Die Entwicklung von Raum und Zeit
Ziehe Deine Maus über die Bilder der Einzelphasen der Entwicklung!
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Mit dem Urknall begann nach unserer Vorstellung Materie, Raum und Zeit. Man geht davon aus, dass am Anfang ein unvorstellbar heißer und dichter Zustand von mehr als 1032 K herrschte, der sich explosionsartig ausdehnte. Von den Bedingungen zu dieser Zeit ist uns nichts bekannt.
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Die Temperatur ist auf 1032 K (1019 GeV) gesunken. Es hat die Größe einer Nadelspitze. Es herrschten zu hohe Energien, als dass man sie an den Teilchenbeschleunigern erzeugen könnte. In der sogenannten "Theory Of Everything" (TOE) geht man davon aus, dass alle Kräfte in einer einzigen, der sogenannten Urkraft, vereinigt waren. In dieser sogenannten "Ursuppe" kam es zwischen den vorhandenen Teilchen zu ständigen Kollisionen.
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Das Universum war nun so groß wie ein Tennisball. Bei einer Temperatur von 1028 K (1015 GeV) stützen sich die Vorstellungen von diesem Zeitpunkt nur auf Spekulationen, da auch diese Energien in den Labors noch nicht erreicht werden können. Das Materie-Antimaterie-Ungleichgewicht soll hier entstanden sein.
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Die Temperatur war auf 1016 K (1.000 GeV) gesunken und hat die Größe der Sonne. Damit ist die Energie hoch genug, dass alle uns bekannten Elementarteilchen des Standardmodells einzeln existieren konnten. Diese Teilchen wurden an Teilchenbeschleunigern alle schon beobachtet. Auch die drei uns bekannten Austauschteilchen existierten zu diesem Zeitpunkt, stabile Bindungen gab es aber auf Grund der hohen Energie noch nicht. Dies war für die folgenden 13,5 Milliarden Jahre das letzte Mal, dass die Quarks isoliert existieren konnten.
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Das Universum hat einen Durchmesser von einem Lichtjahr. Die Temperatur von 1010 K (1 MeV) war nun niedrig genug, damit sich Hadronen (Quarkverbindungen) bildeten und nicht mehr zerstört wurden. Zwischen den entstehenden Neutronen und Protonen herrschten ständige Umwandlungen. Die Materie bestand jetzt also aus Hadronen und Leptonen. Die Energie reichte aus, um aus Photonen Elektronen-Positronen-Paare zu erzeugen. Durch ständige Umwandlungen befanden sich diese Teilchen im thermischen Gleichgewicht. Als die Temperatur aber noch ein kleines bisschen sank, liefen diese Umwandlungen nur noch in eine Richtung.
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109 K (100 eV) war die momentan herrschende Temperatur. Das war niedrig genug, damit sich die Nukleonen zu sogenannten leichten Atomkernen zusammentun konnten, ohne dass diese Kerne auf Grund der Energie sofort wieder zerfielen. Es entstanden hauptsächlich Wasserstoffkerne (ca. 77%) mit einem Proton und bis zu zwei Neutronen. Außerdem bildeten sich aber auch Heliumatome (ca. 23%), mit jeweils zwei Protonen und wenige Lithiumatome mit drei Protonen. Andere Atomkerne gab es noch nicht. Schwerere Kerne entstanden erst viel später durch Kernfusionen innerhalb von Sternen. Elektronen konnten sich immer noch frei bewegen.
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Die Temperatur war auf 4000 K (0,5 eV) gesunken. Aus Kernen und Elektronen gebildete Atome blieben stabil, ohne direkt wieder von den Photonen zerstört zu werden. Die Photonen konnten sich jetzt ungehindert von der Materie ausbreiten, da sie nicht ständig mit der Materie, den Atomen, wechselwirkten. Diese elektromagnetische Strahlung kann man heute noch messen. Man nennt sie Kosmische Hintergrundstrahlung.
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Bei 10 K (1 meV) war es so kalt, dass sich erste Moleküle bilden konnten, ohne direkt wieder zerstört zu werden. Allerdings existierten nur Elemente, wie Wasserstoff, Helium und eine kleine Menge Lithium. Für die Bildung von anderen Elementen hatte sich das Universum schon zu weit ausgedehnt. Andere Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Dort sind die Bedingungen von hohen Materiedichten und Temperaturen für ihre Bildung günstiger.
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| Nach ca. 13,5 Milliarden Jahren: |
Das Universum breitet sich heute weiter aus und die Temperatur ist auf 2,7 K (0,3 meV) gesunken. In unserem heutigen Universum finden wir Galaxien, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft gebildet haben. In diesen Galaxien gibt es Sonnensysteme mit Sternen und Planeten. Auf mindestens einem Planeten gibt es Lebewesen: der Erde.
Man kann die kosmische Hintergrundstrahlung immer noch wahrnehmen, aber das Universum hat mit dem Zustand, der kurz nach dem Urknall herrschte, nicht viel gemein.
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Zukunft
Und wie sieht die Zukunft des Universums aus?
Schau Dir doch mal die nächste Seite an!
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| 0-10-43 Sekunden |
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| 10-43 Sekunden |
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| 10-35 Sekunden |
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| 10-12 Sekunden |
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| 1 Sekunde |
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| 3 Minuten |
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| 100.000 Jahre |
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| 1 Milliarde Jahre |
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| heute |
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| Zukunft |
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Die folgende Tabell bietet Dir noch einmal einen Überblick über die Zusammenhänge von Alter, Temperatur und Energie des Universums:
| Alter |
Temperatur |
Energie |
| 10-43Sekunden |
1032 K |
1019 GeV |
| 10-35 Sekunden |
1028 K |
1015 GeV |
| 10-12 Sekunden |
1016 K |
1.000 GeV |
| 1 Sekunde |
1010 K |
1 MeV |
| 3 Minuten |
109 K |
100 keV |
| 105 Jahre |
4.000 K |
0,5 eV |
| 109 Jahre |
10 K |
1 meV |
| 13,5*1010 Jahre |
2,7 K |
0,3 meV |
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