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ScienceSource.info / Artikel / Astrophysik

Heißer Urknall

Nach dem sogenannten "heißem Urknall" ("big bang") vor ca. 1,5*1010 Jahren entstanden Atome, zu 74% H und 26% He. Wie dass?
Nach dem Urknall war die erste Ära, die rund 1*10-4 Sekunden dauerte, die in der Quarks entstanden. Die Quarks und ihre Antiteilchen, die Antiquarks, sie haben auch eine besondere Eigenschaft, des do mehr man diese zusammendrückt, desto geringer wird nämlich ihre gegenseitige Wechselwirkung, daher hatten sie damals auch praktisch keine Wechselwirkung miteinander, da das Universum noch sehr klein und sehr Energiereich war. Dann sind aber die Abstände zwischen ihnen so groß geworden, das die zwischen ihnen herrschenden Kräfte so groß wurden, dass sie Hadronen bildeten. Unter dem Namen Hadronen fasst man die baryonischen Elementarteilchen zusammen.
Dann folgte, wie sollte es anders sein, die Hadronen-Ära, die etwa 1*10-3 Sekunden dauerte, und in der die Temperatur von 1*1014 auf rund 1*1013 Kelvin abkühlte, und in der die Dichte von 1*1013 auf 1*1010 kg/cm3 abfiel. 10 Millionen Tonnen pro cm3 entspricht in etwa der Dichte eines Atomkerns, und so Wechselwirken die Hadronen, etwa 50% Neutronen und 50% Protonen entstehen. Doch die Temperatur ist weiter abgesunken, daher reicht die Energie der Photonen bald nicht mehr aus, um durch Aufspaltung verschiedene Teilchen und Antiteilchen zu erzeugen und umgekehrt nimmt daher auch die Paarvernichtung ab. Die Zahl der Photonen und der Teilchen bzw. Antiteilchen gleicht sich in der Hadronen-Ära an. Am Ende zerstrahlen allerdings alle Teichen, wobei die zahl der Photonen zu nimmt. Da es allerdings heute noch Teilchen gibt, muss es schon damals mehr Teichen als Antiteilchen gegeben haben, aber nur um einen kleinen Bruchteil mehr, auf rund 1*109 Paare kam ein zusätzliches Hadron.
Als dann die Leptonen-Ära begann, die vergleichsweise ewig lange dauerte, nämlich 10 Sekunden, was an der vergleichsweise kleinen Ruhemasse des Elektrons liegt, war die Paarerzeugung von Elektronen und Positronen wesentlich, hierfür reicht nämlich eine rund 2*103 mal geringere Energie aus, als für Hadronen. Das Universum ist noch immer relativ einfach zu beschreiben, denn es befindet sich noch im thermischen Gleichgewicht. Es kommt auch nur auf rund 1*109 Photonen ein Hadron. Die Energiedichte der Strahlung ist durch das Plancksche Strahlungsgesetzt des schwarzen Körpers als Funktion der Temperatur festgelegt, durch die Expansion verändert sich die dritte Potenz der Temperatur umgekehrt wie das von einer gewissen Menge Materie eingenommene Volumen. Anfangs gab es noch ein Gleichgewicht zwischen Paarerzeugung und -vernichtung, und Neutronen können noch leicht in Protonen umgewandelt werden, so wie umgekehrt, da ein Proton und ein Elektron ein Neutron und ein Elektronneutrino ergibt. Später , gegen ende der ersten Sekunde, macht sich deutlich bemerkbar, das die Umwandlung von Protonen in Neutronen energetisch etwas ungünstiger ist, so ist die Zahl der Protonen schon drei mal so hoch. Das Universum hat nur mehr eine Temperatur von rund 1*1010 Kelvin und eine Dichte von 5*102 kg/cm3. Das Universum wird jetzt durchsichtig für Neutrinos, sprich sie können bereits größere Strecken zurücklegen, bevor sie mit einem Teilchen Wechselwirken, daher muss es noch heute eine große Anzahl von Neutrinos und Antineutrinos geben, mehrere tausend pro cm3. Am Ende der Leptonen-Ära hat das Universum nur mehr rund 3*109 Kelvin, die Energie reicht daher nicht mehr aus, für die Paarerzeugung. Die Positronen vernichten sich mit den Elektronen, was wieder überbleibt ist ein geringer Überschuss an Elektronen, von dem die Ladung der der Protonen gleicht.
Das Universum besteht nun fast nur aus Photonen, deren Energie mit der Expansion weiter abnimmt, während die Energie der Materie, die nun fast völlig durch ihre Ruhemasse gegeben ist, sich nicht mehr wesentlich ändert. Es gibt zwar Kernreaktionen, es entstehen Deuteriumkerne, doch diese zerfallen sofort wieder, auf grund der Stoßpartner.
Die Fusions-Ära unterbricht die Photon-Ära nach etwa 2,4*102 Sekunden, und dauert selbst etwa 1,8*103 Sekunden. Deutoriumkerne entstehen jetzt, und zerfallen nicht so fort wieder, über Tritium und Helium-3 entstehen auch stabile Atomkerne von Helium-4. Alle freien Neutronen werden in Heliumkernen gebunden, und da freie Neutronen nach einer Halbwertszeit von ca. 660 Sekunden zerfallen, gibt es nur mehr 13% Neutronen. Das erklärt auch die oben beschriebenen 26% He, denn 2*13 ist 26. Schwerere Atomkerne als Helium sind damals nicht entstanden, sondern erst in bestimmten Sternentwicklungsphasen produziert worden.
In der heute noch andauernden Materie-Ära ist die Temperatur auf einen heutigen durchschnitt von 2,6 Kelvin gesunken, die wir in Form der Kosmischen Hintergrundstrahlung sehen. Am Anfang verbanden sich Atomkerne mit den Elektronen zu Atomen, diese Entkopplung hat eine weitere wichtige Konsequenz, bisher waren die Materieteilchen in die Strahlung eingebettet, die mittlere kinetische Energie der Materie entsprach der mittleren Photonenenergie, und wegen der großen Photonenzahl war der Druck des Gemisches durch den Strahlungsdruck bestimmt. Dieser hohe druck führte dazu, das Dichtefluktuationen sich immer wieder ausglichen. Nach der Entkopplung dagegen ist die Materie nur noch von einem sehr viel kleinerem Druck bestimmt, und die Fluktuationen können sich unter dem Einfluss der Gravitation verstärken. Die erste Fragmentation führte zu den Superhaufen, weitere zu Galaxienhaufen, und eine dritte Fragmentation führte schließlich zu Gaswolken von der Größe der einzelnen Galaxien.
Version 3.2      © 2001-2008 Harald Wolfsgruber