Wie groß war das Universum 1 Sekunde nach dem Urknall

Das ist der momentane Stand der Wissenschaft in Bezug auf Geburt und Entwicklung unseres Universums. Einige Vermutungen sind noch nicht hundertprozentig gesichert und müssen zukünftig vielleicht berichtigt werden - und es gibt sogar einige ungewöhnliche Modelle, die eine völlig andere Herangehensweise an die Auslegung der Geschichte unseres Universums haben. Doch die überzeugendste und allgemein akzeptierte Hypothese ist unter Wissenschaftlern die Urknall-Theorie, wie sie in diesem Artikel beschrieben wird. Mit dieser Information im Hinterkopf fangen wir also an bei 13,8 Milliarden Jahren vor unserer Zeit.

0 s - 15 min: Urknall, kosmische Inflation und Entstehung von Materie

Versuchen wir gar nicht erst zu beantworten, was den Urknall ausgelöst hat; das ist vielleicht eine Frage, die wir niemals mit absoluter Sicherheit werden beantworten können. Nehmen wir einfach den Urknall als Ausgangspunkt unserer Geschichte.

Vom Urknall bis heute, Bildmaterial: NASA

Innerhalb der allerersten Sekunde seiner Existenz durchlief das Universum bereits verschiedene Epochen. In der anfänglichen Planck-Ära war das gesamte Universum in einem Gebiet komprimiert, das kleiner war als Ihre Fingerspitze. An diesem Punkt waren die Temperaturen so hoch, dass alle vier fundamentalen Kräfte oder Grundkräfte (Gravitation, Elektromagnetismus, schwache und starke Wechselwirkung) in einer einzigen fundamentalen Kraft, der Urkraft vereint waren. Die Planck-Ära endete etwa 10-43 Sekunden nach dem Urknall. Wir wollen nicht allzu sehr ins Detail gehen, aber nach ein paar weiteren Epochen (Epochen der Großen vereinheitlichten Theorie (kurz GUT-Ära), der schwachen Kernkraft und der Quarks-Ära war das Universum 10-6 Sekunden jung (eine millionstel Sekunde) und die Urkraft spaltete sich in die Formen der fundamentalen Kräfte, wie wir sie heute kennen, auf.

Vergessen wir nicht eine weitere wichtige Epoche während dieses allerersten Zeitabschnitts: die Inflationsepoche. Dies war eine Ära gewaltiger Expansion des jungen Universums, in welcher sich dessen Volumen geschätzt um den Faktor 1078 vervielfachte. Diese Ära endete 10-32 Sekunden nach dem Urknall und das Universum besaß nunmehr etwa die Größe einer typischen Galaxie. Das heißt aber nicht, dass die Ausdehnung des Universums ganz aufhörte, es verringerte sich lediglich dramatisch dessen Expansionsrate. Tatsächlich dehnt sich das Universum bis zum heutigen Tag weiter aus.

Die schlagartige Expansion hatte die Temperatur 10-6 Sekunden nach dem Urknall ausreichend verringert, dass Quarks entstehen konnten und stabil waren. Das Universum bestand bis 10-5 Sekunden aus einer "Quark-Suppe", das heißt aus einer Ansammlung der Grundbausteine der Materie (Quarks, Leptonen, Antileptonen, Gluonen und extrem hochenergetische Strahlung). Aber nach 10-5 Sekunden hatte sich das Universum noch mehr ausgedehnt und dadurch weit genug abgekühlt, so dass aus der Quark-Suppe stabile Protonen und Neutronen entstanden.

Etwa eine Sekunde nach dem Urknall gingen die Temperaturen auf zirka das Tausendfache der Werte im Kern unserer Sonne zurück. Man würde jetzt erwarten, dass die Protonen zu schwereren Elementen verschmelzen, da wir alle Zutaten für eine Kernfusion haben: Protonen und Neutronen bei hohen Temperaturen und hoher Dichte (wie in unserer Sonne, die bei Temperaturen von mehr als 15 Mio K in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium verschmilzt). Aber wir müssen aufgrund des ungeheuren Anteils hochenergetischer Strahlung im frühen Universum noch ein paar Minuten auf dieses Ereignis warten. Sobald die erste Stufe der Kernfusion in Richtung schwererer Elemente einsetzt (Fusion eines Protons und eines Neutrons zu Deuterium), wird das Deuterium sofort von der hochenergetischen Strahlung gespalten und zurück bleiben wieder nur Protonen und Neutronen.

Erst einige Minuten nach dem Urknall haben Temperatur und Dichte weit genug abgenommen, um der Ära der Kernsynthese den Weg zu bereiten. Jetzt kann ein gewisser Anteil der Wasserstoffkerne (Protonen) zu Helium verschmelzen, ohne sofort wieder zerstört zu werden. Schließlich - ungefähr 15 bis 20 Minuten nach dem Urknall - als die Temperaturen weit genug gesunken waren, um eine weitere Kernfusion zu verhindern, blieb ein Universum, das sich, bezogen auf den Massenanteil, grob geschätzt zu drei Vierteln aus Wasserstoff und zu einem Viertel aus Helium zusammensetzte (zählt man die atomaren Anteile, besteht es dann aus zirka 92% Wasserstoffatomen und 8% Heliumatomen). Es gab auch Spuren anderer Elemente (hauptsächlich Lithium und einige radioaktive Isotope), doch bis die ersten Sterne Millionen Jahre später entstanden, bestand das Universum zu 99,999999% aus Wasserstoff und Helium.

Die Expansion des Universums. Quelle: Take 27 LTD/SPL.

Apropos, rätseln Sie, warum sich das Universum während seiner Expansion abkühlt? Der Grund ist ziemlich simpel: mit der Expansion des Universums werden auch die Wellenlängen der Strahlung "auseinander gezogen" und verlieren dadurch Energie. Langwellige Strahlung (z.B. sichtbares Licht) besitzt weniger Energie als Strahlung mit kurzer Wellenlänge (wie Röntgenstrahlung). Jedesmal wenn das Universum seine Größe verdoppelt, verringert sich seine Temperatur um die Hälfte. Darüberhinaus ändert sich auch seine Dichte: eine Verdoppelung der Größe führt zu einem Rückgang der Materiedichte auf ein Achtel des Ausgangswerts. Somit fällt die gesamte Energiedichte des Universums mit jeder Verdoppelung seiner Größe um den Faktor 16.

15 min - 380 000 Jahre: Teilchensuppe, Rekombination und kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB)

Während die ersten 15 Minuten der Existenz des Universums richtig ereignisreich waren, passierte nichts wirklich wichtiges - abgesehen von weiterer Abkühlung und Expansion - im Laufe der folgenden Hunderttausenden von Jahren. 380 000 Jahre nach dem Urknall ist das Universum nach wie vor eine "Teilchensuppe" aus Atomkernen und frei beweglichen Elektronen. Dieses Universum ist immer noch undurchsichtig, da jede Strahlung an den freien Protonen und Elektronen in alle Richtungen gestreut wird.

Um diese Zeit wurde das Universum kalt genug (etwa 3000 Kelvin), so dass Elektronen und Atomkerne sich zu neutralen Atomkernen zusammenschließen könnten. Dieser Prozeß wird Rekombination genannt. Von diesem Zeitpunkt an wurde das Universum für eine große Bandbreite an Wellenlängen durchsichtig. Da sich die Strahlung nun ungehindert im Raum ausbreiten kann und nicht mehr gestreut wird, sind wir in der Lage die zu der damaligen Zeit (380 000 Jahre nach dem Urknall) freigesetzte Strahlung sogar heute noch zu messen! Entsprechend der weiteren Ausdehnung des Weltalls vom angesprochenen Zeitpunkt bis heute wurden die Wellenlängen der Strahlung in Richtung größerer Wellenlängen (sog. Rotverschiebung), namentlich zu Mikrowellen gedehnt. Heutzutage können wir Mikrowellenstrahlung aus jeder Himmelsrichtung beobachten, ganz gleich wohin wir schauen. Diese Strahlung wird kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB), manchmal auch nur kurz kosmische Hintergrundstrahlung genannt. Sie ist ein Überbleibsel des Urknalls selbst!

Gas und Plasma, Quelle: Max-Planck-Institut für Plasmaphysik

Es gibt auch einen Nachteil: diese CMB bildet eine "Mauer" für jede Beobachtung, die wir heute durchführen können. Man kann sich das an unserer Sonne vor Augen führen. Wir werden niemals dazu in der Lage sein, uns von außen ein Bild vom Zentrum der Sonnen zu machen, da die inneren Schichten der Sonne lichtundurchlässig sind. Warum ist die Sonne undurchsichtig? Die hohen Temperaturen in ihrem Inneren bewirken eine Trennung der Elektronen von den Atomkernen (d.h. Ionisation), wodurch wir wieder bei einer lichtundurchlässigen Suppe aus Protonen und Elektronen landen. Jegliches Licht wird unzählige Male in alle Richtungen gestreut, bevor es die Oberfläche der Sonne nach einer mehr als 100 000 Jahre dauernden Reise erreicht. Das Gleiche gilt für die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung: wir können die CMB selbst sehen, aber wir werden niemals hinter diese "Mauer" sehen können. Daher können wir leider nicht weiter zurück sehen als bis zum Zeitpunkt von 380 000 Jahren nach dem Urknall... und es gibt keine Hoffnung, dass wir mit besseren Teleskopen eines Tages fähig sein könnten, Bilder vom Urknall selbst zu sehen. Immerhin sind wir in der Lage auf 99,997% der Zeit zurückzublicken, die das Universum existiert, weil wir die Überbleibsel des Urknalls sehen können. Und das ist eine großartige Leistung!

Da die Rekombination sich nicht schlagartig ereignete, besitzt die "CMB-Mauer" in Wirklichkeit eine "Wandstärke" von ungefähr 100 000 Lichtjahren. Die kosmische Hintergrundstrahlung zeigt uns durch winzige Fluktuationen in Temperatur und Dichte ein Bild über den Zustand des Universums 380 000 Jahre nach dem Urknall. Diese Schwankungen verstärkten sich später und führten zur Entstehung der ersten Sterne und Galaxien. Die Strahlung besitzt ihr Maximum bei einer Wellenlänge, die einer mittleren Temperatur von weniger als drei Grad über dem absoluten Nullpunkt (2,725 K) entspricht und wobei die Schwankungen lediglich wenige hundert Mikrokelvin (µK), d.h. weniger als 0,001 K betragen.

Himmelskarte in Rundumsicht mit den Temperaturschwankungen der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung. Lassen Sie sich nicht durch die verschiedenen Farben verwirren: die Temperaturunterschiede sind in diesem Bild stark überhöht dargestellt. Die Spannweite der Temperatur beträgt gerade einmal ± 0,0002 K. Quelle: NASA / WMAP Science Team

2,725 K ist die Temperatur, die dem Maximum der Strahlung entspricht; tatsächlich besteht die Strahlung aus vielen verschiedenen Wellenlängen. Die CMB verhält sich wie ein Schwarzer Körper und jeder Schwarze Körper bzw. Schwarze Strahler emittiert Strahlung in einem weiten Bereich von Wellenlängen.

Jeder Körper mit einer bestimmten Temperatur emittiert Strahlung in vielen verschiedenen Wellenlängen. Das Strahlungsmaximum für einen Körper von beispielsweise 3000 K liegt bei einer Wellenlänge von 1 µm. Auch unsere Sonne ist ein Schwarzer Strahler, dessen Oberflächentemperatur in etwa 5777 K beträgt. Das ist auch der Grund, weshalb sie die meiste Strahlung im ultravioletten und sichtbaren Teil des Spektrums emittiert. Quelle: Wikimedia Commons user Sch, von Sun.org modifiziert

Nebenbei bemerkt, lassen Sie sich nicht von den oben erwähnten 3000 K (der Temperatur des Universums ca. 380 000 Jahre nach seiner Entstehung) und den 2,725 K (der Temperatur der CMB, die wir heute messen) irritieren. Der Unterschied ergibt sich aus der Expansion des Universums, welche die Wellenlänge der Strahlung bis zum gegenwärtigen niedrigen Temperaturwert gedehnt hat. Dieser Prozess wird sich die nächsten Milliarden Jahre fortsetzen, da sich das Universum weiter ausdehnt. Die Wellenlängen der kosmischen Hintergrundstrahlung werden weiter und weiter wachsen, oder anders ausgedrückt, die gemessenen Temperaturen werden stetig fallen.

380 000 - 380 Mio. Jahre: Dunkles Zeitalter

Das Dunkle Zeitalter ist eine Ära, in welcher das Universum für viele Wellenlängen bereits transparent war, aber noch keine Sterne entstanden waren. Es gab also noch kein Sternenlicht, das wir heute beobachten könnten. Die genaue Dauer des Dunklen Zeitalters ist noch nicht hinreichend bekannt. Wir haben deshalb 380 Mio. Jahre angesetzt, da kürzlich in einer Entfernung von 13,37 Milliarden Lichtjahren eine Galaxie mit der Bezeichnung UDFj-39546284 entdeckt wurde, die bereits etwa 380 Millionen Jahre nach dem Urknall existierte. Warten wir bis das James-Webb-Weltraumteleskop am Himmel ist. Dieses Teleskop wird die beobachtbare Grenze für die entferntesten Galaxien noch weiter in Richtung Vergangenheit verschieben.

Quelle: NASA/WMAP Science Team

380 Mio. Jahre: Reionisierungsepoche oder das Ende des Dunklen Zeitalters

Obwohl das Universum um das Jahr 380 000 bereits für Licht mit größerer Wellenlänge, wie Infrarotstrahlung und Radiowellen, durchlässig geworden war, galt dies noch nicht für sichtbares Licht. Das Universum bestand aus (elektrisch) neutralen Atomen, die für sichtbares Licht undurchlässig sind. Ähnlich verhält es sich mit der Dunkelwolke Barnard 68, die hauptsächlich aus neutralem Gas besteht.

Die Wolke Barnard 68 lässt sichtbares Licht nicht durch. Quelle: NASA.

Aber mit der Geburt der ersten Sterne im Universum änderte sich das: sie emittierten eine starke UV-Strahlung, die begann Elektronen aus den neutralen Atomen wegzustoßen. Dieser Prozess wird Reionisierung genannt und er führte zu einem Universum, das endlich auch für sichtbares Licht durchlässig ist. Der Reionisierungsprozess wird wunderbar im folgenden Video veranschaulicht:

Reionisierung des Universums
Video: Nick Gnedin - https://home.fnal.gov/~gnedin/

Diese jungen Sterne beendeten schließlich die Epoche des "Dunklen Zeitalters", was mehr oder weniger zu dem Universum führte, wie wir es heute kennen.

600 Mio. Jahre: Die ersten Sterne der Milchstraße entstehen

Die ältesten Sterne der Milchstraße entstanden zu etwa dieser Zeit. Der Stern HE 1523-0901 wurde im Halo der Milchstraße entdeckt und zeigt, dass die Milchstraße bereits in einem frühen Stadium des Universums Materie ansammelte.

5 Milliarden Jahre: Entstehung der galaktischen Scheibe der Milchstraße

Beinahe 5 Mrd. Jahre nach der Bildung des galaktischen Halos entwickelte die Milchstraße ihre, aus verschiedenen Spiralarmen bestehende Scheibenform. Wir wissen dies, da die ältesten, beobachtbaren Sterne in der Scheibe der Milchstraße ein Alter von 8,8 Mrd. Jahren besitzen und folglich etwa 5 Mrd. Jahre nach dem Urknall entstanden.

9,3 Milliarden Jahre: Entstehung unseres Sonnensystems

Unsere Sonne und das gesamte Sonnensystem wurden aus einer kollabierenden Gas- und Staubwolke gebildet.

10 Milliarden Jahre: Erstes Leben auf der Erde

Die ersten paar hundert Millionen Jahre auf der Erde waren grob. Gewaltige Asteroiden und Kometen krachten auf die Erde; sogar ein Planet von der Größe des Mars könnte mit der Erde zusammengestoßen sein, wodurch es zur Entstehung unseres Mondes kam (Kollisionstheorie). Die Erdoberfläche war vollständig geschmolzen; keine Lebensform, die wir kennen, könnte sich unter diesen Bedingungen entwickeln. Doch nach ungefähr 500 bis 600 Mio. Jahren beruhigten sich die Dinge und die Erde konnte gemäßigte Temperaturen und Wasser bieten. Überraschung: wenig später entwickelte sich das erste Leben auf der Erde. Ein ziemlich schneller Sieg der Natur! Man stelle sich nur die 10 Milliarden Planeten in der bewohnbaren Zone allein in unserer Milchstraße vor... wer würde sich nicht fragen, wieviel Leben da draußen im Universum existieren könnte. Wer weiß, vielleicht könnte bereits eines der Teleskope der nächsten Generation dazu in der Lage sein, Moleküle in der Atmosphäre eines anderen Planeten aufzuspüren, die nur durch einen biologischen Prozess hervorgebracht werden konnten (sog. Biomarker, wie beispielsweise O2 in hoher Konzentration)!

11,7 Milliarden Jahre: Vielzelliges Leben entwickelt sich

Vielzelliges Leben hat sich nun auf der Erde entwickelt... aber nicht etwa nur einmal; es entwickelte sich wenigstens 25–mal unabhängig voneinander.

13,3 Milliarden Jahre: Kambrische Explosion

Vor ungefähr 542 Mio Jahren entwickelten sich all wesentlichen Tierstämme in einer relativ kurzen Zeitspanne von weniger als 20 Mio Jahren.

13,7 Milliarden Jahre: Chicxulub-Ereignis

Vor zirka 65 Mio. Jahren verursachte ein gigantischer Meteoriteneinschlag die Auslöschung der Dinosaurier und machte so den Weg frei für die Entwicklung von Primaten zu einer höhererentwickelten Form, als dies unter der Herrschaft der überlegenen Dinosaurier möglich gewesen war. Aus einer rattenähnlichen Spezies entwickelte sich dann eine reihe anderer Arten, u.a. auch der...

13,8 Milliarden Jahre: Homo sapiens

Endlich, da sind wir! Hoffen wir, dass der Homo sapiens intelligent genug ist, sich nicht selbst zu vernichten und dass er fähig ist, unseren Planeten und dessen Flora und Fauna, die die Erde mit uns teilt, zu bewahren. Es steckt viel zu viel Mühe und Arbeit in allem, vom Urknall bis heute, um eine Zerstörung des Ganzen zu riskieren.

Wie groß war das Universum vor dem Urknall?

Wie schnell hat sich das Universum nach dem Urknall ausgedehnt?

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Was geschah in der ersten Sekunde nach dem Urknall?