Westfälische Hochschule - Fachbereich Informatik & Kommunikation - Bereich Angewandte Naturwissenschaften. 7. Anfang und Ende der Welt

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1 Ziele der Vorlesung: 1.) Die Entwicklung des Universums seit dem Urknall, unsere Heimatgalaxie 2.) Entwicklungszyklen von Sternen mit unterschiedlichen Anfangsmassen, unsere Sonne 3.) Unser Planetensystem 4.) Entwicklung des Lebens auf der Erde 5.) Die Entwicklung des Menschen 379

2 7.1. Über den Anfang und das Ende der Welt Es gibt einige Hinweise dafür, dass vor ca. 15 Milliarden Jahren, die gesamte Materie der Welt noch in einem Energieklumpen vereint war. Dieser Energieklumpen explodierte schließlich beim sogenannten Urknall. Dabei entwickelte sich im Laufe der Zeit die uns umgebende Welt. Die Entwicklung des Universums nach dem Urknall beschreibt man heute mit dem kosmologischen Standardmodell. Es stützt sich auf astrophysikalische Beobachtungen und die neusten Erkenntnisse der Elementarteilchenphysik. Drei astrophysikalische Beobachtungen bilden dabei die Grundlagen des Standardmodells: 1.) die Rotverschiebung der Spektren ferner Galaxien (Dopplereffekt) 2.) die kosmische Hintergrundstrahlung 3.) der Anteil an Helium im Universum, der nicht durch Synthese in Sternen entstanden ist. Im nachfolgenden Bild ist die Entwicklung des Universums als Funktion der Zeit bildhaft dargestellt. Bild : Die Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute. 380

3 Aufgrund einer etwas größeren Masse an Materie gegenüber Antimaterie, bildeten sich innerhalb der ersten 100 s aus der vorhandenen Energie zunächst Elektronen aus, dann Protonen und Neutronen. Bei weiterer Ausdehnung kühlte sich das Universum soweit ab, dass eine Fusion von Protonen und Neutronen zu Deuterium, Helium und geringen Mengen Lithium-Kernen erfolgen konnte. Bei weiterer Ausdehnung und damit Abkühlung des Universums, konnten sich dann die entsprechenden stabilen Atome bilden. Im weiteren Verlauf kam es zu Zusammenballungen von großen Materiemengen (Milliarden von Sonnenmassen), der Bildung von Quasaren, in denen im Inneren durch Umwandlungsprozesse gewaltige Strahlungsenergien freigesetzt wurden. Das Entstadium dieser Quasare bilden Radiogalaxien, dies sind Anhäufungen von Sternen, die sehr stark im Radiowellenlängenbereich abstrahlen. Im Anschluss bildeten sich nach ca. 6 Milliarden Jahren nochmals Galaxien mit Milliarden an leuchtenden Sternen. Im nachfolgenden Bild ist unsere Heimatgalaxie, die sogenannte Milchstraße, dargestellt. Bild : Unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße Unsere Sonne befindet sich in einem Spiralarm dieser Galaxie. Heute sind ca. 15 Milliarden Jahre seit dem Urknall vergangen. Die vom Urknall noch verbliebene Strahlungsenergie befindet sich als gleichmäßig verteilte Hintergrundstrahlung im Weltall. Welche weitere Entwicklung das Universum nimmt hängt ganz entscheidend davon ab, wie groß die gesamte Masse des Universums ist. Überschreitet das Universum eine ganz bestimmte kritische Masse, dann kollabiert es als ganzes nach einer bestimmten Zeit wieder und man spricht dann von einem geschlossenen, oszillierbaren Universum. Liegt die Gesamtmasse unter der kritischen Masse, dann liegt ein offenes Universum vor, das sich unendlich weiter ausdehnt und immer weiter auskühlt. Bis zum heutigen Tag ist nicht entschieden, ob ein geschlossenes oder offenes Universum vorliegt. 381

4 Sterne entstehen aufgrund der Anziehung von Materie, vorwiegend Gaswolken, durch die Gravitationskraft. Mit zunehmend eingesammelter Masse erhöht sich im Zentrum der Gravitationsdruck, so dass Dichte und Temperatur derart ansteigen, bis ca. 10 Millionen Grad, und demzufolge die Fusion von Wasserstoff zu Helium erfolgt. Im thermischen Gleichgewicht wird die dabei freigesetzte Energie abgestrahlt. Der Stern leuchtet. Welchem Entwicklungszyklus ein Stern folgt, hängt ganz entscheidend von seiner Ausgangsmasse ab. Bei Sternen mit hohen Massen ist der Gravitationsdruck und damit die Dichte und Temperatur sehr groß, so dass die thermonuklearen Prozesse viel schneller ablaufen, als bei Sternen mit kleinen Massen. Bild : Entwicklungszyklen von Sternen mit unterschiedlichen Anfangsmassen 1.) Bei Sternen mit Massen unterhalb einer halben Sonnenmasse, laufen die Wasserstofffusionsprozesse so langsam ab, dass bei ihnen über einige hundert Milliarden Jahre ein stabiles thermodynamisches Gleichgewicht vorliegt. 2.) Bei Sternen mit 0,5 bis 8 Sonnenmassen ist nach einer bestimmten Zeit, bei der Sonne nach ca. 6 Milliarden Jahren, der Brennstoffvorrat an Wasserstoff im Kern des Sterns verbraucht. Dadurch kollabiert zunächst der Stern. Dabei wird das Innere des Sterns durch die freiwerdende Gravitationsenergie heißer, so dass der Wasserstoff, der sich um den Kern des Sterns befindet, anfängt zu Helium zu fusionieren. Die dabei freiwerdende Energie bläht den Stern auf. Er wird zu einem roten Riesen. Der Kern des Sterns verdichtet sich weiter, bis schließlich Temperaturen erreicht werden, so dass das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusionieren kann. Die Fusion zu noch schwereren Elementen erfolgt nicht, da die dazu nötigen hohen Temperaturen nicht erreicht werden. Nach dem Ende des nuklearen Brennens wird der Stern instabil und stößt seine Hülle ab, während sein Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern als sogenannter Weißer Zwerg zurückbleibt, allmählich durch Abstrahlung auskühlt und dann zu einem schwarzen Zwerg wird. Weiße Zwerge haben alle eine Endmasse die kleiner als das 1,4-fache der Sonnenmasse ist. (Chandrasekhar Grenze) 382

5 3.) Ist die Ausgangsmasse der Sterne größer als das 8-fache der Sonnenmasse, so kann die Temperatur und der Druck im Kern des Sterns durch die bei der Kontraktion freigewordene Gravitationsenergie so stark ansteigen, dass Kohlenstoff und Sauerstoff zu schweren Elementen fusionieren. Der Fusionsprozess setzt sich nur bis zu Eisen fort, da aufgrund der Bindungsenergieverhältnisse bei der Fusion zu schwereren Elementen keine Energie mehr frei wird. Der Stern bläht sich zunächst mehr und mehr zu einem Überriesen auf, bis am Ende der thermonuklearen Prozesse der Kern des Sterns kollabiert. Liegt die Masse des Sternkerns oberhalb 1,4 Sonnenmassen und unterhalb 2-3 Sonnenmassen, so ist die bei der Kollabierung freiwerdende Gravitationsenergie so groß, dass der gesamte Kern in Neutronen zerfällt und einen Neutronenstern bildet. Die Hülle des Überriesen wird von diesem Neutronenstern zunächst angezogen und beim Aufprall reflektiert und in den Weltraum geschleudert. Dieser Vorgang wird als Supernova- Explosion bezeichnet. Die dabei auftretende Leuchtstärke ist etwa ein Milliardefach höher als die der Sonne. Bei der Supernova-Explosion entstehen durch weitere Kernreaktionen die schwereren Elemente als Eisen bis hin zum Element Uran. Aus den Überresten einer Supernova- Explosion können sich wieder weitere Sterne bilden. Unsere Sonne ist wohl aus den Überresten einer Supernova-Explosion entstanden, da in unserem Sonnensystem bereits die Elemente bis zum Uran vorhanden sind. 4.) Ist die Ausgangsmasse der Sterne um die 100 Sonnenmassen und größer, so verbleibt nach dem thermonuklearen Brennen ein Kern der eine Restmasse hat, die größer als 3 Sonnenmassen beträgt. Ein solch massereicher Sternkern kollabiert zu einem sogenannten Schwarzen Loch. Die Gravitationskraft an seiner Oberfläche ist so groß, dass er selbst Licht nicht mehr entweichen lässt und daher schwarz erscheint. Unsere Sonne ist etwa vor 4 Milliarden Jahren zusammen mit ihrem Planetensystem entstanden. Unser Heimatplanet, die Erde, ist der Planet, der der Sonne am drittnächsten ist. Bild : Planetensystem unserer Sonne 383

6 Die Erde besitzt gegenüber den anderen Planeten eine ganze Reihe von Vorteilen, die das Entstehen von Leben ermöglichen. 1.) Der Abstand Erde Sonne gewährleistet angemessene Sonnenstrahlung und damit angemessene Temperaturen. 2.) Die Erde besitzt eine Stickstoff-Sauerstoff Atmosphäre. 3.) Die Erde verfügt über einen großen Wasservorrat. 4.) Die Erde besitzt ein Magnetfeld, das geladene kosmische Strahlung abhält. 5.) Die Schwerkraft der Erde liegt in einem Bereich, der einen mechanisch großen Spielraum erlaubt. Leben in einfachster Form ist auf der Erde vor ca. 3,5 Milliarden Jahren aufgetreten. Bild : Darstellung der Entwicklung von Leben auf der Erde 384

7 Die ersten menschlichen Wesen (Hominieden) sind vor ca. 7 Millionen Jahren in Afrika aufgetreten. Von Afrika gehen auch die weiteren menschlichen Entwicklungsstufen aus. Die Besiedlung Europas erfolgte unter anderem durch den homo erectus (Heidelbergiensis) vor ca Jahren und später durch den Neandertaler vor ca Jahren. Der moderne Mensch, der homo sapiens, existiert seit ca Jahren in Europa auf und verdrängte die Neandertaler, die vor ca Jahren ausstarben. Der homo sapiens setzte sich in der Evolution des Menschen durch und verbreitete sich im Laufe der Zeit über die ganze Erde. 385

8 Zusammenfassung: 1.) Nach der heutigen Vorstellung entwickelte sich das Universum aus einem Energieklumpen, der vor ca. 15 Milliarden Jahren explodierte. Diese Vorstellung gründet sich im wesentlichen auf den neusten Kenntnissen der Elementarteilchenphysik und folgenden drei astrophysikalischen Beobachtungen: a.) der Rotverschiebung der Spektren ferner Galaxien (Dopplereffekt) b.) der kosmischen Hintergrundstrahlung c.) dem Anteil an Helium im Universum, der nicht durch Synthese in Sternen entstanden ist. Mit zunehmender Ausdehnung und damit Abkühlung bilden sich zunächst Elektronen, Neutronen und Protonen, dann die einfachen Elemente Wasserstoff ( 1 1H, Deuterium 2 1H ), Helium und geringe Mengen Lithium. Die Ansammlung von großen Materiemassen führte zu hell leuchtenden Quasaren, die als Radiogalaxien endeten aus denen sich schließlich die normalen Galaxien mit Milliarden von Sternen entwickelten. 2.) Die Entwicklung von Sternen nimmt in Abhängigkeit von der Anfangsmasse einen unterschiedlichen Entwicklungsverlauf: a.) Sterne mit Anfangsmassen unter einer halben Sonnenmasse verbrennen ihren Wasserstoff so langsam, dass sie über 100 Milliarden Jahre leben können. b.) Sterne mit Massen zwischen 0,5 und 8 Sonnenmassen fusionieren in ihrem Sternkern Wasserstoff und Helium bis zu den Elementen Kohlenstoff und Sauerstoff. Dabei bläht sich der Stern mehr und mehr auf, bis er am Ende der thermonuklearen Prozesse seine Hülle abstößt und im Zentrum zu einem heißen Zwerg kollabiert, der weiter auskühlt und als schwarzer Zwerg endet. c.) Sterne mit Anfangsmassen über 8 Sonnenmassen und Endmassen des Sternkerns über 1,4 Sonnenmassen enden als Neutronenstern. Im Sternkern werden zunächst durch Fusionsprozesse die Elemente bis zum Eisen gebildet. Dabei bläht sich der Stern auf, bis am Ende der thermonuklearen Prozesse der Sternkern kollabiert und einen Neutronenstern bildet. Die Sternhülle wird auf den Neutronenstern beschleunigt und schließlich in einer riesigen Explosion, der Supernova-Explosion, reflektiert. Dabei bilden sich die schweren Elemente bis zum Uran. d.) Bei Sternen mit Anfangsmassen von mehr als 100 Sonnenmassen verbleibt nach den thermonuklearen Prozessen ein massenreicher Sternkern mit mehr als 3 Sonnenmassen, der zu einem sogenannten Schwarzen Loch kollabiert, aus dem selbst Lichtquanten nicht mehr entweichen können, so dass er schwarz erscheint. 3.) Das Planetensystem der Sonne ist zusammen mit der Sonne vor ca. 4,5 Milliarden Jahren aus Überresten einer Supernova entstanden. Unsere Erde ist der drittnächste Planet der Sonne und besitzt eine Reihe von Eigenschaften, die das Entstehen von Leben ermöglichen: a.) günstiger Abstand Sonne Erde und damit angemessene Temperaturen b.) Stickstoff Sauerstoff Atmosphäre c.) große Wassermengen d.) Magnetfelder zur Abwehr von geladenen Teilchen e.) günstige Schwerkraft 4.) Die Entwicklung des Lebens auf der Erde setzte vor ca. 3,5 Milliarden Jahren mit dem Auftreten von einfachen Lebensformen (Einzellern) ein. Erste Säugetiere gibt es seit ca. 220 Millionen Jahren. Große Säugetiere entwickelten sich jedoch erst vor ca. 60 Millionen Jahren nachdem die großen Reptilien ausgestorben waren. 386

9 5.) Die Vorstufen des heutigen Menschen (Hominieden) gibt es erst seit ca. 7 Millionen Jahren. Nach dem heutigen Stand des Wissens gehen alle menschlichen Entwicklungsstufen von Afrika aus. Die Besiedelung Europas erfolgte unter anderem durch den homo erectus (Heidelbergiensis) vor ca Jahren. Später, vor ca Jahren, durch den Neandertaler, der durch den modernen Menschen (homo sapiens) vor Jahren verdrängt wurde. 387

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