Hinweis: Dieser Artikel ist ein Beitrag zum ScienceBlogs Blog-Schreibwettbewerb 2015. Hinweise zum Ablauf des Bewerbs und wie ihr dabei Abstimmen könnt findet ihr hier. Informationen über die Autoren der Wettbewerbsbeiträge findet ihr jeweils am Ende der Artikel.
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In ihrem Buch „Die 5 Zeitalter des Universums [Eine Physik der Ewigkeit]“ aus dem Jahre 1999 beschreiben die beiden Physiker Fred Adams und Greg Laughlin die wahrscheinliche Zukunft des Universums. Damals war die Dunkle Energie gerade erst neu entdeckt und hatte es noch nicht in das Buch geschafft. Ich möchte im Folgenden versuchen, die zukünftige Entwicklung des Universums zu beschreiben, in Anlehnung an das Buch und angereichert mit aktuellem Wissen.
Im Folgenden werden häufig große oder kleine Zahlen in Exponentialschreibweise (10n) verwendet, wobei n die Zahl der Nullen angibt, die hinter einer 1 stehen müssten (oder bei negativem n davor), um die Zahl auszuschreiben, also etwa 103 für 1000, 10-3 für 0,001. Wann immer eine solche Zahl auftaucht, mache man sich klar, dass ein um 1 höherer Wert für n gleich das Zehnfache bedeutet. So ist 1032 nicht ein bisschen mehr als 1028, sondern das Zehntausendfache.
Das Zeitalter der Urmaterie
Das Universum begann vermutlich als winzige Quantenfluktuation der Raumzeit. Es platzte ein winziges Volumen von vielleicht einem Hundertbillionstel Durchmesser eines Protons eines sogenannten „falschen Vakuums“ in die Existenz, welches von einem Feld einer gewaltigen Energiedichte erfüllt war. Eine sehr hohe Energiedichte bewirkt nach der Allgemeinen Relativitätstheorie eine abstoßende Gravitation, die das falsche Vakuum inflationär wachsen ließ.
Alle 10-35 Sekunden verdoppelte sich der Durchmesser des jungen Weltalls, so dass die Enden eines Protondurchmessers von 1,7•10-15 m bereits mit dem halben Billionfachen der Lichtgeschwindigkeit auseinander strebten. Vielleicht dauerte das ganze nur 10-33 s oder 100 Verdopplungen, da war das Weltall schon um einen Faktor 1030 angewachsen. Die Inflation endete, als das falsche Vakuum in den Zustand niedrigerer Energiedichte des heutigen Vakuums fiel. Die überschüssige Vakuumenergie wurde als Strahlung frei und heizte den Raum auf bis zu 1028 K auf.
Aus dieser Energie entstanden in der sogenannten Baryogenese neben anderen Teilchen Quarks und Antiquarks (Baryonen sind Teilchen, die aus 3 Quarks bestehen, wie Protonen und Neutronen), aber aufgrund einer noch nicht verstandenen Asymmetrie kamen auf 100 Millionen Antiquarks 100 Millionen-und-ein Quark. Quarks und Antiquarks vernichteten sich dann wieder zu Strahlung, bis auf den winzigen Überhang der Quarks. Nach einer Millionstel Sekunde war deren Teilchendichte so hoch wie in einem Neutronenstern, die Temperatur auf 10 Billionen K gefallen und die Quarks verbanden sich mit ihresgleichen zu zusammengesetzten Teilchen wie Protonen und Neutronen.
Nach einer Sekunde war das Weltall auf 10 Milliarden K abgekühlt, 200.000-mal so dicht wie Wasser, und Protonen und Neutronen begannen zu leichten Atomkernen wie Deuterium, Helium und Lithium zu verschmelzen. Diese primordiale Nukleosynthese dauerte gerade einmal 3 Minuten, dann war die Temperatur und Dichte des Universums so weit abgesunken, dass keine Fusionen mehr statt fanden; heute finden wir noch genau das damals entstandene Verhältnis der Elemente und ihrer langlebigen Isotope in ursprünglichem Gas wieder.
Nun war das Weltall ziemlich gleichmäßig mit einem heißen Gas aus leichten Atomkernen, Elektronen, den bisher noch nicht identifizierten Teilchen der dunklen Materie, sowie sehr viel Strahlung (Photonen) erfüllt, die ständig vom Gas absorbiert und wieder ausgesendet wurden. Das Weltall war ein undurchdringlicher Feuerball, ein Plasma.
Nach 380.000 Jahren weiteren Wachstums war es auf rund 3000 K abgekühlt und die Kerne hatten die meisten Elektronen eingefangen, so dass das Gas transparent wurde und die Photonen erstmals freie Bahn bekamen. Wir können heute noch diese Photonen empfangen, ihre Wellenlänge ist mittlerweile durch die Expansion des Alls um den Faktor 1100 gewachsen und lässt sich mit Radioteleskopen als kosmischer Mikrowellen-Hintergrund nachweisen. Wir können den Feuerball also gewissermaßen heute noch sehen.
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.
Lebenszyklus der Sterne (Bild: NASA/JPL)
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.
Noch wesentlich langlebiger als die Sonne sind Rote Zwergsterne, die mit 80% die große Mehrheit aller Sterne bilden. Sie brennen nicht nur auf kleinerer Flamme – sie sind bis zum Kern konvektiv, d.h. heißes Gas steigt aus dem Kern nach oben und kühleres sinkt ab, so dass das gesamte Gas des Sterns irgendwann einmal zur Fusion zur Verfügung steht. Ein Roter Zwerg von einem Zehntel Sonnenmasse kann 14 Billionen Jahre lang brennen, das 1000-fache des heutigen Alters des Universums!
Am Ende seines langen Lebens endet bei einem Stern von weniger als ¼ Sonnenmasse die Konvektion, die Fusion beschleunigt sich und seine Temperatur nimmt zu, so dass er zu einem Blauen Zwerg wird, der die Helligkeit unserer Sonne erreichen kann. Wenn 98% des Wasserstoffs verbraucht sind, wandelt er sich ohne Riesenstadium direkt zum Weißen Zwerg, der weiter zum Schwarzen Zwerg abkühlt.
Im Weltall werden die Galaxien mit dem Verschwinden der massiveren Sterne immer dunkler. Ihr Gas wird zunehmend mit schweren Elementen angereichert, aus denen immer weniger neue Sterne entstehen, die immer kleiner und leuchtschwächer sind. Schließlich können Sterne von nur 4% der Sonnenmasse entstehen, die so wenig Energie erzeugen, dass in ihren Atmosphären Eiswolken schweben! Solche Sterne könnten eine Million Mal länger als unsere Sonne leben.
Die Galaxien selbst werden einsam werden. Seit dem Ende der 1990er Jahre wissen wir, dass das Weltall nicht nur expandiert, sondern dass sich diese Expansion noch beschleunigt. Die kleine Schwester der Inflation, die Dunkle Energie, ist am Werk. Ihre Natur ist noch ungeklärt, vermutlich handelt es sich um Vakuumenergie, ähnlich wie bei der Inflation. Sie wird erst bei großen Entfernungen dominant, wo sie die typischen Geschwindigkeiten von Galaxien in den von ihnen gebildeten Haufen überwiegt. Galaxien, die durch wechselseitige Gravitation aneinander gebunden sind, rutschen gewissermaßen über den expandierenden Raum hinweg, aber weiter entfernte Galaxien treibt es auseinander. Dadurch entweichen immer mehr Galaxien hinter den kosmologischen Horizont, jenseits dessen ein Lichtstrahl nicht mehr mit dem Wachstum des Raums mithalten und uns folglich nicht mehr erreichen kann. Die fernsten Galaxien, deren Licht aus der Zeit 1 Milliarde Jahre nach dem Urknall uns heute erreicht, sind mittlerweile 46 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt. Das Licht, das sie heute ausstrahlen, wird uns niemals mehr erreichen. Unser Horizont liegt derzeit bei etwas mehr als 14 Milliarden Lichtjahren – jetzt innerhalb dieses Radius abgestrahltes Licht erreicht uns noch irgendwann.
Es wird ungefähr 2 Billionen Jahre dauern, dann werden alle Galaxien jenseits der lokalen Gruppe hinter dem Horizont liegen. Astronomen zukünftiger Zivilisationen werden keine Hintergrundstrahlung vom Urknall mehr nachweisen können und einige wenige Galaxien in der Umgebung der Milchstraße, die in 5 Milliarden Jahren mit der Andromedagalaxie verschmelzen wird, für das gesamte Universum halten müssen.
Das Zeitalter der entarteten Sterne
Nach 1000 Billionen (1015) Jahren, wenn das Weltall 100.000-mal so alt ist wie heute, werden die Galaxien im Wesentlichen noch aus Braunen Zwergen, Schwarzen Zwergen, ausgekühlten Neutronensternen und Schwarzen Löchern bestehen. Und deren Planeten.
Geschieht dann noch etwas? Durchaus. Zwischen den Sternen ist sehr viel Platz, enge Begegnungen sind selten, aber über lange Zeiträume sind sie unvermeidlich. Bei engen Begegnungen von Sternen können Planeten aus ihren Systemen herausgeschleudert werden. Der Neptun hat eine Lebenserwartung von einer Billion Jahren auf seiner Bahn, und sollte unsere Erde die Roter-Riese-Phase der Sonne überleben, dann würde sie vielleicht 1000 Billionen Jahre an den Schwarzen Zwerg Sonne gebunden bleiben, bevor irgendein Stern sie beim Vorbeiflug fortreißt.
Simulation einer engen Begegnung des Sonnensystems mit einem anderen Stern. (Standard-YouTube-Lizenz, Eigenarbeit von Larry Phillips)
Die Sterne selbst tauschen bei engen Begegnungen Bewegungsenergie aus, wobei die kleineren Objekte eher beschleunigt und die größeren eher gebremst werden. Somit verliert eine Galaxie ihre leichtesten Mitglieder in den intergalaktischen Raum, wo sie von der fortwährenden Expansion des Alls bald völlig isoliert werden, während die schwereren zum Zentrum sinken.
Direkte Kollisionen von Sternen sind extrem selten, aber mit genügend Zeit werden auch sie auftreten, etwa 1000 Stück in einer Galaxie wie der Milchstraße bis zum Weltalter von 1000 Billionen Jahren. Kollidieren zwei weiße Zwerge miteinander, entsteht meistens ein kleiner Stern, der 100 Millionen Jahre Helium fusioniert. In einem von 10 Fällen überschreitet die Massensumme 1,4 Sonnenmassen, dann kollabieren sie zu einem Neutronenstern und verursachen eine helle Supernova vom Typ Ia. Kollidieren zwei Neutronensterne, entsteht höchstwahrscheinlich ein Schwarzes Loch und es kommt zu einem kurzen grellen Blitz von Gammastrahlung. Diese kosmischen Blitzlichter leuchten Milliarden Lichtjahre weit.
Braune Zwerge enthalten im Zeitalter der entarteten Sterne die einzigen noch nennenswerten Reserven an Wasserstoff. Kollidieren zwei hinreichend massive Braune Zwerge, so kann daraus noch einmal ein Roter Zwerg entstehen, der ein paar Billionen Jahre lang leuchtet. Es können sogar Planeten bei der Verschmelzung der beiden Objekte entstehen. Dies wäre die einzige Chance, in diesem Zeitalter noch Leben, so wie wir es kennen, hervorzubringen. Die Milchstraße könnte parallel etwa 100 auf diese Weise entstandene Zwergsterne enthalten, die ihr eine Gesamtleuchtkraft von einer Sonne gäben.
Wir wissen heute, dass 4/5 der Materie, die beim Urknall entstand, aus einer noch unentdeckten Teilchenart bestehen muss, welche Galaxien und Galaxienhaufen mit ihrer Schwerkraft maßgeblich zusammen hält. Man nimmt an, dass die Teilchen dieser Dunklen Materie ihre eigenen Antiteilchen sind und sich bei direkter Kollision zu Photonen, Neutrinos, und anderen Teilchen zerstrahlen, die der Galaxie größtenteils entkommen. Über 1023 Jahre werden die Galaxien auf diese Weise größtenteils ihren Kitt verlieren und auseinander fallen.
Fast jede Galaxie beherbergt im Zentrum ein Supermassives Schwarzes Loch. Dasjenige der Milchstraße hat rund 4 Millionen Sonnenmassen, das der Andromedagalaxie sogar 100 Millionen Sonnenmassen – beide werden sich nach der Kollision der beiden Galaxien vereinigen. Wann immer ein Stern einem Schwarzen Loch zu nahe kommt, wird er von der Gezeitenkraft zerrissen, sein Material sammelt sich in einer Scheibe und stürzt von dort allmählich in das Schwarze Loch hinein. Die Scheibe leuchtet durch Verdichtung hell auf und erhitzt sich auf Millionen Kelvin. Die Supermassiven Schwarzen Löcher der Galaxien werden also gelegentlich etwas Licht in die Dunkelheit bringen. Es wird etwa 1024 bis 1030 Jahre dauern, bis das Supermassive Schwarze Loch einer Galaxie alle Sternenreste, die nicht in den intergalaktischen Raum entkommen sind, verschluckt hat.
Künstlerische Darstellung eines Supermassiven Schwarzen Lochs im Zentrum einer Galaxie. (Bild: ESO/L. Calçada)
Und was wird aus den entkommenen Sternenresten und Planeten? Es wird erwartet, dass das Proton nicht unbegrenzt stabil ist. Einige Theorien sagen einen Zerfall des Protons in ein Positron und ein Pion voraus; letzteres zerfällt unmittelbar in zwei Gammaphotonen. Dieser Vorgang soll eine Halbwertszeit von 1036 Jahren haben. Bisher konnte noch kein solcher Zerfall nachgewiesen werden, aber wenn er stattfindet, werden alle baryonischen Objekte allmählich zerfallen, auch deren Neutronen.
Ansonsten würde der Quanten-Tunneleffekt dafür sorgen, dass sich alle baryonische Materie sich per kalter Fusion oder radioaktiven Zerfall in 101500 Jahren zu Eisen wandelt; so entstandene Eisensterne würden per Tunneleffekt in 101026 bis 101076 Jahren zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern werden.
Das Zeitalter der Schwarzen Löcher
Mit Protonenzerfall gäbe es nach ungefähr 1040 Jahren keine Baryonen mehr, und das Weltall bestünde nur noch aus Schwarzen Löchern. Von den Galaxien verblieben nur noch die Supermassiven Schwarzen Löcher, von den massiven Sternen stellare Schwarze Löcher, einsam in einem Universum treibend, das sie durch die Dunkle Energie völlig voneinander isoliert hätte.
Aber auch Schwarze Löcher bestehen nicht ewig. Das Vakuum ist erfüllt von Feldfluktuationen, die ständig Teilchen-Antiteilchen-Paare hervorbringen, welche sich sogleich wieder vernichten, so dass sie nie messbar in Erscheinung treten – man nennt die Teilchen virtuell. Dies geschieht auch am Rande Schwarzer Löcher. Wenn nun ein solches virtuelles Teilchenpaar am Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs entsteht, so kann die Schwerkraft des Schwarzen Lochs die beiden Teilchen trennen und eines von ihnen verschlucken, während das andere entkommt und nicht vernichtet wird. Damit ist plötzlich aus diesem virtuellen Teilchen ein reales mit einer ebenso realen Masse geworden. Diese Masse muss irgendwo anders fehlen, um die Energieerhaltung nicht zu verletzen. Sie geht dem Schwarzen Loch, welches das Partnerteilchen verschluckt hat, verloren! Aufgrund dieser nach ihrem Entdecker Stephen Hawking benannten Hawking-Strahlung verliert ein Schwarzes Loch allmählich Masse. Und zwar umso schneller, je steiler das Gravitationsfeld am Ereignishorizont ist und dieses wird umso steiler, je weniger Masse das Schwarze Loch noch hat. Wenn es nur noch die Masse eines großen Asteroiden hat, strahlt es etwa mit Zimmertemperatur. Hat es noch die Masse eines Berges, strahlt es so heiß wie die Sonne. In seiner letzten Sekunde zerstrahlt es die verbliebenen 1000 Tonnen Masse mit der Gewalt von einer Milliarde Hiroshima-Bomben.
Brian Greene und Samir Mathur erklären die Hawking-Strahlung (World Science Festival, Standard Youtube Lizenz)
Schwarze Löcher von einigen Sonnenmassen werden auf diese Weise nach 1067 Jahren verdampfen, supermassive von Milliarden Sonnenmassen überdauern bis zu ungefähr 10100 Jahren.
Das Zeitalter der Dunkelheit
Mit der Explosion der letzten Supermassiven Schwarzen Löcher geht im Universum endgültig das Licht aus. Was verbliebe, wären einige Positronen und Elektronen aus dem Protonenzerfall und der Hawking-Strahlung, vielleicht ein paar Eisenplaneten und Neutronensterne, falls das Proton nicht zerfällt. Allerdings fände sich jedes dieser Objekte bei einem Weltalter von 10100 Jahren im Schnitt einsam im 10580-fachen Volumen des heutigen beobachtbaren Universums wieder – und damit befände sich wegen der Dunklen Energie kein anderes Teilchen innerhalb seines Horizonts.
Photonen würden durch die Expansion des Universums zu immer größeren Wellenlängen auseinander gezogen. Wenn ihre Wellenlänge größer als der kosmologische Horizont wird, wären sie prinzipiell nicht mehr nachweisbar und ihre physische Existenz wäre beendet. Das Universum wäre den thermodynamischen Hitzetod gestorben: Es gäbe keinerlei Temperaturunterschiede mehr, die noch irgendeinen Prozess antreiben könnten.
Das Ende? (Public Domain)
Könnte nun also gar nichts mehr passieren? Doch, zweierlei.
Zum einen könnte es sein, und dafür spricht die Masse des Higgs-Teilchens, dass das Vakuum noch eine tiefere Energiestufe erreichen könnte. Im Prinzip könnte es irgendwo beginnend spontan auf diese niedrigere Energiestufe tunneln und von dort aus als mit Lichtgeschwindigkeit expandierende Blase den Raum wieder mit Strahlung füllen. Bei diesem Vakuumzerfall könnten gänzlich neue Naturkonstanten entstehen und ein neues, möglicherweise belebtes Universum. Ein neues Paper legt nahe, dass verdampfende Schwarze Löcher einen Vakuumzerfall auslösen würden. Dann wäre spätestens im Zeitalter der Schwarzen Löcher Schicht mit unserem Universum.
Die andere Möglichkeit wäre, dass irgendwo im immensen zukünftigen Universum durch eine Quantenfluktuation wieder spontan ein kleines, falsches Vakuum entstünde und somit ein neues Universum, das per Inflation seinen eigenen Raum generieren würde. Das wäre ein extrem unwahrscheinlicher Vorgang, aber nach 101056 Jahren könnte man in etwa damit rechnen…
Vermutlich gebiert unser Universum also noch unzählige weitere, und das Spiel wiederholt sich auf ewig in einem endlosen Raum.
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Hinweis zum Autor: Dieser Artikel wurde von “Alderamin” geschrieben.
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