Die Geschichte des Universums
Teil 3
Quark- Ära
Hadronen- Ära
Leptonen- und Strahlungsära
Nukleosynthese
Im Alter von 10-33 [s] ist das Universum auf 1025 [K] abgekühlt, die letzten der schweren X- und Y- Bosonen zerfallen und können nicht mehr neu aus den Photonen gebildet werden. Aus der Strahlung können nun aber Quarks, die elementarsten Bausteine der Materie, sowie ihre Antiteilchen, die Antiquarks auskondensieren. Daneben existieren bereits die uns schon bekannten Leptonen wie z.B. die Elektronen und Neutrinos. Der Kosmos ist jedoch noch so heiß, dass diese Teilchen ständig und nach kürzester Zeit miteinander kollidieren und deshalb noch nicht die aus den Quarks bestehenden Neutronen und Protonen bilden können. Die uns geläufige Materie kann also noch nicht existieren, sehr wohl aber ein so genanntes Quark- Gluonen- Plasma. Gluonen sind die "Kleber-" Teilchen (glue, engl. "Klebstoff"), welche die Quarks normalerweise zu Protonen und Neutronen zusammenkitten. In diesem Plasma liegen jedoch all diese Teilchen frei beweglich und ungebunden nebeneinander vor. Bereits im Jahr 2000 konnte am Schweizer CERN für extrem kurze Zeit ein solches Quark- Gluonen- Plasma erzeugt und indirekt nachgewiesen werden.
Als das Universum ein Alter von 10-12 Sekunden erreicht hat, ist die Temperatur auf 1016 [K] abgesunken. Nun spaltet sich auch die noch bis hierhin gemäß der GUT übrig gebliebene elektroschwache Kraft in die schwache Wechselwirkung sowie die elektromagnetische Kraft auf. Alle 4 Naturkräfte sind damit voneinander unterscheidbar geworden und von nun an für immer getrennt. Unser Kosmos hat jetzt schon einige einschneidende Ereignisse hinter sich gebracht und tritt anschließend in ein neues Zeitalter ein.
Im Alter von 10-6 Sekunden beträgt die Temperatur noch 1013 [K]. Die Quarks können jetzt nicht mehr als freie Teilchen umherschwirren, sondern setzen sich zu den Hadronen zusammen und das Quark- Gluonenplasma verschwindet. Je weiter sich der Kosmos nun mit zunehmender Expansion abkühlt, umso mehr sterben die anfangs gebildeten, schweren Hadronen aus und nur Protonen und Neutronen sowie deren Antiteilchen können überleben.
E = mc2 kann unter geeigneten Bedingungen aus Energie Materie entstehen und umgekehrt.
In den heutigen Teilchenbeschleunigern können diese Energien ebenfalls erzeugt werden, wobei spontan Teilchen entstehen. Es ist uns also möglich, die Zustände des frühen Kosmos bis zu dieser Zeit recht genau nachzuvollziehen.
Die gebildeten Teilchenpaare vernichten sich ständig gegenseitig in derselben Rate, mit der sie erschaffen werden, denn es sind ja Materie- Antimateriepaare.
Aufgrund der bereits weiter oben genannten Asymmetrie, nach der die Materie um den Faktor 1,000 000 001 stärker vertreten ist als die Antimaterie, vernichten sich die Hadronen weitgehend. Dieser geringe Restanteil von Materie genügte jedoch, um unseren heutigen Kosmos mit allem was darin enthalten ist entstehen zu lassen, damit auch uns Menschen.
Inzwischen ist unser Universum schon 10-4 [s] alt, hat sich auf 1012 [K] abgekühlt und die Dichte ist auf immer noch beachtliche 1013 [g/cm3] gesunken. Protonen verwandeln sich ständig in Neutronen und umgekehrt, wobei eine unübersehbare Zahl von Neutrinos entsteht. Da sie unter den herrschenden Bedingungen kaum noch mit anderer Materie wechselwirken, koppeln sie sich vom Rest des Universums ab. Noch immer kollidieren Teilchen und Antiteilchen und vernichten sich gegenseitig. Die Energie der Photonen reicht nur noch zur Ausbildung von Leptonenpaaren, also beispielsweise Elektronen und Positronen. Damit übernehmen jetzt die Leptonen die Dominanz, und wir nennen diesen Zeitraum die Leptogenese. Was nun noch an Protonen und Neutronen übrig bleibt, bildet die Materie unserer heutigen Welt. Die Protonen überwiegen dabei die Neutronen um den Faktor 6, was später für den gebildeten Heliumanteil an Bedeutung gewinnt.
Die kosmische Expansion schreitet weiter voran. Das Universum ist jetzt 1 [s] alt und auf 1010 [K] abgekühlt, Neutrinos haben endgültig nichts mehr mit der Materie zu schaffen. Die Paarvernichtung von Protonen und Neutronen mit ihren Antiteilchen ist abgeschlossen. Nun aber vernichten sich auch die Elektronen/Positronenpaare, wiederum bis auf einen Überschuss von 1 Milliardstel zugunsten der Materie. Jetzt sind alle Bausteine vorhanden, um unsere Welt zu erzeugen.
Noch immer jedoch kommt der Strahlung die absolute Dominanz im Universum zu. Wir befinden uns damit weiterhin in der Strahlungsära, die auch noch eine ganze Reihe von Jahren anhalten wird! Das Universum enthält jetzt Protonen, Neutronen, Neutrinos, Elektronen, Positronen und natürlich Photonen, welche um den Faktor 1010 überwiegen.
Unser Universum ist nun schon 10 Sekunden alt und die Temperatur beträgt noch 1 Milliarde [K]. Unter diesen Bedingungen können jetzt Protonen (p) und Neutronen (n) Kernfusionen durchführen und hierdurch die ersten primordialen Atomkerne bilden. Zuerst bilden sich Deuteriumkerne (D), so genannter schwerer Wasserstoff (2H = D), der neben dem Proton noch ein Neutron enthält:
p + n <---> D + γ
γ bedeutet hierbei ein frei werdendes Gammaquant. Noch sind aber die dominierenden Photonen sehr energiereich und zertrümmern diese Kerne alsbald, die aber sogleich wieder neu entstehen. Protonen, Neutronen und Deuterium sind eine Zeitlang im Gleichgewicht. Erst im Alter von 1 Minute wird Deuterium erzeugt, welches nun nicht mehr zerfällt. Freie Neutronen sind instabil, sie zerfallen mit einer Halbwertszeit von etwa 15 [min] in ein Proton, ein Elektron und ein Antineutrino (hier als η dargestellt):
n <---> p + e- + η
Somit hat der Anteil der Neutronen, der anfangs dem der Protonen entsprach, inzwischen stark abgenommen und beträgt nur noch ein Siebtel. Jetzt, da die Temperatur weiter gesunken ist, werden fast alle verbleibenden Neutronen im Edelgas Helium 4He gebunden. Das Helium wird nicht mehr abgebaut, jedoch kann ein kleiner Teil noch mit Tritium (3H oder T) zu Lithium und mit dem Heliumisotop 3He zu Beryllium reagieren:
4He + 3He ---> 7Be + γ
Letzteres zerfällt jedoch wieder durch Elektroneneinfang zu Lithium:
7Be + e- ---> 7Li + γ
Nun könnte man glauben, dass die gebildeten Heliumkerne weiter zu Kohlenstoff fusionieren könnten
3 4He ---> 12C
Das ist allerdings schon nicht mehr möglich, weil die Teilchendichte nicht mehr genügend groß ist. Dieser Prozess bleibt den späteren Sternen vorbehalten. Nach etwa 30 [min] ist der ganze Zauber vorüber, es können keine neuen Elemente mehr gebildet werden. An diesem Ende der Nukleosynthese verbleiben 75% aller Kernteilchen als Protonen, die Kerne der späteren Wasserstoffatome. Fast 25% der Materie hat sich jetzt zu Helium zusammengefügt. Ein Tausendstel Prozent nur beträgt noch der Anteil an Deuterium, Spuren von Lithium vervollständigen das Bild.
Nun wird es relativ langweilig im Universum. Es expandiert weiter und kühlt dabei immer mehr ab. Mit der Expansion geht auch eine Verdünnung der Energiedichte einher. Hiermit ist nicht nur die Anzahl der Photonen je Volumeneinheit gemeint, sondern auch die Teilchendichte. Materie ist ja gemäß E = mc2 äquivalent einer bestimmten Energie. Weil aber die Teilchen im Gegensatz zu den Photonen eine Ruhemasse aufweisen, nimmt ihre Energiedichte deutlich langsamer ab, so dass nach einer gewissen Zeit nicht mehr die Strahlung dominiert, sondern die Materie das Zepter übernimmt. Das ist im kosmischen Alter von etwa 10 000 Jahren der Fall, die Strahlungsära hat ihr Ende erreicht.
Bild: Mit freundlicher Genehmigung des NASA/WMAP Science Team
Im Alter von 379 000 Jahren beträgt die Temperatur nur noch 3000 [K]. Bis zu diesem Zeitpunkt streuten die Photonen an den geladenen Teilchen, in erster Linie den noch immer freien Elektronen. Bei einer Kollision wird ein Photon von einem Elektron absorbiert, welches dadurch an Energie gewinnt. Die gibt es alsbald wieder in Form eines Photons frei usw. Das bedeutet im Endeffekt, dass sich die Photonen nicht frei bewegen konnten und das All neblig- trüb war wie Milchsuppe. Nun aber stellten sich die Bedingungen ein, die es den Atomkernen gestattete, die Elektronen einzufangen und "richtige", nach außen neutral wirkende Atome zu bilden. Diesen Vorgang nennen wir die Rekombination. Zur Freude der Photonen waren damit die leidigen Elektronen aus dem Weg geräumt und sie konnten fortan frei und ungehindert ihrer Wege ziehen - das Weltall wurde durchsichtig.
Die Rekombination bewirkte zwei entscheidende Vorgänge:
- Die nun freien Photonen verlieren durch die Expansion immer mehr Energie, soll heißen, die Wellenlänge der Strahlung wird ständig größer. Heute können wir diese Strahlung als 3 [K]- Hintergrundstrahlung beobachten und von ihr lernen, was sich im frühen Kosmos ereignete.
- Die ständigen Stöße der Photonen mit den Teilchen wurden erheblich abgeschwächt - Photonen wechselwirken deutlich geringer mit neutralen Atomen wie mit geladenen Teilchen. Hierdurch können sich nun Fluktuationen, Schwankungen von Dichte und Temperatur, in aller Ruhe und ungestört ausbilden. Strukturen frieren gewissermaßen aus und beginnen, das Universum zu formen.