Artenvielfalt - Produkt der Schöpfung oder Evolution?
05.12.2007 um 09:20
Frühgeschichte des Universums [Bearbeiten]
Da die bekannten physikalischen Theorien unter den Bedingungen, die zum Zeitpunkt des Urknalls herrschten, nicht gültig sind, gibt es für den Urknall selbst bislang keine akzeptierte Theorie. Verschiedene Zeiträume nach dem Urknall werden als eigenständige Perioden oder Epochen des Universums beschrieben. Wendet man die bekannten physikalischen Gesetze auf die Situation unmittelbar nach dem Urknall an, so ergibt sich, dass der Kosmos in den ersten Sekundenbruchteilen der Expansion mehrere verschiedene extrem kurze Phasen durchlaufen haben muss. Aufgrund der geringen Abstände und der hohen Geschwindigkeiten der beteiligten Teilchen können sie jedoch durchaus ebenso ereignisreich wie spätere Phasen gewesen sein. Im Wesentlichen geht man von folgendem Ablauf aus:
Planck-Ära und Beginn der GUT-Ära [Bearbeiten]
Das Universum begann mit einem Zustand, bei dessen Beschreibung die bekannten physikalischen Gesetze versagen. Aus sehr elementaren Überlegungen folgt jedoch, dass die Dichte zu Beginn etwa 1094 g/cm3 und die Temperatur etwa 1032 K betragen haben muss (siehe Planck-Skala). Insbesondere muss man davon ausgehen, dass die Zeit selbst „vor“ der sogenannten Planck-Zeit (vor 5,39121·10-44 s, der Einfachheit halber wird meist 10-43 s angegeben) ihre Eigenschaften als Kontinuum verlor, so dass Aussagen über einen „Zeitraum“ zwischen einem Zeitpunkt Null und 10-43 s ohne physikalische Realität sind. In diesem Sinn hatte die Planck-Ära keine Dauer. Entsprechendes gilt für den Raum. Für Räume mit einer Längenausdehnung von Null bis zur Planck-Länge (1,61624·10-35 m, der Einfachheit halber wird meist 10-35 m angegeben) verliert der Raum seine Eigenschaft als Kontinuum. Daher sind Aussagen über die räumliche Ausdehnung für Räume mit Längenausdehnungen von Null bis 10-35 m sinnlos. In diesem Sinn kann für die Dauer der Planck-Ära keine exakte Angabe zum Volumen des Universums gemacht werden.
Nach den einheitlichen Feldtheorien waren im ersten Moment alle vier bekannten Grundkräfte der Natur,
* die Gravitation,
* die Starke Wechselwirkung,
* die Elektromagnetische Wechselwirkung und
* die Schwache Wechselwirkung
in einer einzigen Urkraft vereint. Mit dem Beginn der Expansion und damit dem Ende der Planck-Ära spaltete sich die Gravitation als eigenständige Kraft ab. Die drei restlichen Wechselwirkungen bildeten die GUT-Kraft (Grand Unified Theory). Die Natur der meisten Teilchen, die in der GUT-Ära existierten, ist unbekannt. Weitere Abspaltungen ereigneten sich später noch zweimal und in Zusammenhang mit so genannten Symmetriebrechungen.
Die hohe Temperatur hatte zur Folge, dass sich ständig Teilchen und Energie in Form von Strahlung gemäß der Beziehung E = m·c2 der Relativitätstheorie ineinander umwandelten. Materie und Strahlung befanden sich dabei nicht immer im thermischen Gleichgewicht.
Aufgrund einer gewissen, bislang nicht vollständig erklärbaren Asymmetrie der GUT-Kraft bezüglich Materie und Antimaterie konnte sich dabei ein winziger Überschuss an Materie im Vergleich zur Antimaterie bilden, die sogenannte Baryogenese. Dieser Überschuss von nur einem Milliardstel bildete möglicherweise die Basis für die gesamte Materie, die wir heute im Kosmos finden, und damit auch für unsere Existenz.
Inflationäres Universum [Bearbeiten]
Bei einem Alter von 10-36 s sank die Temperatur auf etwa 1027 K ab. Auf der Grundlage von GUT-Modellen nimmt man an, dass sich die Starke Wechselwirkung bei dieser Temperatur von der GUT-Kraft abspaltete. Dieser Vorgang ist vergleichbar mit einem Phasenübergang wie dem Kristallisieren von Wasser zu Eis durch Abkühlung. Man geht davon aus, dass diese Abspaltung verzögert eingesetzt hat, so wie es auch bei einem Kristallisationsvorgang möglich ist. Anders als Wasser besitzt ein Eiskristall bestimmte Vorzugsrichtungen, die sich bei der Kristallisation in eine zufällige Richtung orientieren. Dieser Vorgang wird als spontane Symmetriebrechung bezeichnet, in diesem Beispiel die Brechung der Kugelsymmetrie von Wasser.
Die bei der verzögerten Abspaltung freigewordende Energie führte zu einer Phase extrem rascher Expansion, dem so genannten Inflationären Universum, wobei zwischen den Zeitpunkten 10-35 s und 10-33 s eine Ausdehnung um einen Faktor von etwa 1050 stattfand. Diese überlichtschnelle Ausdehnung des Universums steht nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, da diese nur eine überlichtschnelle Bewegung im Raum, nicht jedoch eine überlichtschnelle Ausdehnung des Raumes selbst verbietet. Der Bereich, der dem heute beobachtbaren Universum entspricht, hätte dabei der Theorie zufolge, von einem Durchmesser, der den eines Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm expandieren müssen.
Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären, für die man andernfalls kaum eine Erklärung findet, nämlich
* die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem),
* die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen,
* die geringe Krümmung des Raumes (Flachheitsproblem).
* die Tatsache, dass keine magnetischen Monopole beobachtet werden.
Siehe dazu Inflationäres Universum.
Quark-Ära [Bearbeiten]
Nach 10-33 s sank die Temperatur auf 1025 K ab. Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen. Die Temperatur war aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entstand. Schwerere Teilchen, wie die X-Bosonen, starben aus, da sie instabil waren und die Temperatur für eine erneute Formierung nicht mehr ausreichte.
Topophase [Bearbeiten]
Nach 10-15 s stieg die Temperatur möglicherweise noch einmal kurzzeitig an, sodass erneut schwere Teilchen entstehen konnten. Falls dies zutrifft ist die Temperatur aber auch ziemlich schnell wieder gesunken, so dass diese Teilchen wieder zerfielen.
Vier Grundkräfte [Bearbeiten]
Nach 10-12 s war das Universum auf 1016 K abgekühlt. Die Elektroschwache Kraft spaltete sich in die Schwache und die elektromagnetische Kraft auf. Damit war der Zerfall der Urkraft in die vier bekannten Grundkräfte abgeschlossen.
Beginn der Hadronen-Ära [Bearbeiten]
Nach 10-6 s lag eine Temperatur von 1013 K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen. Mit abnehmender Temperatur zerfielen die schwereren Hadronen und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch eine große Zahl von Neutrinos.
Beginn der Leptonen-Ära [Bearbeiten]
Nach 10-4 s war die Temperatur auf 1012 K gesunken. Die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf den oben erwähnten Überschuss von einem Milliardstel. Aufgrund ihres geringen Massenunterschieds bildete sich dabei ein Verhältnis von Protonen zu Neutronen von 6:1 aus, das für den späteren Heliumanteil im Kosmos von Bedeutung war. Die Temperatur reichte nun lediglich noch dazu aus, Leptonen-Paare, wie ein Elektron und sein Antiteilchen, das Positron, zu bilden, die damit die dominante Teilchensorte stellten. Die Dichte sank auf 1013 g/cm3, ein immer noch immens hoher Wert. Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, war die Dichte nun jedoch niedrig genug – sie befanden sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, das heißt, sie entkoppelten.
Ende der Leptonen-Ära [Bearbeiten]
Nach 1 s war eine Temperatur von 1010 K erreicht. Jetzt vernichteten sich auch Elektronen und Positronen – bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Damit war die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen.
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