2 Vom Urknall zu den Elementen

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2 2 Vom Urknall zu den Elementen Wie sind die chemischen Elemente entstanden, die wir heute im Universum vorfinden? Lassen sich ihre sehr unterschiedlichen Häufigkeiten erklären? Heute sind wir in der Lage, diese Fragen naturwissenschaftlich zu beantworten: Alle Atome entstanden aus den Protonen, Neutronen und Elektronen, die sich vor 13,8 Milliarden Jahren aus der Energie des Urknalls materialisierten. Dabei funktionierte das Universum in seinen ersten Lebensminuten wie ein Fusionsofen, in dem sich die vorhandenen Neutronen mit einem Teil der Protonen zu Heliumkernen vereinten. Wasserstoff und Helium sind auch heute noch die bei weitem häufigsten Elemente im Universum. Alle anderen Elemente konnten erst Jahrmillionen später im Kernbrennofen der Sterne entstehen. Unsere Erde und auch wir selbst bestehen zum großen Teil aus der nuklearen Asche längst vergangener Sterngenerationen. Ohne diese ausgebrannten Sterne der Vergangenheit wäre die Chemie eine ziemlich langweilige Angelegenheit. Die Atome der verschiedenen Elemente finden sich heute an vielen Orten im Universum: In Sternen und Planeten ebenso wie in den Gaswolken zwischen den Sternen, in denen sogar komplexe Moleküle entstehen können. Einige von ihnen könnten eine wichtige Rolle bei der Entstehung des Lebens gespielt haben. Springer-Verlag Berlin Heidelberg 2017 S. Feil, J. Resag, K. Riebe, Faszinierende Chemie, DOI / _2

3 42 2 Vom Urknall zu den Elementen Was braucht man eigentlich, um das für uns sichtbare Universum zu erschaffen? Nicht viel! Es genügt ein winziger Raumbereich, deutlich kleiner als ein Proton, und ein sehr starkes Energiefeld, das diesen Raumbereich komplett durchdringt. Außerdem muss dieses Energiefeld einen starken negativen Druck aufweisen es steht also ähnlich wie eine gespannte Gummihaut unter einer starken inneren Zugspannung. Der Urknall Startschuss für das Universum Diese beiden Zutaten reichen aus, um nach den bekannten Gesetzen der Physik unser Universum so entstehen zu lassen, wie wir es heute beobachten! Innerhalb eines winzigen Sekundenbruchteils von nur rund Sekunden blähte sich dabei der subatomare Raumbereich exponentiell um mehr als das Fache auf. Zum Vergleich: Würde man ein Proton um diesen Faktor vergrößern, so wäre es anschließend 0,1 Lichtjahre groß. Diese explosionsartige Ausdehnung des Raums nennt man inflationäre Expansion das antreibende Energiefeld heißt entsprechend Inflatonfeld. Während der inflationären Expansion verdoppelt sich innerhalb von nur Sekunden die Größe des Raums hier dargestellt durch die Oberfläche einer Kugel in gleichen Zeitabständen vermutlich hundert Mal oder mehr. Nur ein winziger Teil dieses Raums entwickelt sich später zu dem für uns heute sichtbaren Teil des Universums. Doch wie schaffte es das Inflatonfeld eigentlich, den Raum derart aufzublähen? Überraschenderweise ist die treibende Kraft die Gravitation! Nach Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie üben nämlich nicht nur Materie und Energie eine anziehende Gravitationskraft aus, sondern auch innere Druckkräfte haben eine Gravitationswirkung. Positiver Druck wie bei einem Gas ergibt dabei eine anziehende Gravitation, negativer Druck (also innere Zugkräfte) führt dagegen interessanterweise zu abstoßender Gravitation. Dabei werden die Druckkräfte dreifach gerechnet pro Raumdimension einmal, sodass beim Inflatonfeld die abstoßende Gravitation überwiegt und den Raum auseinandertreibt. Nun könnte man annehmen, das Inflatonfeld müsse sich bei der starken Raumexpansion ausdünnen und seine Wirkung verlieren, doch das ist nicht der Fall! Um den Raum auszudehnen, muss die abstoßende Gravitation nämlich gegen die inneren Zugkräfte des Inflatonfelds ankämpfen und dieses wie ein Gummi zu- L. M. Krauss Ein Universum aus Nichts:... und warum da trotzdem etwas ist Albrecht Knaus Verlag 2013 B. Greene Die verborgene Wirklichkeit: Paralleluniversen und die Gesetze des Kosmos Pantheon Verlag 2013

4 Der Urknall 43 Radius in Metern inflationäre Expansion 42 Mrd. Lichtjahre sich abschwächende Expansion Inflatonfeld zerfällt beschleunigte Expansion Jahre 13,7 Mrd. Jahre (heute) Zeit in Sekunden Das für uns heute sichtbare Universum hat gegenwärtig einen Radius von rund 42 Milliarden Lichtjahren. Galaxien jenseits dieses Horizonts sind zu weit von uns entfernt, als dass irgendein Signal von dort uns seit dem Ende der inflationären Expansion jemals hätte erreichen können. Die Grafik zeigt, wie sich der Radius dieses Raumbereichs im Lauf der Zeit aufgrund der Raumexpansion entwickelt hat. Am Ende der sehr kurzen, aber umso heftigeren inflationären Expansionsphase zerfiel das Inflatonfeld und aus seiner freigesetzten Energie entstand nach Einsteins berühmter Formel E = m c 2 ein sehr heißes, extrem dichtes Teilchenplasma, aus dem letztlich die gesamte heute vorhandene Materie einschließlich aller chemischen Elemente hervorging. Ist damit das Rätsel des Urknalls gelöst? Nicht ganz, denn noch weiß niemand, wie der anfängliche winzige Raumbereich mit seinem starken Inflatonfeld entstanden sein könnte. Es gibt dazu zwar viele Ideen, doch letztlich benötigt man in diesem Extrembereich der Physik eine konsistente Theorie der Quantengravitation, die heute noch aussteht. Die genaue Natur des Inflatonfelds ist ebenfalls noch unklar, auch wenn es in den modernen Theorien der Teilchenphysik durchaus einige natürliche Kandidaten für ein solches Feld gibt. Insgesamt ist die Idee der inflationären Expansion aber heute weitgehend akzeptiert, denn mit ihr kann man viele Eigenschaften unseres Universums überzeugend erklären. Zeit sammen mit dem Raum auseinanderziehen. Dazu ist viel Energie nötig, die dem Inflatonfeld zugute kommt und dieses unvermindert am Leben erhält. Die benötigte Energie stammt dabei aus der abstoßenden Gravitation, die wie ein unerschöpfliches Energie-Kreditkonto wirkt. Man kann also tatsächlich ein Universum aus nahezu Nichts erzeugen, denn die Energie, die in der Materie bzw. dem Inflatonfeld gespeichert ist, wird durch die negative Gravitationsenergie kompensiert die Gesamtenergie des Universums ist praktisch null, auch heute noch. Nach manchen Theorien der Quantengravitation könnte der Raumbereich mit dem Inflatonfeld einfach aus dem Nichts heraus durch eine zufällige Quantenfluktuation entstanden sein. J. Resag Zeitpfad: Die Geschichte unseres Universums und unseres Planeten Spektrum Akademischer Verlag 2012 B. Bahr, J. Resag, K. Riebe Faszinierende Physik: Ein bebilderter Streifzug vom Universum bis in die Welt der Elementarteilchen Springer Spektrum 2013

5 44 2 Vom Urknall zu den Elementen Materie im expandierenden Universum Atome, dunkle Materie und dunkle Energie Unmittelbar nach dem Ende der inflationären Expansion war das Universum ein schnell expandierender Raum, angefüllt mit einem sehr heißen und extrem dichten Plasma, aus dessen brodelnder Energie ständig alle möglichen Teilchen, aber auch ihre entgegengesetzt geladenen Antiteilchen entstanden. Trafen Teilchen mit ihren Antiteilchen zusammen, so vernichteten sie sich sofort gegenseitig wieder und energiereiche Stahlung wurde frei. Während sich der Raum weiter ausdehnte, kühlte das Plasma immer weiter ab und wurde zunehmend dünner. Die instabilen Teilchen zerfielen weiterhin und schließlich reichte die thermische Energie nicht mehr aus, um neue Teilchen und Antiteilchen hervorzubringen. Wäre in diesem Moment genauso viel Materie wie Antimaterie vorhanden gewesen, so hätten diese sich vollständig gegenseitig vernichtet und es gäbe uns heute nicht. Offenbar ist jedoch die Symmetrie zwischen Materie und Antimaterie in der Natur nicht Protonen perfekt, denn es muss einen winzigen Materieüberschuss von rund einem Mil- Neutronen liardstel gegeben haben, der Elektronen damals übrig blieb. Nach einigen Sekunden war die Temperatur auf unter zehn Milliarden Kelvin gesunken und nur noch wenige Teilchensorten waren übrig: Protonen, Neutronen und Elektronen die Bausteine der Atome sowie große Mengen masseloser Lichtteilchen, die Photonen, und etwa ebenso viele nahezu masselose Neutrinos. Diese Neutrinos sind wahre Geisterteilchen, die kaum Notiz von der sonstigen Materie nehmen und bis heute nahezu ungestört das Universum durchqueren auch die Erde und uns selbst. Sehr viele Indizien sprechen dafür, dass damals noch eine weitere Sorte geisterhafter Teilchen entstanden ist. Wie die Neutrinos wechselwirken auch diese Teil- dunkle Materie Photonen Neutrinos Teilchen im Universum einige Sekunden nach dem Urknall. Diese Teilchen gibt es auch heute noch. Falschfarbenbild des Galaxienhaufens Abell 520, in dem mehrere Galaxien miteinander kollidiert sind. Dunkle Materie ist in Blau, gewöhnliche Materie in Rot dargestellt. S. Weinberg Die ersten drei Minuten Piper 1997 J. Resag Zeitpfad: Die Geschichte unseres Universums und unseres Planeten Spektrum Akademischer Verlag 2012 B. Bahr, J. Resag, K. Riebe Faszinierende Physik: Ein bebilderter Streifzug vom Universum bis in die Welt der Elementarteilchen Springer Spektrum 2013

6 Materie im expandierenden Universum 45 Entwicklungsstadien im expandierenden Universum chen kaum direkt mit normaler Materie, doch im Gegensatz zu den Neutrinos besitzen sie vermutlich eine ziemlich große Teilchenmasse. Ihre Gesamtmasse im Universum ist fünfmal größer als die Masse aller Atome. Diese sogenannte dunkle Materie die besser unsichtbare Materie heißen sollte bildet das materielle Grundgerüst des Universums und bestimmt mit ihrer Schwerkraft entscheidend die großräumigen Bewegungen der Materie. Ihre Gravitationswirkung verrät sie, doch bisher ist es noch nicht gelungen, ihre Teilchen direkt nachzuweisen. Jahren beschleunigt sich die Expansion unseres Universums langsam wieder, nachdem sie zuvor rund acht Milliarden Jahre lang durch die gravitative Anziehung der Materie abgebremst worden war! Es muss also eine Materieform im Universum geben, die gravitativ abstoßend wirkt. So etwas kennen wir bereits von der inflationären Expansion: ein Energiefeld mit negativem Druck (innerer Zugspannung). Dieses Feld, dem man den Namen dunkle Energie gegeben hat, ist allerdings wesentlich schwächer als das Inflatonfeld vom Beginn des Universums. Es durchdringt vermutlich den gesamten Raum und scheint heute mit rund 70 % den Löwenanteil der gesamten Materie- und Energiedichte im Universum zu stellen. Da sich die dunkle Energie anders als die sonstige Materie bei der Raumexpansion nicht ausdünnt, hat sie seit rund fünf Milliarden Jahren die Oberhand gewonnen und treibt das Universum zunehmend auseinander. Noch weiß allerdings niemand, worum es sich bei dieser geheimnisvollen Materieform eigentlich handelt. dunkle Energie 26 % dunkle Materie Damit könnte die Liste der Materie im Universum zu Ende sein, doch viele Indizien sprechen dafür, dass noch etwas fehlt. So hat man in den 1990er-Jahren etwas Überaschendes entdeckt: Seit rund fünf Milliarden Materieinhalt im Universum heute nach den 2015 veröffentlichten Daten des Planck-Satelliten 69 % 5 % Atome

7 46 2 Vom Urknall zu den Elementen relativer Massenanteil 1 0,1 0, Die nukleare Heliumsynthese Das frühe Universum als Fusionsreaktor In der ersten Minute nach dem Urknall glich das Universum mit seinem viele Milliarden Grad heißen Teilchenplasma einem Fusionsreaktor. Ständig vereinigten sich darin Protonen und Neutronen zu Deuterium- Kernen, doch diese Kerne waren bei diesen extremen Temperaturen relativ instabil und wurden von den milliardenfach zahlreicheren hochenergetischen Photonen sofort wieder zerstört. Erst gut eine Minute nach dem Urknall war die Temperatur mit rund einer Milliarde Grad so weit gesunken, dass die Deuterium-Kerne überleben konnten. Diese Kerne bildeten nun eine zentrale Brücke zu weiteren Fusionsprozessen, sodass eine lawinenartige Fusionskaskade in Gang kam: Weitere Protonen und Neutronen konnten sich an die Deuterium-Kerne anlagern, Neutronen Wasserstoff Helium-4 Lithium-6 Deuterium Helium-3 Tritium Beryllium-7 Lithium Zeit in Sekunden Bei einem Verhältnis von einem Neutron auf sieben Protonen liegt nach der Fusion ein Viertel aller Nukleonen als Helium-4-Kern (Kasten) vor, da kaum andere Kerne entstehen. wobei letztlich große Mengen der sehr stabilen Helium-4-Kerne entstanden, während andere weniger stark gebundene Atomkerne wie Helium-3 oder Tritium nur in geringen Mengen gebildet wurden. Im Prinzip hätten auch schwerere Atomkerne entstehen können, doch es gibt ein Nadelöhr: Atomkerne mit fünf oder acht Nukleonen (Protonen plus Neutronen) sind extrem instabil und zerfallen sofort nach ihrer Entstehung wieder. Wenn sich also beispielsweise ein Proton oder Neutron an einen Helium-4-Kern anlagert, wird es sofort wieder abgestoßen, noch bevor sich ein weiteres Nukleon anlagern kann. Die Fusion zweier Helium-4-Kerne funktioniert ebenfalls nicht: Zum einen verhindert die starke elektrische Abstoßung der Heliumkerne, dass sie sich bei diesen Temperaturen nahe genug für eine Fusion kommen, und zum anderen wäre der neu gebildete Atomkern aus acht Nukleonen Entwicklung der Massenanteile der Elemente in den ersten Minuten nach dem Urknall (beide Achsen sind logarithmisch skaliert) J. Resag Zeitpfad: Die Geschichte unseres Universums und unseres Planeten Spektrum Akademischer Verlag 2012 B. Bahr, J. Resag, K. Riebe Faszinierende Physik: Ein bebilderter Streifzug vom Universum bis in die Welt der Elementarteilchen Springer Spektrum 2013

8 Die nukleare Heliumsynthese 47 Protonen Proton Neutron Photon 1 H 3 He 2 H n 4 He 3 H Neutronen 7 Be 7 Li Die wichtigsten Kernreaktionen nach dem Urknall im Überblick extrem instabil und zerfiele sofort wieder. Lediglich Lithium-7 und radioaktives Beryllium-7 entstanden daher in geringem Umfang. Es gibt letztlich nur einen effektiven Weg hin zu schwereren Atomkernen: Drei Helium-4-Kerne müssen nahezu gleichzeitig aufeinandertreffen und einen Kohlenstoff-12-Kern bilden. Dafür sind jedoch sehr hohe Temperaturen und Dichten nötig, die während der Fusionsprozesse im frühen Universum nicht mehr erreicht wurden. Erst im Zentrum von Sternen wurde dieser Prozess einige Hundert Millionen Jahre später möglich. Nur 20 Minuten nach dem Urknall war bereits alles vorbei. Fast alle verfügbaren Neutronen waren in Helium-4-Kernen gelandet, während Lithium, Deuterium oder Helium-3 nur in geringen Mengen entstanden waren. Schwerere Atomkerne gab es noch gar nicht. Man kann in kosmologischen Modellen ziemlich genau ausrechnen, wie viele Neutronen zur Zeit der Fusion im Plasma vorhanden gewesen sein müssen: Das Verhältnis von Protonen zu Neutronen lag bei 7:1, sodass nach der Fusion 4 von 16 Nukleonen als Helium- 4-Kern vorlagen, wie die Grafik zeigt. Da Protonen und Neutronen fast gleich schwer sind, entfielen nach der Fusion also 25 % der Masse aller Atomkerne auf die Helium-4-Kerne. Der Rest bestand fast ausschließlich aus den übrig gebliebenen Wasserstoffkernen (Protonen). Spätere Fusionsprozesse im Inneren von Sternen verschoben dieses Verhältnis noch etwas zugunsten von Helium und schwereren Elementen, doch allzu viel änderte sich daran bis heute nicht mehr. Da die Atomkerne fast die gesamte Masse der Atome ausmachen, müsste auch heute noch die atomare Materie im Universum zu knapp 75 Gewichtsprozent aus Wasserstoff und zu gut 25 Gewichtsprozent aus Helium-4 bestehen. Genau das sehen wir im Universum ein eindrucksvoller Beleg dafür, dass unser Bild vom Urknall zutrifft. Wasserstoff 71 % 27 % Helium Sonstiges 2 % Massenanteile der Elemente im Sonnensystem, wobei über 99 % der Gesamtmasse auf die Sonne entfallen

9 48 2 Vom Urknall zu den Elementen Als 20 Minuten nach dem Urknall die Fusionsphase mit der Entstehung der Heliumkerne beendet war, geschah viele Tausend Jahre lang nichts Wesentliches mehr. Das Universum expandierte einfach immer weiter viel schneller als heute wobei das Wasserstoff- Helium-Plasma darin zunehmend dünner wurde und weiter abkühlte. In dieser Zeit war das Universum für Licht noch völlig undurchlässig, denn die Photonen des glühenden Plasmas wurden von den elektrisch geladenen Teilchen darin ständig hin- und hergeworfen, ganz ähnlich wie heute im Inneren unserer Sonne. Für die Bildung von Atomen war es noch für lange Zeit viel zu heiß. Wie weit musste das Universum eigentlich abkühlen, bis die Bildung von Atomen einsetzte? Die Energien, die bei Kernreaktionen auftreten, sind millionenfach größer als die Energien, die in der Atomhülle und bei chemischen Reaktionen relevant sind die Temperatur aus der Fusionsphase von rund einer Milliarde Kelvin musste sich also um das Millionenfache auf wenige Tausend Kelvin verringern. Für das Universum bedeutet das, dass es sich nach der Fusionsphase um das Millionenfache ausdehnen musste, denn Temperatur und Expansionsfaktor verhalten sich umgekehrt proportional zueinander. Genauere Rechnungen zeigen, dass unterhalb von rund 3000 Kelvin die Elektronen dauerhaft an die Wasserstoff- und Heliumkerne gebunden werden diese Temperatur erreichte das Universum rund Jahre nach dem Urknall. Das war der Moment, in dem das Die ersten Atome... und das älteste Licht der Welt Universum erstmals in seiner Geschichte durchsichtig wurde, denn die neutralen Atome lassen die Photonen weitgehend ungehindert passieren. Bis heute durchqueren sie das Universum und bilden damit das älteste Licht der Welt wir müssten es also überall am Himmel sehen können. Aber warum glüht der Himmel dann nicht in gelblichem Licht? Immerhin sind 3000 Kelvin halb so heiß wie die Sonnenoberfläche. Doch wir haben den Einfluss der kosmischen Expansion vergessen! Während das befreite Licht des glühenden Plasmas den Raum durchquerte, dehnte sich das Universum in den 13,8 Milliarden Jahren bis heute um gut das Tausendfache aus, sodass auch die Wellenlänge des Lichts tausendmal gedehnt wurde und seine Temperatur um das Tausendfache fiel. Aus dem hellgelben Licht des glü- Bei der Bildung neutraler Atome rund Jahre nach dem Urknall verwandelt sich das glühende Plasma in durchsichtiges Gas. Proton Elektron Photon geladenes Plasma undurchsichtig neutrales Gas durchsichtig Wasserstoffatom WMAP-Homepage Planck-Homepage

10 Die ersten Atome 49 λ Energie E Längenverdopplung Temperaturhalbierung E/2 Dehnung der Wellenlänge durch die kosmische Expansion. Die roten Punkte sind die Photonen, deren Wellenlänge und Energie unten dargestellt ist. henden Plasmas wurde so eine schwache unsichtbare Mikrowellenstrahlung, die einer Temperatur von nur noch 2,7 Kelvin entspricht. Diese Mikrowellenstrahlung ist als kosmische Hintergrundstrahlung bekannt. Sie erreicht uns von jedem Punkt des Himmels und kann mit den entsprechenden Antennen nachgewiesen werden. Wenn wir also unsere Instrumente in den scheinbar leeren Himmel blicken lassen, so sehen wir weit hinter allen Sternen und Galaxien tatsächlich das glühende Wasserstoff-Helium- Plasma in dem Moment, als es durchsichtig wurde, wobei sein Licht auf dem weiten Weg zu uns tausendfach gedehnt und abgeschwächt wurde. Auf den ersten Blick ist die kosmische Hintergrundstrahlung eine sehr gleichmäßige schwache Wärmestrahlung, d. h. der leere Himmel scheint 2λ überall ziemlich genau 2,7 Kelvin warm oder besser kalt zu sein. Doch wenn man sehr genau hinschaut, findet man winzige Unregelmäßigkeiten von wenigen tausendstel Prozent, die feinen Dichteschwankungen im damaligen Plasma entsprechen. Diese Schwankungen enthalten jede Menge Informationen über unser Universum, sodass wir heute ziemlich genau wissen, wie alt es ist (13,8 Milliarden Jahre), wie schnell es sich ausdehnt, wie viele und welche Arten von Materie es enthält und dass seine mittlere Krümmung null beträgt. Darstellung der winzigen Temperaturschwankungen in der kosmischen Hintergrundstrahlung, gemessen vom Planck-Weltraumteleskop. Der gesamte Himmel ist in dem Bild auf eine Kugel projiziert worden, wie ein Globus vom Himmel. Die drei Ansichten zeigen die Kugel aus drei verschiedenen Richtungen.

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