Wenn man die Hintergrundstrahlung sehr genau vermisst, kann man winzige Temperaturschwankungen um Millionstel Kelvin nachweisen, die auf geringe Dichteunterschiede hinweisen – die Inflation hat winzige Dichtefluktuationen aus der Quantenwelt auf kosmische Dimensionen vergrößert. Da, wo das Gas ein wenig dichter war, begann es sofort, umliegendes Gas gravitativ anzuziehen. So zog sich das Gas allmählich zu filamentartigen Strukturen zusammen und hinterließ dazwischen große Leerräume, sogenannte Voids. Wo das Gas sich verdichtete, entstanden turbulente Wirbel, die in immer kleinere Wolken zerbrachen, aus denen die ersten Sterne und Galaxien entstanden.
Das Zeitalter der leuchtenden Sterne
Wenn sich Gas zu einem Stern zusammenzieht, erhöhen sich durch Kompression Druck und Temperatur im Kern so weit, dass die Wasserstoffkerne ihre gegenseitige Abstoßung überwinden können und die starke Kernkraft, deren Reichweite extrem kurz ist, sie zu packen bekommt und zu Heliumkernen verschmelzen (fusionieren) lässt. Dabei wird Gammastrahlung frei, die auf dem langen Weg aus dem Stern heraus durch Absorption, Emission und Streuung allmählich zu Licht und Wärme wird.
Die Fusionsrate in einem Stern hängt empfindlich vom Druck ab, so dass massive Sterne, bei denen sehr viel Gas den Kern zusammendrückt, erheblich schneller ihren Wasserstoff aufbrauchen und viel heller leuchten, als leichte Zwergsterne.
Massive Sterne leben nur wenige 10 bis 100 Millionen Jahre lang, bevor ihr Kern zu einem superdichten sogenannten Neutronenstern kollabiert, der nur ein paar 10 km durchmisst. Der Rückprall des darauf herunter stürzenden Materials zündet eine explosive Fusion, die den Stern von innen heraus auseinander reißt – eine Supernova, die für ein paar Wochen heller leuchtet als eine ganze Galaxie. Noch massivere Sterne kollabieren zu Schwarzen Löchern. Der größte Teil der Sternmaterie inklusive der im Stern erbrüteten Elemente wird wieder zurück ins All geblasen, woraus dann neue Sterne, aber auch Planeten mit fester Oberfläche entstehen können. Durch Supernovae wurde das All mit Elementen wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen und Elementen, die bei der Supernova selbst entstehen, angereichert, aus denen auch wir bestehen.
Ein Stern wie die Sonne leuchtet über 12 Milliarden Jahre lang, von denen die Sonne erst 4,5 Milliarden hinter sich gebracht hat. Während im Kern der Sonne Wasserstoff zu Helium fusioniert, der etwas weniger Raum benötigt, sackt das darüber liegende Material allmählich zusammen und erhöht den Druck und die Fusionsrate. Dies lässt die Sonne allmählich heller werden, und damit wird es auf der Erde immer wärmer. In 900 Millionen Jahren wird es auf der Erde zu heiß für mehrzelliges Leben sein und nur noch Bakterien werden existieren können. In spätestens 1,9 Milliarden Jahren wird es schließlich so heiß, dass die Ozeane verdampfen und einen galoppierenden Treibhauseffekt erzeugen, der die Erde sterilisieren und in eine zweite Venus verwandeln wird.
Nach 11 Milliarden Jahren geht der Wasserstoffvorrat im Kern der Sonne allmählich zur Neige und sie beginnt, abwechselnd Wasserstoff in einer Schale um den Kern und Helium im Kern zu fusionieren, was ihre Atmosphäre in Schüben bis auf das 200-fache des heutigen Durchmessers aufbläht. Ihre Leuchtkraft nimmt um das mehr als 2000-fache zu. Sie wird zum Roten Riesen.
Als Roter Riese verliert die extrem dünne äußere Atmosphäre viel Gas, das sich als expandierende Wolke um den Stern herum sammelt, ein sogenannter Planetarischer Nebel. Nach 12 Milliarden Jahren kommt schließlich durch die mit dem Massenverlust einhergehende Druckabnahme im Kern die Fusion zum Erliegen und ein nackter Heliumkern von 55% der ursprünglichen Sonnenmasse bleibt übrig, der unter seinem Gewicht auf Erdgröße zusammensackt und nur noch durch die dabei frei werdende Kompressionswärme leuchtet – ein Weißer Zwerg. Das weitere Schicksal der Sonne ist dann zunächst ein Abkühlen über mehrere 10 Milliarden Jahre zu einem Schwarzen Zwerg.
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