Entstehung von Struktur

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The Big Bang – oder die Physik des frühen Kosmos
Entstehung von Struktur
Von Eva Fischl
23.01.2014
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Gliederung
1.
2.
3.
4.
Erste Materiefluktuationen
Die Millenium-Simulation
Großräumige Strukturen und die ersten Sterne
Chemische Entwicklung
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1. Erste Materiefluktuationen
Wie wir aus den bisherigen Vorträgen wissen, war das frühe Universum bezüglich seiner
Masseverteilung außerordentlich homogen. Wenn wir allerdings in einer sternklaren Nacht den Blick
zum Himmel wenden, stellen wir fest, dass das Universum nicht homogen sein kann. Wir erkennen
dort Sterne, Planeten und Galaxien. Wie konnte es also dazu kommen, dass aus dem homogenen
Universum kurz nach dem Urknall, ein Universum wurde, wie wir es kennen?
Damit es zu den ersten Verdichtungen des Universums kommen konnte, müssen von vorn herein
kleine Fluktuationen in der Verteilung bestanden haben. Wäre das Universum tatsächlich
vollkommen homogen gewesen, würden heute keine Galaxien existieren. Die Beschaffenheit solcher
Gebiete mit erhöhter Dichte entschied nun über deren Schicksal. Waren die Dichtefluktuationen
kleinräumig und relativ massearm, so lösten sie sich mit der Zeit auf (das expandierende Universum
verringerte die Dichte wieder). Bei den größeren und massereicheren Fluktuationen war jedoch die
Anziehungskraft größer als der nach außen gerichtete Druck. Diese werden allmählich immer dichter.
Allerdings wurde festgestellt, dass die für uns sichtbare baryonische Materie niemals eine solche
Dichte hätte erreichen können. Die gravitative Anziehung hätte nicht ausgereicht, um die Expansion
zu überwinden und gebundene Gebiete zu erzeugen. Um trotzdem Materieverdichtungen entstehen
zu lassen, müssen wir uns der dunklen Materie bedienen, die wir ja bereits kennen gelernt haben. Da
die dunkle Materie einen viel größeren Anteil am Universum hat und sie bei weitem nicht so stark
mit elektromagnetischen Wellen wechselwirkt, ist es viel wahrscheinlicher, dass es ihr gelingt, die
Expansion des Universums lokal zu stoppen und gravitativ gebundene Gebiete zu schaffen.
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Wie in der Grafik zu sehen ist, ist allein der Anteil der kalten dunklen Materie am Universum um ein
Vielfaches höher als der der baryonischen Materie. Macht man die kalte dunkle Materie für die
Entstehung von Struktur verantwortlich, so entspricht das dem bottom-up-Modell. Dieses Modell
stimmt am besten mit unserem Wissen der Realität überein. Wie nachfolgende Abbildung zeigt,
würde es erhebliche Unterschiede machen, wenn die Zusammensetzung des Universums anders
wäre, bzw. wenn das bottom-up-Modell mit einem Universum, das von kalter dunkler Materie
bestimmt wird, nicht passen würde.
Trotzdem gibt es Verfechter des top-down-Szenarios, zu denen beispielsweise der sowjetische
Kosmologe Yaakov Zel’dovich zählt. In diesem Modell wird das Universum von Baryonen bestimmt.
Ein weiterer Unterschied ist, dass sich laut diesem Modell zuerst Galaxienhaufen gebildet haben
müssten, bevor diese dann in Galaxien zerfallen wären.
Im Weiteren werde ich mich aber auf das bottom-up-Modell beziehen, wie ich es auch schon im
Vortrag gemacht habe. Laut diesem Modell bildeten sich, wie oben beschrieben, Gebiete mit einer
höheren Dichte an dunkler Materie. Nachdem sich die sichtbare Materie und die Strahlung
entkoppelt hatten, strömte die baryonische Materie in die Potentialtopfe, die die dunkle Materie
geschaffen hatte. Dabei war es möglich, dass sich dunkle und sichtbare Materie komplett
durchdringen konnten, weil sie kaum miteinander wechselwirken. In den Bereichen mit der größten
Überdichte gelang es der Schwerkraft die Expansion lokal zu stoppen und gravitativ gebundene
Gebiete zu bilden. In diesen Gebieten stieg die Dichte von nun an, da Materie aus der Umgebung auf
Bahnen um den Schwerpunkt gezwungen wurde.
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2. Die Millenium-Simulation
Die Millenium-Simulation ist ein Projekt des Virgo-Konsortiums. Das Virgo-Konsortium ist eine
Gruppe von Kosmologen aus Deutschland, Großbritannien, Kanada, Japan und den USA. Unter der
Leitung des Max-Planck-Instituts für Astrophysik in Garching erschuf diese Gruppe von
Wissenschaftlern eine Simulation, die zum Verständnis der Strukturbildung beitragen sollte. Bevor im
Sommer 2005 die Ergebnisse vorgestellt werden konnten, waren 512 Prozessoren 28 Tage damit
beschäftigt die Bewegungen der eingebrachten Teilchen zu berechnen.
Da es selbst mit modernsten Computern unmöglich ist, das komplette frühe Universum zu
simulieren, wurde ein würfelförmiger Ausschnitt mit der Kantenlänge 500MPc/h (bei z=0 entspricht
das 2,2 Milliarden Lichtjahren) gewählt. In diesen Würfel wurde dunkle Materie der Masse von 10
Trillionen Sonnen gepackt, welche auf insgesamt 10 Milliarden Teilchen gleichmäßig verteilt wurde.
Da ein perfekt homogenes Universum niemals zu Strukturbildungen geführt hätte wurden auch in
der Simulation kleine Dichteschwankungen eingebracht.
Die beschriebenen Startbedingungen entsprechen dem realen Universum etwa 10 Millionen Jahre
nach dem Urknall. Die Rahmenbedingungen wurden so angepasst, dass die Simulation möglichst
genau das reale Universum zu dieser Zeit wiedergibt (z.B. wurde der expandierende Raum
berücksichtigt). Nun wurde die Simulation gestartet, wobei die Prozessoren die Bewegung aufgrund
der Gravitation von jedem einzelnen Teilchen berechneten.
z=18,3
z=5,7
z=1,4
z=0
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Wie sich zeigte entwickelten sich aus den winzigen Dichteschwankungen gravitativ gebundene
Gebiete der Große von Galaxien und Galaxienhaufen. Die Simulationsergebnisse stimmen gut mit
dem Universum, wie wir es heute kennen überein.
In einem weiteren Simulationsschritt wurde auch die sichtbare Materie berücksichtigt. Es zeigte sich,
dass sich die Dichteverteilung der baryonischen Materie, wie zu erwarten war, an die der dunklem
Materie anglich.
Bei der Veröffentlichung der Ergebnisse wurden neben einer Pressemitteilung auch einige
Visualisierungen
vorgestellt,
die
allesamt
im
Internet
unter
http://www.mpagarching.mpg.de/galform/presse/ verfügbar sind. Neben einigen Bildern und drei Videos (eines
wurde in den Vortrag eingebettet) wurde auch nachfolgendes Poster veröffentlicht. Es zeigt die
Verteilung der dunklen Materie im heutigen Universum, wobei ein kleiner Ausschnitt zusätzlich
vierfach vergrößert dargestellt wurde. Hiervon wurde wiederum ein Ausschnitt vierfach vergrößert
usw.
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3. Großräumige Strukturen und die ersten Sterne
Wie oben bereits beschrieben, begann die Strukturbildung mit Dichtefluktuationen der dunklen
Materie. Waren die Fluktuationen groß und massereich genug gelang es ihnen gravitativ gebundene
Gebiete zu schaffen. Solche Objekte werden als Halos bezeichnet. Da solche Halos im frühen
Universum durch Materie der Umgebung (dunkle und sichtbare Materie) an Masse gewinnen
konnten, wuchsen sie weiter an. Allerdings wirken zwischen zwei Halos auch immer
Gravitationskräfte. Waren diese anziehenden Kräfte groß genug kam es zu Zusammenstößen zweier
Halos, was zum Verschmelzen führte. Durch das Verschmelzen von Halos entstanden immer größere
Halos, was nachfolgende Grafik veranschaulicht.
Prinzipiell ist es auch möglich, dass es in Zukunft neue Verschmelzungen gibt, wobei man sagen
muss, dass ein erneutes verschmelzen von zwei Halos zunehmend unwahrscheinlicher wird, da das
expandierende Universum die Abstände zwischen den Halos vergrößert. Wie bereits erwähnt
verdichtete sich in den Schwerefeldern der Halos auch die sichtbare Materie.
Nun sind wir auf der Suche nach den ersten Sternen und Planeten einen Schritt weiter, immerhin
haben wir bereits Verdichtungen der sichtbaren Materie in den Halos der dunklen Materie. Allerdings
handelt es sich dabei um eine Materiewolke, die immer noch nicht die nötige Dichte aufweist, um
von Sternen zu sprechen.
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Der britische Mathematiker, Physiker und Astronom Sir James Jeans hat das nach ihm benannte
Kriterium eingeführt, welches erfüllt sein muss, um die Materiewolken zum kollabieren zu bringen.
Damit sich das Gas soweit verdichtet, muss die Gravitationskraft zwischen den Teilchen den
thermischen Druck überwinden. Dazu muss die Masse hinreichend groß werden,
was der Fall ist, wenn die Jeans-Masse erreicht wird.
ρ: Gasdichte
Vs: thermische Geschwindigkeit
G: Gravitationskonstante
Wie wir bereits aus dem letzten Vortrag wissen, sammelt sich die baryonische Materie im Zentrum
eines Halos aus dunkler Materie an, weil sie sich weiter verdichten kann. Der Grund dafür ist, dass
sie, im Gegensatz zur dunklen Materie, durch Stöße und Abstrahlung von Licht Energie verlieren
kann. Einige zehn Millionen Jahre nach dem Urknall hatte sich im Inneren der Halos genügend Gas
angesammelt, um die Materiewolke zum kollabieren zu bringen und erste Sterne zu bilden. Ab
diesem Zeitpunkt spricht man vom Zeitalter der Reionisation.
Von nun an kann man außerdem von Galaxien sprechen, die von der dunklen Materie
zusammengehalten wurden. Da sich die Galaxien in den Halos befinden, kann man von der
hierarchischen Entwicklung der Halos darauf schließen, dass sich auch die Galaxien entsprechend
entwickelt haben müssen. Verschmelzen zwei Halos, in denen sich junge Galaxien gebildet hatten
und ist außerdem die Dichte des interstellaren Gases hoch genug, so kommt es zu Starbursts (hohe
Sternbildungsraten).
Möchte man nun feststellen, welche Charakteristika die ersten Sternsysteme auszeichneten, muss
man allerdings feststellen, dass sich dies als nicht so einfach erweist. Das Licht der ersten Sterne ist
logischerweise das Sternenlicht, das zum frühesten Zeitpunkt ausgesandt wurde. Somit muss es auch
die höchste Rotverschiebung aufweisen. Schwieriger ist aber der Nachweis dieser Strahlung, da nur
ein sehr geringer Teil dieses Lichts unsere Teleskope erreicht. Um das Licht der ersten Sterne
trotzdem „sehen“ zu können, kann man aber erfolgversprechendere Messungen vornehmen. Da ein
großer Teil des ersten Sternenlichts von kosmischen Staubwolken absorbiert wurde, der sich
daraufhin aufheizte und seinerseits wieder Strahlung (im infraroten) abgab, versucht man die
Strahlung der Staubwolken nachzuweisen. Berücksichtigt man die Rotverschiebung so ist die InfrarotStrahlung heute als Submillimeterstrahlung zu messen.
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Diese Messungen können von Teleskopen auf der Erde durchgeführt werden. Mit 15 Meter
Durchmesser ist das James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) das größte astronomische Teleskop, das
auf Submillimeterstrahlung spezialisiert ist. Es befindet sich auf dem Gipfel des Mauna Kea auf
Hawai, in knapp 4100 Meter Höhe. Das JCMT enthält die Kamera SCUBA-2 (SCUBA = Submillimetre
Common-User Bolometer Array), welche die Nachfolgerin der Kamera SCUBA ist. Sie wurde wie ihre
Vorgängerin am Royal Observatory in Edinburgh konstruiert, arbeitet aber etwa 1000 Mal schneller.
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Nun könnte man ja denken, wir wären im jetzigen Universum angelangt, wenn wir von
Sternentstehung sprechen, welche ja durchaus heute noch stattfindet. Dass dem nicht so ist erkennt
man schnell, wenn man die ersten Sterne mit neueren Sternen vergleicht. Die Eigenschaften der
ersten Sterne unterscheiden sich nämlich grundlegend von denen der neuen Sterne (z.B. unsere
Sonne). So zeichnet die ersten Sterne eine sehr große Masse, sowie eine geringe Lebensdauer aus.
Ihre Oberfläche war außerdem sehr viel heißer, als die heutiger Sterne. Ein weiterer Unterschied liegt
auf der Hand. Das frühe Universum bestand zum großen Teil aus Wasserstoff, wobei auch geringere
Mengen an Helium und Lithium existierte. Das heißt natürlich auch, dass keine schweren Elemente in
den ersten Sternen vorhanden waren. Sterne, die diese Eigenschaften tragen, werden als „Sterne der
Population III“ bezeichnet.
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4. Chemische Entwicklung
Wie bereits erwähnt bestand das frühe Universum zum großen Teil aus Wasserstoff, sowie wenig
Helium und Spuren von Lithium. Beim Blick auf das Periodensystem der Elemente, wird aber schnell
klar, dass im Laufe der Zeit sehr viel mehr Elemente entstanden sein müssen. Für den Anfang der
chemischen Entwicklung sind bereits die ersten Sterne verantwortlich. So wird dort erstmals aus
Wasserstoff Kohlenstoff gebildet. Dieser sehr ineffiziente Prozess benötigt aber sehr viel Energie.
Wenn diese nicht mehr zur Genüge vorhanden ist, kollabiert der Stern. Dabei werden die Elemente
bis Zink (Z=30) gebildet. Stirbt ein Stern der Population III, so werden erstmals Metalle (alle Elemente
schwerer als He) freigesetzt, aus denen sich dann neue Sterne bilden können. Diese Sterne weisen
dann also eine höhere Metallizität (Metallgehalt) auf. Im Allgemeinen gibt die Metallizität der Sterne
Aufschluss über deren Alter. Die ältesten Sterne (Population III) enthalten quasi keine Metalle, die
nächste Generation (Sterne der Population II) hingegen schon geringe Mengen.
Das nachfolgende Diagramm zeigt die Produktionsrate der chemischen Elemente bis Zink in den
ersten Sternen relativ zu unserer Sonne. Die gestrichelte Linie berücksichtigt dabei Sterne mit einer
Masse von bis zu 40 Sonnenmassen, wohingegen die durchgezogene Linie auch Sterne mit einer
Masse von bis zu 260 Sonnenmassen berücksichtigt.
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Quellen:
http://www.mgvoss.de/115.html
http://www.raumfahrer.net/astronomie/kosmologie/existieren.shtml
http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/presse/
http://www.techniklexikon.net/d/jeans/jeans.htm
Richard B. Larson/Volker Bromm: The First Stars in the Universe. In: Scientific American, 2004, Nr. 9,
S. 4-11
Anita Winter: Sterngeburt kurz nach dem Urknall. In: Sterne und Weltraum, 2013, Nr. 5, S. 46-53
Klaus Jäger: Andersartige Universen? In: Sterne und Weltraum, 2014, Nr. 1, S. 10
Markus Pössel: Der Kosmos im Computer. In: Spektrum der Wissenschaft, 2005, Nr. 11, S. 12ff
Immo Appezeller: Die Entwicklung junger Galaxien. In: Sterne und Weltraum, 2010, Nr. 10, S. 34-43
Joseph Silk: Die Geschichte des Kosmos, Spektrum Akademischer Verlag, Berlin, 1999
Wolfgang Gebhardt: Skript zur Vorlesung „Vom Urknall zu den Sternen“, WS 11/12, S. 163-166
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