Artenvielfalt - Produkt der Schöpfung oder Evolution?
05.12.2007 um 09:20Beginn der Nukleosynthese [Bearbeiten]
Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 109 K, vereinigten sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess nennt man heute primordiale Nukleosynthese. Dabei bildeten sich 25% Helium-4 (4He) und 0,001% Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (3He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75% stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. In den ältesten Sternen im Kosmos findet sich heute noch genau diese Zusammensetzung. Nach 5 Minuten hatte die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Nukleosynthese zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen.
Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen bei einer Temperaturstrahlung im Röntgenbereich.
Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära [Bearbeiten]
Bisher stellte elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Bei Strahlung nimmt zusätzlich zum Abfallen der Anzahldichte der Photonen (in Folge der Expansion des Raumes) die Wellenlänge der einzelnen Photonen durch die kosmologische Rotverschiebung zu. Dadurch sinkt die Energiedichte der Strahlung schneller als die der Materie, die von der Ruhemassendichte bestimmt wird und im wesentlichen unabhängig von der Temperatur ist. Zu einem Zeitpunkt von etwa 10.000 Jahren nach dem Urknall fällt die Energiedichte der Strahlung unter die der Materie, die von nun an die Dynamik des Universums bestimmt. Man spricht von der materiedominierten Ära.
Entkopplung der Hintergrundstrahlung [Bearbeiten]
In der Anfangsphase stand die Strahlung in permanenter Wechselwirkung mit den freien Ladungen. Das Universum war daher undurchsichtig. Nach ca. 400.000 Jahren war die Temperatur auf etwa 3.000 K gefallen. Bei diesem Wert bildeten Atomkerne und Elektronen stabile Atome. Die Wechselwirkung von Photonen mit neutralen Atomen war gering, so dass Licht sich nun weitgehend ungehindert ausbreiten konnte. Das Universum wurde durchsichtig. Im Verlauf der weiteren Expansion nahm die Wellenlänge der abgekoppelten Hintergrundstrahlung durch die Ausdehnung des Raumes zu, was sich in der Rotverschiebung ihres Spektrums zeigt. Diese Hintergrundstrahlung ist heute messbar; sie entspricht einer Temperatur von 2,73 K und wird daher auch als „3-Kelvin-Strahlung“ bezeichnet.
Beginn der Bildung großräumiger Strukturen [Bearbeiten]
Durch die Entkopplung der Strahlung geriet die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Dabei begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und Masseansammlungen zu bilden. Es bildeten sich zuerst sogenannte Halos aus Dunkler Materie, die als Gravitationssenken wirkten, in denen sich später die für uns sichtbare Materie sammelte.
Um herauszufinden, was diese Dunkle Materie genau ist, wurde versucht, durch Simulationen den Prozess der Strukturbildung nachzubilden. Dabei wurden verschiedene Szenarien durchgespielt, und einige konnten mit Hilfe solcher Simulationen als gänzlich unrealistisch ausgeschlossen werden. Am realistischsten erscheinen heute sogenannte ΛCDM Szenarien, wobei das Λ die Kosmologische Konstante der Einstein-Gleichungen ist, und CDM für kalte dunkle Materie (engl.: cold dark matter) steht. Über das Wesen der dunklen Materie ist man sich bis heute unschlüssig.
Entstehung von Galaxien und Sternen [Bearbeiten]
Nach 1 Milliarde Jahren entstanden viele Galaxien zunächst als Quasare. Dabei handelt es sich um Galaxien mit einem Schwarzen Loch im Zentrum, in das große Mengen von Materie stürzten, was enorme Strahlungsausbrüche zur Folge hatte.
Die kollabierenden Gaswolken hatten sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich Sterne und Kugelsternhaufen bildeten. In den Sternen entstanden nun durch Kernfusion alle schwereren Elemente bis zum Eisen. Die schwereren Sterne explodierten bereits nach wenigen Millionen Jahren als Supernova. Während der Explosion wurden durch Neutroneneinfang Elemente schwerer als Eisen gebildet und gelangten in den interstellaren Raum.
Entstehung des Sonnensystems [Bearbeiten]
Nach 9,2 Milliarden Jahren kollabierte am Rande unserer Galaxis eine Wolke aus Gas und Staub, die auch Material aus Supernovaexplosionen enthielt, aus der sich unser Sonnensystem mit seinen Planeten bildete. Damit entstand die Erde etwa vor 4,6 Milliarden Jahren.
Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 109 K, vereinigten sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess nennt man heute primordiale Nukleosynthese. Dabei bildeten sich 25% Helium-4 (4He) und 0,001% Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (3He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75% stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. In den ältesten Sternen im Kosmos findet sich heute noch genau diese Zusammensetzung. Nach 5 Minuten hatte die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Nukleosynthese zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen.
Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen bei einer Temperaturstrahlung im Röntgenbereich.
Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära [Bearbeiten]
Bisher stellte elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Bei Strahlung nimmt zusätzlich zum Abfallen der Anzahldichte der Photonen (in Folge der Expansion des Raumes) die Wellenlänge der einzelnen Photonen durch die kosmologische Rotverschiebung zu. Dadurch sinkt die Energiedichte der Strahlung schneller als die der Materie, die von der Ruhemassendichte bestimmt wird und im wesentlichen unabhängig von der Temperatur ist. Zu einem Zeitpunkt von etwa 10.000 Jahren nach dem Urknall fällt die Energiedichte der Strahlung unter die der Materie, die von nun an die Dynamik des Universums bestimmt. Man spricht von der materiedominierten Ära.
Entkopplung der Hintergrundstrahlung [Bearbeiten]
In der Anfangsphase stand die Strahlung in permanenter Wechselwirkung mit den freien Ladungen. Das Universum war daher undurchsichtig. Nach ca. 400.000 Jahren war die Temperatur auf etwa 3.000 K gefallen. Bei diesem Wert bildeten Atomkerne und Elektronen stabile Atome. Die Wechselwirkung von Photonen mit neutralen Atomen war gering, so dass Licht sich nun weitgehend ungehindert ausbreiten konnte. Das Universum wurde durchsichtig. Im Verlauf der weiteren Expansion nahm die Wellenlänge der abgekoppelten Hintergrundstrahlung durch die Ausdehnung des Raumes zu, was sich in der Rotverschiebung ihres Spektrums zeigt. Diese Hintergrundstrahlung ist heute messbar; sie entspricht einer Temperatur von 2,73 K und wird daher auch als „3-Kelvin-Strahlung“ bezeichnet.
Beginn der Bildung großräumiger Strukturen [Bearbeiten]
Durch die Entkopplung der Strahlung geriet die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Dabei begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und Masseansammlungen zu bilden. Es bildeten sich zuerst sogenannte Halos aus Dunkler Materie, die als Gravitationssenken wirkten, in denen sich später die für uns sichtbare Materie sammelte.
Um herauszufinden, was diese Dunkle Materie genau ist, wurde versucht, durch Simulationen den Prozess der Strukturbildung nachzubilden. Dabei wurden verschiedene Szenarien durchgespielt, und einige konnten mit Hilfe solcher Simulationen als gänzlich unrealistisch ausgeschlossen werden. Am realistischsten erscheinen heute sogenannte ΛCDM Szenarien, wobei das Λ die Kosmologische Konstante der Einstein-Gleichungen ist, und CDM für kalte dunkle Materie (engl.: cold dark matter) steht. Über das Wesen der dunklen Materie ist man sich bis heute unschlüssig.
Entstehung von Galaxien und Sternen [Bearbeiten]
Nach 1 Milliarde Jahren entstanden viele Galaxien zunächst als Quasare. Dabei handelt es sich um Galaxien mit einem Schwarzen Loch im Zentrum, in das große Mengen von Materie stürzten, was enorme Strahlungsausbrüche zur Folge hatte.
Die kollabierenden Gaswolken hatten sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich Sterne und Kugelsternhaufen bildeten. In den Sternen entstanden nun durch Kernfusion alle schwereren Elemente bis zum Eisen. Die schwereren Sterne explodierten bereits nach wenigen Millionen Jahren als Supernova. Während der Explosion wurden durch Neutroneneinfang Elemente schwerer als Eisen gebildet und gelangten in den interstellaren Raum.
Entstehung des Sonnensystems [Bearbeiten]
Nach 9,2 Milliarden Jahren kollabierte am Rande unserer Galaxis eine Wolke aus Gas und Staub, die auch Material aus Supernovaexplosionen enthielt, aus der sich unser Sonnensystem mit seinen Planeten bildete. Damit entstand die Erde etwa vor 4,6 Milliarden Jahren.
