch jungen Stern HL Tauri aufgenommen.

Ein Stern wird geboren

Verdeutlichung verschiedener Stern-Typen und deren Größen: Bellatrix als Blauer Riese, Algol B als Roter Riese eines Doppelsystems, die Sonne, der Rote Zwerg OGLE-TR-122b, sowie die Gasriesen Jupiter und Saturn

Sterne entstehen ja aus dichten Gaswolken, wobei stets mehrere Kräfte wirken. Am wichtigsten ist die Gravitation, die durch ihre anziehende Wirkung dafür sorgt, dass sich die Teilchen sich immer weiter zusammenziehen. Diesem Kollaps wirkt hauptsächlich die thermische Energie, also die Eigenbewegung der Teilchen, entgegen, die diese aufgrund ihrer Temperatur besitzen. Was dann passiert hängt davon an, welche diese beiden Kräfte überwiegt.

Überschreitet die Menge der Materie eine kritische Masse wird die Gravitation zu groß und die thermische Bewegung der Teilchen reicht nicht aus, so folgt unweigerlich der Kollaps und es findet eine Verdichtung statt. Während dieses Kollapses wird Gravitationsenergie in thermische Energie umgewandelt und so kommt es irgendwann dazu, dass ein Gleichgewicht aus Gravitationskraft und thermischer Energie zustande kommt. Durch die später nach innen stürzenden weiter außen liegenden Bereiche der Materiewolke aber kommt es aber zu einer weiteren Verdichtung, die dann quasi die Kernfusion einleitet. Mit der Kernfusion entsteht Energie, die dazu beitragen kann, dass sich ein stabiles Gleichgewicht aus der Gravitationskraft und thermischer Energie einstellt.

Diese erste Phase der Sternentstehung vom Kollaps bis hin zur Bildung eines ersten Kerns des Sterns dauert rund 10.000 Jahre.

Die Beschreibung hier scheint recht klar und problemlos. Tatsächlich wird nicht aus jeder Materieansammlung im Weltall ein Stern. Wichtig ist vor allem die Masse, die bestimmt, ob und was für eine Art von Stern entstehen kann.

Was in einem Stern genau passiert

Die meisten Sterne haben eine Kernregion, in der durch Kernfusion Energie freigesetzt wird.

Die Temperatur und Dichte des Kerns sind notwendig, um eine Kernfusionsrate zu unterhalten und damit den Rest des Sterns zu stützen. Eine Reduktion der Energiefreisetzung würde dazu führen, dass sich die darüberliegenden Masse zusammenzieht, und Temperatur und Druck für die Kernfusion würden wieder erhöht. Ebenso würde eine Erhöhung der Energieproduktion dazu führen, dass der Stern expandiert und der Druck auf den Kern nachlässt. So bildet der Stern ein sich selbstregulierendes System in einem sogenannten hydrostatischen Gleichgewicht, welches während einem langen Zeitraum stabil ist.

In der ersten Lebensphase des Sterns findet das sogenannte Wasserstoffbrennen statt. Damit wird die Kernfusion von Protonen, also den Atomkernen der einfachsten Wasserstoff-Isotops bezeichnet, die im ja auch zu Beginn des Universums den größten Anteil ausmachten. Als Produkt entsteht Helium bzw. Heliumkerne. Es gibt mehrere Möglichkeiten wie die Protonen in mehreren Zwischenschritten zu Heliumkernen reagieren können. Zwei vereinfachte Kernreaktionen könnte zum Beispiel sein:

$_{1}^{1}\textrm{H} + _{1}^{2}\textrm{H} \rightarrow _{2}^{3}\textrm{He} + \gamma$ $_{1}^{2}\textrm{H} + _{1}^{3}\textrm{p} \rightarrow _{2}^{4}\textrm{He} +_{0}^{1}\textrm{n}$

Übrigens ist der Massendefekt bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium größer als bei allen folgenden Fusionsreaktionen und somit bezüglich der Energieausbeute am ergiebigsten. Die nächste Stufe stellarer Fusionsreaktionen, das Heliumbrennen, setzt pro erzeugtem Kohlenstoffkern nur noch etwa ein Zehntel davon frei.

Brennmaterial	Brennvorgang	Temperatur in  Millionen Kelvin	Dichte (kg/cm³)	Brenndauer
H	Wasserstoffbrennen	40	0,006	10 Millionen J.
He	Heliumbrennen	190	1,1	1 Million Jahre
C	Kohlenstoffbrennen	740	240	10.000 Jahre
Ne	Neonbrennen	1.600	7.400	10 Jahre
O	Sauerstoffbrennen	2.100	16.000	5 Jahre
Si	Siliciumbrennen	3.400	50.000	1 Woche
Fe-Kern	Supernova = Kernfusion schwerster Elemente	10.000	10.000.000	-