Kosmologie

Astronomie

Kosmologie

  • Woher kommt die Hintergrundstrahlung?
  • Was ist die kosmische Rotverschiebung?
  • Was ist Dunkle Materie …
  • … und was Dunkle Energie?
  • Was versteht man unter dem Standardmodell?

Heiße Anfangsphase

nach einer Darstellung des Albert Einstein-Instituts

Wenn sich das Universum immer weiter ausdehnt und die Abstände zwischen den Galaxien immer größer werden, dann ergibt sich umgekehrt, dass die Galaxien in der Vergangenheit sehr viel dichter beieinander gelegen haben müssen als heutzutage.

Wie die Expansion im einzelnen stattgefunden hat, ergibt sich in den Modellen der relativistischen Kosmologie aus den Einstein-Gleichungen, welche die Eigenschaften der Materie und der Raumzeit-Geometrie miteinander verknüpfen. Für realistische Materiemodelle ergibt sich das Bild nicht nur eines Universums, in dem die Galaxien näher beieinander lagen, sondern viel extremer: In noch fernerer Vergangenheit war das Gas der Galaxien so dicht zusammengepresst, dass ein heißes Plasma aus Atomkernen und Elektronen den Kosmos erfüllte, ja, noch unglaublicher: Diese Modelle sagen einen konkreten Anfangspunkt des Universums voraus, der Urknall genannt wird und einem bizarren Anfangszustand unendlicher Dichte entspricht.

Im Folgenden wird diese Heiße Phase beschrieben, wohl wissend, dass es lediglich eine Beschreibung, aber keine Erklärung ist.

0 Sekunden Urknall Aussagen vor der ersten Millionstel Sekunde überlassen wir Wissenschaftlern, die sich mehr als wir damit befasst haben, da die Überprüfbarkeit hier natürliche Grenzen hat.
ca. 1 Millionstel Sekunde Entstehung von Kernteilchen Vor diesem Zeitpunkt war die Temperatur des frühen Universums so hoch, dass selbst die Quarks in einer brodelnden Kernmateriesuppe frei durcheinander flogen. Erst jetzt schließen sie sich zu den Kernteilchen zusammen, zu Protonen und Neutronen.
bis ca. 1 Sekunde Vernichtung der Antimaterie Auch nach Entstehung der Kernteilchen war die Temperatur des Universums hoch genug für ein Gemisch aus Teilchen, ihren Antiteilchen und Strahlung. Antiteilchen sind gewissermaßen die Spiegelbilder der Materieteilchen. Wenn sich Antimaterie und Materie begegnen, etwa ein Proton und ein Anti-Proton, dann können sie sich in einem Blitz von elektromagnetischer Strahlung vernichten. Im frühen Universum kam es laufend zu dieser Art von Vernichtung von Teilchen und Antiteilchen, aber ebenso oft zur Entstehung eines Teilchen-Antiteilchen-Paars aus Strahlung. Mit weiterer Ausdehnung und Abkühlung des Universums besitzt die Strahlung allerdings nicht mehr genügend Energie, um massereiche Teilchen-Antiteilchen-Paare zu erzeugen. Letztendlich kommt es zur Vernichtung aller Antimaterie - übrig bleiben energetische Strahlung und ein winziger Materieüberschuss. Aus diesem winzigen Überschuss besteht alle Materie, die wir um uns herum wahrnehmen, von der Erde bis hin zu fernen Galaxien.
bis ca. 3 Minuten Entstehung leichter Atomkerne Zu dieser Zeit fügen sich die ersten Protonen und Neutronen zu stabilen leichten Atomkernen zusammen, etwa den Kernen von Deuterium, Helium und Lithium. Die Vorhersagen der Urknallmodelle, ein wie großer Anteil dieser Kernsorten im frühen Universen entstanden sein sollten, lassen sich mit den heutigen astronomischen Beobachtungen vergleichen und liefern damit einen Test, den die Urknallmodelle sehr gut bestehen.
ab 300 000 Jahre Entkopplung von Strahlung und Materie Vor diesem Zeitpunkt war das Universum ein Tohuwabohu von Strahlung einerseits und Materie wie Kernteilchen und Elektronen andererseits. Stabile Atome aus Kernen und Elektronenhülle konnten sich nicht bilden, da Atome von der hochenergetischen Strahlung immer wieder auseinandergerissen wurden. Erst jetzt ist die Temperatur und damit die Energie der Strahlung soweit gefallen, dass stabile Atome entstehen. Fortan bleibt die betreffende Strahlung im Hintergrund, tritt kaum noch in Wechselwirkung mit der Materie und kühlt mit der Expansion des Universums immer weiter ab.
ab ca. 100 Mio. Jahre Entstehung von Galaxien Bereits kurz vor der Entkopplung von Strahlung und Materie hatte die Materie begonnen, unter Einfluss der gegenseitigen Schwerkraft zu verklumpen. Dabei entstanden Gebiete leicht höherer Dichte und die Verklumpung setzte sich fort, bis bereits etwa 100 Millionen Jahre nach dem Urknall - der genaue Zeitpunkt ist nicht gewiss - die ersten Protogalaxien entstanden, Vorläufer der heutigen Galaxien.
ca. 14 Milliarden Jahre Heute Rund 14 Milliarden nach dem Urknall formulierte Albert Einstein seine Allgemeine Relativitätstheorie - und gab den Forschern damit ein Werkzeug an die Hand, das es ermöglicht, die Geschichte unseres Universums bis zur heißen Phase zurückzuverfolgen.

Pulsationsveränderliche

Sterne sind keine statischen Gebilde. Im Sterninneren fusionieren kleinere Atomkerne zu größeren. Die dabei frei werdende Energie gelangt zur Oberfläche des Sterns und wird dort abgestrahlt. Durch die Fusion ändert sich die Zusammensetzung des Sterns und der begrenzte Vorrat an “Brennstoff” bestimmt die endliche Lebensdauer des Sterns.
Es wirken auf die Sternhülle zwei Kräfte, die Schwerkraft, die den Stern zu kontrahieren versucht, und die durch den Strahlungsdruck bedingte nach außen wirkende Kraft.
Die nach außen wirkende Kraft wird durch zwei Effekte bestimmt:

1. Die Energieerzeugungsrate im Sterninneren, also die Menge der zur Verfügung stehenden Strahlungsleistung.
Je größer die Strahlungsleistung, um so größer der Strahlungsdruck.
2. Die Durchlässigkeit der äußeren Schichten für die Strahlung.
Je undurchlässiger die äußeren Schichten für die Strahlung sind, desto größer der Strahlungsdruck.

Die Gravitationskraft nimmt mit kleiner werdendem Stern in etwa indirekt zum Quadrat des Sternradius zu:
Die Strahlungskräfte nehmen mit kleiner werdendem Stern wesentlich stärker als die Graviationskräfte zu.
Dadurch ergibt sich eine Normallage, bei der Graviationskräfte und Strahlungskräfte im Gleichgewicht sind.
Bei jedem Gleichgewichtszustand kann es zu Schwingungen um die Normallage kommen.

Wenn etwa der Radius des Sterns etwas kleiner ist, als es dem Gleichgewichtswert entspricht, so werden die strahlungsbedingten expandierenden Kräfte größer als die Gravitationskräfte und lassen den Stern wieder auf seine "Normalgröße" wachsen. Diese Bewegung wird wegen der Massenträgheit über den Gleichgewichtspunkt hinausschießen und der Stern wird zunächst etwas größer werden, als seine "Normalgröße"entspricht. Dann überwiegt die kontrahierende Schwerkraft die expandierenden nachlassenden Kräfte und der Stern schrumpft wieder. Auf diese weise entsteht eine Schwingung (Oszillation) des Sterns, die mit einem Pulsieren der Sternhelligkeit verbunden ist.

Dabei sind diese Schwingungen wenig stark ausgeprägt, wenn der Kräfteunterschied mit der Änderung des Sternradius schnell anwächst und die Schwingungen sind stark ausgeprägt, wenn der Kräfteunterschied mit Änderung des Sternradius nicht so stark ausgeprägt ist.

In bestimmten Lebensphasen des Sterns, insbesondere im Hauptreihenstadium, bei der Fusion des Wasserstoffs im Kern zu Helium herrscht ein relativ stabiles Kräftegleichgewicht. Bei Veringerung des Sternradius erhöht sich die den Strahlungsdruck bewirkende Fusionsrate im Sterninneren auf Grund des steigenden Drucks und der steigenden Temperatur wesentlich stärker als die indirekt zum Quadrat des Sternradius sich verstärkende Gravitationskräfte, so dass sich der Gleichgewichtszustand schnell einpendelt. Die Sonne führt deshalb nur sehr geringe Helligkeitsschwankungen durch.
Anders im Riesenstadium. Dann besteht der Stern aus einem dichten, die Energieversorgung liefernden Kern und einer verhältnismäßig dünnen weit vom Kern entfernten Hülle. Ein Zusammenziehen der Hülle bewirkt nur eine geringe Erhöhung des Kerndrucks und damit der Fusionsrate. Allerdings wird die Hülle beim Zusammenziehen auf Grund der größeren Strahlungsleistung pro m² heißer. Da aber die heißere Hüllenmaterie für die von innen kommende Strahlung weniger gut durchlässig ist, staut sich die Strahlung und erhöht den Druck auf die Hülle so lange, bis diese sich wieder ausdehnt und damit kälter und strahlungsdurchlässiger wird.

Wie sich Helligkeit, Oberflächentemperatur, Sternradius und die Ausdehnungsgeschwindigkeit der Oberfläche von δ Cephei ändern zeigt nebenstehende Grafik (nach Carroll & Ostlie: Modern Astrophysics, Addison-Wesley Pub. 1996)

 

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