Prof. Harald Lesch: „Vom Chaos zur ersten Ordnung - Die Geschichte des Weltalls

SWR2 AULA;

Redaktion: Ralf Caspary, Susanne Paluch
Sendung: Sonntag, 22. Januar 2006, 8.30 Uhr
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Überblick Teil 2:
Prof. Dr. Harald Lesch* lehrt theoretische Physik an der Ludwig-Maximilians-Universität München; seine Forschungsschwerpunkte sind: Schwarze Löcher, Neutronensterne und kosmische Plasmaphysik. Lesch ist Fachgutachter für Astrophysik bei der DFG und Mitglied der astronomischen Gesellschaft.

Nach der Lesart des Urknall-Modells lässt sich die Entwicklung des Universums als Abfolge von eigenständigen Perioden und Epochen beschreiben, die jeweils auf bestimmten Ereignissen und Eigenschaften beruhen. Es gab zum Beispiel die Quark-Ära, in der sich die ersten Bausteine der heute schweren Teilchen bildeten, dann folgte die Hadronen-Ära, in der die Protonen und Neutronen das Licht des Universums erblickten.
Auf diese Weise verwandelte sich das Chaos des Urknalls nach und nach in eine faszinierende Ordnung. Professor Harald Lesch, Astrophysiker aus München und Träger des Communicator-Preises, schildert im zweiten Teil seiner Geschichte des Universums die Entstehung von Materie kurze Zeit nach dem Big Bang.

Ansage:

Heute mit dem Thema: „Vom Chaos zur ersten Ordnung - Die Geschichte des Weltalls, Teil 2“.

Wir haben in der letzten Sendung den Urknall, die Ur-Explosion, hinter uns gelassen und befinden uns nun in einer ersten „Ruhephase“. Ja, natürlich, das ist äußerst unscharf ausgedrückt, unphysikalisch, unwissenschaftlich, aber manchmal helfen Wörter aus dem Alltag, um das Unbegreifliche zu beschreiben. Mit „Ruhe“ ist Folgendes gemeint: Das Ur-Universum kühlt sich langsam ab, gleichzeitig expandiert es, und gleichzeitig bilden sich in dem Materie- Strahlungs-Brei die ersten Teilchen und die ersten subatomaren Strukturen aus, also z. B. Quarks und Nukleonen.

So, und was da genau passierte, welche Gesetze eine Rolle spielen, erklärt jetzt der Münchener Professor für Astrophysik Harald Lesch im zweiten Teil seiner insgesamt dreiteiligen Geschichte des Universums. Und Achtung: Jetzt wird es wirklich schwierig, denn Lesch wird zeigen, warum sich das Ur-Universum mit Überlichtgeschwindigkeit ausdehnte, warum man es in dieser Phase mit Effekten zu tun hat, die mit Rationalität gar nicht mehr zu erfassen sind.


Harald Lesch:

„Wundere dich also nicht, wenn wir in vielen Dingen, über vieles wie die Götter und die Entstehung des Weltalls nicht imstande sind, durchaus und durchgängig mit sich selbst übereinstimmende und genau bestimmte Aussagen aufzustellen. Wir müssen vielmehr zufrieden sein, wenn wir sie so wahrscheinlich wie irgendein anderer geben.“

Diese Sätze stammen aus Platons „Timaios-Dialog“, in dem der Philosoph versucht darzustellen, wie seiner Meinung nach die Welt entstanden ist. Seiner Ansicht nach gab es eine ideale Welt, und alles, was man über die Welt der Erscheinungen feststellen kann, ist immer nur etwas Wahrscheinliches. Wir wollen nun sehen, ob wir es auch als Astrophysiker in bezug auf die Geschichte und den Beginn des Universums mit solchen Wahrscheinlichkeiten zu tun haben.

Was passierte in den ersten Minuten des Universums, das ist die zentrale Frage. Wir wissen ja schon aus der ersten Sendung, die kleinste relevante Struktur im Universum ist die Planck-Welt: 10-33 cm in der räumlichen Ausdehnung, 10-44 Sekunden in der zeitlichen Ausdehnung. Der Zustand des Universums war allem Anschein nach sehr heiß (1032 Grad) und sehr dicht (1094 g/qcm). Und dann? Ich werde jetzt versuchen Ihnen zu erklären, warum es dann zu einer schlagartigen Explosion gekommen ist, zu einer Expansion des Universums, in deren Verlauf sich die ersten subatomaren Teilchen bildeten.

Stellen Sie sich vor, Sie schauen in den Ofen eines Glasbläsers. Die Temperaturen in dem Ofen bewegen sich um die 1000 Grad. Was sehen Sie? Nichts, es ist einfach zu hell. Und warum ist es so hell? Weil es heiß ist. So verhielt es sich auch zu Beginn des Universums: Wegen der hohen Temperaturen war es sehr sehr hell. Nun war das nicht eine Helligkeit, wie wir sie kennen, wie wir sie wahrnehmen können; denn „unsere“ Helligkeit hat ja etwas mit dem Energiebereich des Lichtes zu tun, den wir mit unseren Augen empfangen können. Das ist das sichtbare Licht. Bei 1032 Grad aber – so heiß war es ja damals - gibt es kein sichtbares Licht mehr, sondern Gamma-Strahlung, da spielt sehr hohe Energie eine Rolle.

Was ist damals also aufgrund dieser Energie passiert? Wir wissen, wenn wir wieder unsere „irdischen Theorien“ zugrunde legen, dass e = mc2 ist, das bedeutet: Die Arbeit von etwas kann sich z. B. dadurch äußern, dass Teilchen spontan entstehen. Nun ist ja Energie weder positiv noch negativ geladen, d. h. Energie kann sich immer in ein Teilchen, z. B. in ein Elektron, und in sein Antiteilchen, das Positron, verwandeln. Sie kann sich aber auch, wenn sie heiß genug ist, z. B. in ein Proton und ein Antiproton verwandeln. Und ein Proton ist immerhin schon fast 2000 Mal schwerer als ein Elektron. D. h. diese Energien müssen höher sein, als wenn ein Elektron oder ein Positron erzeugt wird. Und so kann man mithilfe dieser Gesetzmäßigkeiten und Zusammenhänge immer weiter und weiter zurückgehen, und man kommt im frühen Universum tatsächlich an einem Punkt an, an dem die ersten Teilchen entstanden sein müssen. Da hat das Universum schon ein gewisses Alter hinter sich, es ist von 10-43 Sekunden auf 10-35 Sekunden „gealtert“, hat sich entsprechend abgekühlt, und damals müssen die ersten Teilchen aufgetaucht sein.

Das waren allerdings Teilchen, die wir heute in keinem Energiezustand auf der Erde mehr feststellen können. Wir können sie nur „theoretisieren“ und über sie spekulieren, wir können sie nur „wahrscheinlich“ annehmen.

Das ist nicht einfach zu verstehen, denn was wir hier ins Spiel kommt, ist die Verbindung von Elementarteilchenphysik mit Kosmologie, von Mikro- und Makrokosmos. Die frühen Phasen im Kosmos und damit die Erzeugung sämtlicher Neutronen und Protonen im Kosmos – all das fußt auf der Vorstellung, dass die Theorien der Elementarteilchenphysik, die wir im Labor heute nachprüfen können, zu extrapolieren sind zu sehr hohen Energien, die wir nicht ohne weiteres im Labor herstellen können. Aber wie gesagt, wir müssen, wenn wir unsere Theorien beweisen wollen, die Kosmologie mit den Beobachtungen und Experimenten, die wir im Labor machen, zusammen bringen können. Das ist das Wichtige. Es gehört zu den großen intellektuellen Herausforderungen in der Naturwissenschaft, diese Verbindung herzustellen.

Wie fangen wir das an? Sie erinnern sich noch: Aus dem ungeheuer intensiven dichten Anfangszustand von 1032 Kelvin zu einer Zeit von 10-43 Sekunden dehnt sich das Universum aus und kühlt sich dabei ab. Was passiert genau?

Nehmen wir ein Beispiel: Was passiert mit Wasser in der Luft, wenn die Luft warm wird und aufsteigt? Die Luft steigt auf, und in einer bestimmten Höhe kondensiert das Wasser, es bildet sich eine Wolke. Während des Kondensationsvorgangs wird Energie frei. Diese sogenannte „latente Wärme“ führt dazu, dass die Wolke nach oben schießt, dabei kondensiert immer mehr Wasser. So können Wolken schlagartig entstehen und auch riesengroß werden.

Vielleicht kennen Sie auch folgendes Phänomen: Normalerweise gefriert Wasser zu Eis bei 0 Grad Celsius. Wenn es aber sehr sehr langsam abgekühlt wird, kann Wasser selbst bei Minustemperaturen flüssig bleiben. Zur Zeit liegt der Rekord bei ca. – 22 Grad Celsius. Wenn Sie aber bei dieser Temperatur dem Wasser nur „Guten Tag“ sagen, gefriert es sofort, schlagartig. Dieses Phänomen nennt man einen „spontanen Phasenübergang“. Das passiert deswegen so abrupt, weil das Wasser während der ganzen Zeit, als die Temperatur unter 0 Grad absank, in einem „falschen“ Zustand war. Denn eigentlich müsste es ja bei 0 Grad gefrieren. Und bei diesem Gefrieren, genau wie beim Kondensieren von Wasser in der Luft, wird Energie frei. Das müssen wir im Auge behalten, wenn wir uns jetzt die Ausbreitung des Universums in den ganz frühen Phasen anschauen:

Es muss etwas ganz Ähnliches stattgefunden haben, nämlich eine schlagartige Expansion. Das Universum ist in einer Zeit von 10-35 auf 10-33 Sekunden um 26 Größenordnungen gewachsen! Angefangen hat das Universum bei 10-25 cm, und am Ende dieser ersten Phase ist es 1 Meter groß! Das war eine sogenannte „inflationäre Expansion“, die da stattgefunden haben muss. Es muss so stattgefunden haben, weil wir sonst bestimmte Effekte, die wir heute noch beobachten können, gar nicht verstehen würden. Das Universum muss sich mit Überlichtgeschwindigkeit ausgebreitet haben. Darauf führt uns die Schwankung der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Ein Widerspruch zur Relativitätstheorie, die besagt, dass die Lichtgeschwindigkeit absolut ist, ist das nicht. Denn die Relativitätstheorie trifft genau wie die Quantentheorie nur Aussagen über innere Eigenschaften, nicht aber über äußere. Alle Aussagen, die ich treffe zum Kosmos, beziehen sich nur auf innere Eigenschaften. Über die äußeren Bedingungen kann ich nichts sagen, die kennen wir nicht. Ich kann Ihnen nicht sagen, was etwa vor dem Anfang des Kosmos, des Big Bang war oder was außerhalb des Kosmos ist. Wir reden also eigentlich nur von der Innenarchitektur.

Aber zurück zu der inflationären Expansion: Die muss also in den frühen Phasen stattgefunden haben, bis irgendwann die Energie verbraucht war. Und seitdem expandiert das Universum ganz normal weiter. Warum muss das so gewesen sein?

Um Ihnen das zu verdeutlichen, muss ich etwas vorgreifen: Das Universum war ja heiß, Strahlung tauchte auf, von dieser Strahlung ist etwas übrig geblieben, die sogenannten „kosmische Hintergrundstrahlung“.

Die kosmische Hintergrundstrahlung, auch das „Echo des Urknalls“ genannt, ist überall im Universum gleichmäßig, homogen und isotrop (etwa 400 Photonen pro cqm). In dieser Hintergrundstrahlung sehen wir die Bewegung der Milchstraße relativ zum Hintergrund. Die Milchstraße bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von ein paar hundert Kilometern pro Sekunde auf den Virgo-Haufen zu, der Virgo-Haufen ist schwerer als die Gruppe, zu der die Milchstraße gehört, und da die Massen sich anziehen, bewegt sich die Milchstraße auf den Virgo-Haufen zu. In der Hintergrundstrahlung können wir diese Bewegung beobachten, das stellt sich in der einen Richtung blau verschoben, in der anderen Richtung rot verschoben dar. Wenn wir diese Effekte abziehen, dann stellen wir fest, die Hintergrundstrahlung ist in jeder Richtung im Universum gleich, vollkommen gleich.

Aber: Es gibt allerwinzigste Temperaturschwankungen in dieser Hintergrundstrahlung. Die Strahlungstemperatur sagt, das Universum hat eine Temperatur von – 271 Grad Celsius. Das ist im Vergleich zu früher sehr kalt. Früher war es zwar viel heißer, aber das Universum ist ja schon 13,7 Milliarden Jahre alt und hat sich entsprechend abgekühlt. Man kann also aus der Strahlung sowohl die Temperatur ablesen, aber auch die Temperaturschwankungen. Das sind ganz minimale Schwankungen (etwa 1 zu 100.000), aber das Entscheidende ist: Am ganzen Himmel kann man diese Schwankungen messen. Wir könnten, wenn unsere Augen empfindlich genug wären für diesen Bereich, den Radio-Bereich z. B., diese Schwankungen mit bloßem Auge am Himmel beobachten, so wie wir auch einen Stern sehen können.

Und jetzt kommt das Interessante: Als diese Strahlung entstand, war das Universum gerade mal 4000 Grad heiß, etwa 400.000 Jahre alt, und alle Teilchen hatten sich bereits zu Atomen formiert, und die Strahlung konnte sich jetzt endlich frei bewegen. Sie wurde nämlich nicht mehr gestoppt durch Elektronen. Jetzt frage ich Sie: Welche Struktur im Universum konnte kausal mit sich „in Beziehung stehen“, als das Universum 400.000 Jahre alt war? Wie groß kann das sein?

Die maximale Geschwindigkeit im Universum ist die Lichtgeschwindigkeit. Also sind die größten Strukturen, die in jeder Temperatur gleichmäßig sein können, höchstens 400.000 Lichtjahre groß. Mehr geht nicht! Nochmal: Wenn das Universum gleichmäßig mit Lichtgeschwindigkeit expandiert wäre, wäre die größte räumliche Ausdehnung der Temperaturfluktuation in der Hintergrundstrahlung 400.000 Lichtjahre gewesen. Es gab also eine bestimmte Erwartung, wie groß die Schwankungen am Himmel waren. Mit einer bestimmten Winkelgröße konnte man das dann auch nachmessen.

Was soll ich Ihnen sagen – die Schwankungen sind viel größer gewesen, als man angenommen hatte! Aus der Tatsache, dass wir Astrophysiker etwas Größeres gesehen hatten, als erwartet, mussten wir darauf schließen, dass das Universum eine Expansionsphase durchgemacht hat, die viel schneller war als die Lichtgeschwindigkeit. Es muss in den ganz frühen Phasen um 26 Größenordnungen innerhalb kürzester Zeit angewachsen sein.

Das wiederum bedeutet, dass das Universum, das wir heute „sehen“, ein „Witz“ ist. Das ist noch gar nichts. Das Universum ist de facto viel viel größer als das, was wir mit unserem Sensorium jemals wahrnehmen können! Die schnelle Abkühlung in den ersten 10-35 Sekunden hat dazu geführt, dass das Universum wahnsinnig schnell gewachsen ist. Und nach diesem Akt war die Materie da.

Ich habe vorhin über Kondensation und Ausfrieren am Beispiel der Wolkenbildung und des gefrierenden Wassers gesprochen. Die schnelle Ausdehnung des Universums hat aufgrund dieser beiden Prinzipien praktisch zur „Kristallisation“ der Materie geführt. Vorher gab es die noch gar nicht. Man spricht in diesem Zusammenhang von einem sogenannten „Symmetriebruch“. Ein Symmetriebruch ist folgendes:

Symmetrisch ist etwas, was völlig gleich, nicht mehr unterscheidbar ist. Mit Symmetrie hat man es zu tun, wenn es völlig egal ist, in welche Richtung Sie schauen, zu welcher Zeit oder wie Sie schauen.

Und ein Symmetriebruch hat etwas mit Kräften zu tun. Nehmen Sie mal an, wir wären magnetische Lebewesen, die in einer magnetisierten Welt lebten. Wir könnten uns entlang bestimmter magnetischer Feldlinien bewegen, von Norden nach Süden, von Süden nach Norden, was anderes kennen wir nicht. Wenn wir jetzt versuchen würden, uns nur ein bisschen nach rechts oder links zu bewegen, würden wir durch die magnetische Kraft sofort wieder auf die Feldlinien zurückgezogen werden. Auf diese Art und Weise wüssten wir immer ganz genau, wo es lang geht. Wir könnten uns ganz leicht nach vorne und hinten bewegen, nach rechts und links dagegen fiele es uns schwer. Das wäre eine unsymmetrische Welt. Jetzt stellen Sie sich weiter vor, der Magnetismus würde durch Erhitzung aufgehoben – dieses Phänomen kennen wir ja von ferromagnetischen Materialien: die Eigenschaft des Magnetismus verschwindet zum Beispiel bei Eisen oberhalb einer bestimmten Temperatur. Sofort wären wir, an den Magnetismus gewöhnte Lebewesen, völlig orientierungslos, denn nun könnten wir in alle Richtungen laufen. Unsere Welt wäre symmetrischer geworden.

Wenn nun unsere Welt wieder abkühlt, kehrt plötzlich auch wieder der Magnetismus zurück, und alles wäre wie vorher. Das nennt man einen Symmetriebruch: Eine vorher symmetrische Situation (alles war gleichmäßig) wird durch die unsymmetrische, nämlich die Existenz einer neuen Kraft, in unserem Fall der magnetischen Kraft, gebrochen. Soviel zum Symmetriebruch.

Kommen wir nun wieder zurück zum Universum. Denn der Symmetriebruch (die plötzliche Expansion) sorgte dafür, dass die Materieteilchen nacheinander auftauchten, die wir heute kennen: Quarks, die die Nukleonen aufbauen, dann erschienen die Teilchen, die die Wechselwirkungen verursachen, z. B. das Photon, das zwar vorher schon vorhanden war, aber jetzt in stärkerem Maße auftauchte, dann die Teilchen, die dafür sorgen, dass die Atomkerne zusammen bleiben. Denn wie kann es sein, dass in den Atomkernen zwei Protonen, beide positiv geladen, in einem Kern zusammenhängen. Normalerweise würden sich ja gleichnamige Ladungen abstoßen. Was für eine Kraft ist da wirksam, die die Protonen zusammenhält? Diese Kraft wird durch, das wissen wir heute, Kluonen verursacht.

Dann gibt es noch die Leptonen, das sind die leichten Teilchen, also Elektronen z. B. Diese Teilchen entstanden noch die ganze Zeit auf Grundlage des Prinzips des Gleichgewichts, denn die Energie war immer hoch genug, so dass Teilchen- und Antiteilchen-Paare entstehen konnten. Ständig entstanden neue Paare, vernichteten sich wieder, wurden wieder zur Strahlung, das Universum expandierte, wurde kühler – und irgendwann war es für eine bestimmte Familie von Teilchen nicht mehr möglich, neu zu entstehen, weil die Temperatur zu niedrig geworden war.

Und jetzt wird es spannend: Unterhalb einer bestimmten Temperatur war es für bestimmte Teilchen nicht mehr so einfach, im Gleichgewicht mit der Strahlung zu sein. Es bleiben Teilchen- und Antiteilchenpaare übrig. Wenn nun damals genauso viele Teilchen wie Antiteilchen existiert hätten, dann wären wir Menschen zum Beispiel gar nicht da. Denn die Teilchen hätten sich ja gegenseitig vernichtet. Wir können heute mit hoher Präzision messen, wie viel Antimaterie es im Universum gibt, nämlich so gut wie keine. Die entsteht meistens bei Sternexplosionen, aber vom frühen Kosmos ist keine Antimaterie übrig. Das heißt aber, in den ganz frühen Phasen des Universums muss es eine winzige Asymmetrie gegeben haben, die übrig geblieben ist und die dafür gesorgt hat, dass heute noch Materie übrig geblieben ist. In Zahlen ausgedrückt bedeutet das: 5 Milliarden Teilchen haben ihre Partner gefunden, sie haben sich gegenseitig vernichtet. Da blieb nichts mehr übrig. Und auf 5 Milliarden Paare ist ein Single-Teilchen gekommen. Eine winzigste Asymmetrie also in den Naturgegebenheiten hat dafür gesorgt, dass am Ende dieser Vernichtungsphase noch Teilchen übrig geblieben sind.

Sie erinnern sich noch daran, was ich eben gesagt habe: Nach der inflationären Expansion brach die Phase der Materie-Entstehung aus. Die war ja auf einmal da. Aber das Universum entwickelte sich weiter, kühlte ab. Es muss also nach diesem Symmetriebruch zu einem weiteren Symmetriebruch gekommen sein. Nämlich zu dem Symmetriebruch, der darin bestand, dass irgendwelche Teilchen sich nicht so verhalten haben wie die anderen, dass es also nicht egal ist, ob ein Teilchen ein Teilchen oder ein Antiteilchen ist, dass es nicht egal ist, ob es sich links herum oder rechts herum dreht. Es muss einen bestimmten „Vorteil“ für einige Teilchen gegeben haben. Und so können wir sagen, dass in den Frühphasen des Kosmos die Entscheidung getroffen wurde durch die Naturgesetze, die es damals schon gab, dass in diesem Kosmos überhaupt noch etwas übrig bleibt.

Wenn damals eine Symmetrie geherrscht hätte, eine zahlenmäßige Gleichheit zwischen Teilchen und Antiteilchen, bräuchten wir uns gar nicht darüber unterhalten. Die Tatsache, dass überhaupt irgendetwas in unserem Universum da ist, verdanken wir gewissen Asymmetrien in den Anfangsphasen des Universums. Fast könnte ich sagen, das sind „Dreckeffekte“. Wenn unsere Welt vollkommen perfekt und sauber mathematisierbar wäre, dann gäbe es uns gar nicht, dann wäre keine Materie entstanden. Oder anders ausgedrückt: Wir sind das Ergebnis von ein paar netten „Fehlern“.

Also, wir haben jetzt gesehen: Das Universum hat seine erste inflationäre Phase hinter sich, die ersten Teilchen sind da, sie sind übrig geblieben, weil die Naturgesetzlichkeiten am Anfang zu einer winzig kleinen Asymmetrie geführt haben.

Bis jetzt haben wir nur von einem „Licht-Materie-Brei“ gesprochen. Was wir aber immer noch nicht wissen, ist, wie es im Universum überhaupt zu den Strukturen, zu den Galaxien gekommen ist oder auch nur zu Atomen oder Atomkernen. Denn das ist es ja, was wir heute sehen, wenn wir den Kosmos beobachten: Das leere Universum, in dem es hie und da eine Sterneninsel, also eine Galaxie gibt, die sich zu immer größeren Galaxienhaufen zusammen getan haben, und die wiederum zu Galaxiensuperhaufen. Wie ist es dazu gekommen? Wir müssen uns aber auch noch fragen, wie entstand der Wasserstoff, das Helium, wo kommen die anderen Elemente her. Die Antworten darauf gebe ich in der nächsten Sendung.
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* Zum Autor:
Prof. Dr. Harald Lesch lehrt theoretische Physik an der Ludwig-Maximilians-Universität München; seine Forschungsschwerpunkte sind: Schwarze Löcher, Neutronensterne und kosmische Plasmaphysik. Lesch ist Fachgutachter für Astrophysik bei der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und Mitglied der astronomischen Gesellschaft. 2005 erhielt Lesch den Communicator-Preis der DFG.

Bücher:
- Kosmologie für Fußgänger. Goldmann.
- Big Bang. Zweiter Akt. Bertelsmann.
- Physik für die Westentasche. Piper