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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91617" data-attributes="member: 2506"><p>Erste Ansätze von Strukturen Hier sehen wir nochmals die Bildsequenz der ersten Seite. Eingangs die Fluktuationen der Hintergrundstrahlung, wie sie von WMAP aufgezeichnet wurden. Sie stellen quasi die Saatkörner des Universums dar.</p><p>Strukturen entwickeln sich Im nächsten Bild sehen wir, wie Materie nach und nach kondensiert und sich Regionen von größerer und geringerer Dichte entwickeln. Je weiter das All abkühlt, umso ausgeprägter werden die Dichteunterschiede.</p><p>Erste Sterne leuchten auf Es sind nun rund 100 bis 200 Millionen Jahre "ins Land" gezogen und die ersten Sterne leuchten auf. Das primordiale Gas kondensierte, verdichtete sich und erhitzte sich dabei so hoch, dass Kernfusionen einsetzen konnten.</p><p>Galaxien struktrieren sich Vielleicht noch einmal 100 oder 200 Millionen Jahre weiter. Es haben sich noch viel mehr Sterne gebildet und nach und nach formen sich Galaxien entlang der Strukturen, die sich schon im zweiten Bild andeuteten.</p><p>Ein Universum, wie wir es heute sehen Das Universum hat die begonnene Entwicklung weitergeführt. Viele Milliarden Galaxien sind entstanden mit einer unübersehbaren Zahl von Sternen.</p><p></p><p>Das Alter von etwa 200 bis 400 Millionen Jahre könnten wir als die "Krabbelphase" des Universums bezeichnen, wollten wir es mit der menschlichen Entwicklung vergleichen. Es ist eine sehr stürmische Phase! Die ersten Sterne sind sehr massereich, 100, 200, ja sogar bis zu 500 Sonnemassen haben diese wahren Giganten in sich versammelt. Dementsprechend schnell verlaufen ihre Kernfusionen und schon nach ein paar Millionen Jahren explodieren sie mit unvorstellbarer Wucht als Hypernovae. Dabei, und schon vorher durch einen gewaltigen Sternwind, reichern sie das umgebende Medium mit den erbrüteten schweren Elementen an - bis in Entfernungen von einigen Tausend Lichtjahren. Schon im Alter von 300 Millionen Jahren ist das Universum geimpft mit den neuen Elementen. Die können sich nun zu Staubkörnchen verbinden und dafür sorgen, dass bei der Entstehung späterer Sterngenerationen ein Kühleffekt der kollabierenden Gaswolken eintritt. Das lässt künftige Sterne nicht mehr so massereich werden, wodurch deren Brenndauer wesentlich verlängert wird. Und schließlich sind sie die Saatkörner für das spätere Leben...</p><p></p><p>Wie sicher leicht zu erraten ist, wird am Ende des Lebens der ersten Sternboliden auch die extremste mögliche Endstufe stehen: Das Schwarze Loch. Diese ersten stellaren Schwarzen Löcher werden wohl gleich massenhaft entstanden sein und die "Keime" der bald entstehenden Quasare darstellen. An Materie als "Futter" war in dieser Zeit noch leicht zu kommen, denn das Universum war noch recht klein und die Massendichte hoch. So könnten in relativ kurzer Zeit aus den stellaren Überresten supermassereiche Schwarze Löcher entstanden sein, die Antriebsmotore der Quasare.</p><p></p><p>Abell 1835 IR1916, die entfernteste GalaxieDas ISAAC, Infrarotinstrument von ESO's Very Large Teleskop (VLT) hat unter Zuhilfenahme des Gravitationslinseneffektes die älteste bisher bekannte Galaxie entdeckt. Abell 1835 IR1916 entstand, als das Universum gerade einmal 470 Millionen Jahre alt war. Die Masse der Galaxie ist um den Faktor 10 000 geringer wie die der Milchstraße. Links eine Aufnahme des Hubble- Teleskops, rechts und unten Bilder in verschiedenen IR-Bändern.</p><p></p><p>Die hier gezeigte Galaxie stellt möglicherweise nur eine Ausnahme dar. Wir gehen heute davon aus, dass bis vor etwa 10 Milliarden Jahren das Universum von wenigen, extrem großen Galaxien beherrscht wurde. Sie verschmolzen nach und nach miteinander, was nicht ohne Folgen blieb. Wahrhaft stürmische Sternentwicklung wurde angefacht und Schwarze Löcher wurden mit Gas regelrecht überfüttert. Die Sternentstehung beruhigte sich jedoch langsam und wurde immer mehr von den kleineren Spiralgalaxien übernommen. Die Schwarzen Löcher in deren Zentren wuchsen dabei fast unaufhörlich weiter und konnten Milliarden von Sonnemassen ansammeln. Die Unmengen von Materie wurden in den Akkretionsscheiben durch die Reibung extrem erhitzt, was die enormen Strahlungsleistungen der Quasare erklärt.</p><p></p><p>Heute ist das Universum ruhiger geworden, die stürmische Entwicklungsphase ist vorüber. Viele der Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren sind inzwischen inaktiv, da sie den umgebenden Raum fast völlig leergefegt haben. Sterne entstehen im Durchschnitt nur noch mit wenigen Sonnenmassen pro Jahr in einer Galaxie, bis auf wenige Ausnahmen (Starburstgalaxien). Nun bleibt uns noch, eine Voraussage für die künftige Entwicklung des Universums zu wagen.</p><p></p><p>Die Zukunft</p><p></p><p>Eine Aussage über die Zukunft des Universums zu machen ist keine leichte Aufgabe. Hierzu müssten Daten wie z.B. der Gesamtenergieinhalt genau bekannt sein. Eine solche Bestimmung gestaltet sich als sehr schwierig, da wir nicht alles, was sich im Universum befindet "sehen" können. Dennoch kann man Prognosen wagen.</p><p></p><p>Für die weitere Zukunft bieten sich lediglich 3 Alternativen:</p><p></p><p> * Geschlossenes Universum: Die enthaltene Materie/Energie wird die Expansion stoppen und in eine Kontraktion umkehren. Die Folge ist ein Hitzetod, das gesamte Universum stürzt wieder in sich zusammen bis zu einer Singularität (big crunch).</p><p> * Offenes Universum: Die Eigengravitation der enthaltenen Materie/Energie kann die Expansion nicht aufhalten, sie wird sich bis in alle Ewigkeit fortsetzen. Der Kosmos vergeht im Kältetod, irgendwann erlöschen alle Sterne, das All kühlt sich auf den absoluten Nullpunkt ab und es werden sogar alle Kernteilchen zerfallen.</p><p> * Flaches Universum: Die Gravitation bringt irgendwann zwar die Expansion zum Stillstand, es kommt aber nicht zur Kontraktion. Auch in diesem Fall ereilt den Kosmos der Kältetod.</p><p></p><p>Die Zukunft des Kosmos setzt sich zusammen aus verschiedenen Faktoren. Eine gewichtige Rolle spielt sein Energieinhalt, die Gesamtenergie k. Diese setzt sich aus kinetischer und potentieller Energie zusammen. Sollte die kinetische Energie überwiegen, so wird das All ewig weiter expandieren, es ist offen. Liegt das Gleichgewicht auf Seite der potentiellen Energie, kommt es zum big crunch. Ein weiterer Faktor ist die mittlere Materiedichte p. Nur wenn sie einen bestimmten Wert, die kritische Dichte übersteigt, kann das All kontrahieren. Das Verhältnis von tatsächlicher zu kritischer Dichte nennt man allgemein ©.</p><p></p><p>Expansionsmöglichkeiten des AllsWenn © größer als 1 ist, wird sich die Expansion eines Tages umkehren (untere Kurve). Ist © kleiner als 1, so haben wir ein offenes Universum, die Expansion ist unendlich (obere Kurve). Doch auch bei © = 1 stirbt das All den Kältetod.</p><p></p><p>Die genauen Werte von k und p kennen wir noch nicht sehr exakt, sie sind sehr schwierig zu bestimmen. Dennoch ist uns inzwischen bekannt, dass die Massendichte knapp unterhalb der kritischen Dichte liegt. Das bedeutet ganz offensichtlich, dass wir in einem offenen Universum leben. Zudem beschleunigt sich die Expansion, wohl aufgrund der mysteriösen Dunklen Energie. Unser Kosmos wird eines fernen Tages vollkommen erlöschen und den Kältetod erleiden.</p><p></p><p>Alexander Friedmann (1888- 1925), ein russischer Mathematiker,</p><p></p><p>Alexander Friedmann hatte die Entwicklung des Universums mit Hilfe der Einsteinschen Relativitätstheorie untersucht und veröffentlichte 1922 seine Ergebnisse. Hiernach lässt sich die Zukunft des Alls mit einer Gleichung beschreiben, welche unabhängig von Friedmann 1927 auch von Georges Lemaître, einem belgischen Kosmologen gefunden wurde. Deshalb wird diese Gleichung auch die Friedmann- Lemaître- Gleichung genannt:</p><p></p><p>H2 - (8ÀGp/3) = k/a2</p><p></p><p>Hierin bedeuten, wie z.T. schon oben angedeutet:</p><p></p><p>H = Expansionsrate</p><p>G = Gravitationskonstante</p><p>p = Mittlere Materiedichte</p><p>k = Gesamtenergie</p><p>a = Ein Skalenfaktor, der die Proportionalität aus momentanem Abstand zweier Punkte im expandierenden All zu einem nicht expandierenden beschreibt.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91617, member: 2506"] Erste Ansätze von Strukturen Hier sehen wir nochmals die Bildsequenz der ersten Seite. Eingangs die Fluktuationen der Hintergrundstrahlung, wie sie von WMAP aufgezeichnet wurden. Sie stellen quasi die Saatkörner des Universums dar. Strukturen entwickeln sich Im nächsten Bild sehen wir, wie Materie nach und nach kondensiert und sich Regionen von größerer und geringerer Dichte entwickeln. Je weiter das All abkühlt, umso ausgeprägter werden die Dichteunterschiede. Erste Sterne leuchten auf Es sind nun rund 100 bis 200 Millionen Jahre "ins Land" gezogen und die ersten Sterne leuchten auf. Das primordiale Gas kondensierte, verdichtete sich und erhitzte sich dabei so hoch, dass Kernfusionen einsetzen konnten. Galaxien struktrieren sich Vielleicht noch einmal 100 oder 200 Millionen Jahre weiter. Es haben sich noch viel mehr Sterne gebildet und nach und nach formen sich Galaxien entlang der Strukturen, die sich schon im zweiten Bild andeuteten. Ein Universum, wie wir es heute sehen Das Universum hat die begonnene Entwicklung weitergeführt. Viele Milliarden Galaxien sind entstanden mit einer unübersehbaren Zahl von Sternen. Das Alter von etwa 200 bis 400 Millionen Jahre könnten wir als die "Krabbelphase" des Universums bezeichnen, wollten wir es mit der menschlichen Entwicklung vergleichen. Es ist eine sehr stürmische Phase! Die ersten Sterne sind sehr massereich, 100, 200, ja sogar bis zu 500 Sonnemassen haben diese wahren Giganten in sich versammelt. Dementsprechend schnell verlaufen ihre Kernfusionen und schon nach ein paar Millionen Jahren explodieren sie mit unvorstellbarer Wucht als Hypernovae. Dabei, und schon vorher durch einen gewaltigen Sternwind, reichern sie das umgebende Medium mit den erbrüteten schweren Elementen an - bis in Entfernungen von einigen Tausend Lichtjahren. Schon im Alter von 300 Millionen Jahren ist das Universum geimpft mit den neuen Elementen. Die können sich nun zu Staubkörnchen verbinden und dafür sorgen, dass bei der Entstehung späterer Sterngenerationen ein Kühleffekt der kollabierenden Gaswolken eintritt. Das lässt künftige Sterne nicht mehr so massereich werden, wodurch deren Brenndauer wesentlich verlängert wird. Und schließlich sind sie die Saatkörner für das spätere Leben... Wie sicher leicht zu erraten ist, wird am Ende des Lebens der ersten Sternboliden auch die extremste mögliche Endstufe stehen: Das Schwarze Loch. Diese ersten stellaren Schwarzen Löcher werden wohl gleich massenhaft entstanden sein und die "Keime" der bald entstehenden Quasare darstellen. An Materie als "Futter" war in dieser Zeit noch leicht zu kommen, denn das Universum war noch recht klein und die Massendichte hoch. So könnten in relativ kurzer Zeit aus den stellaren Überresten supermassereiche Schwarze Löcher entstanden sein, die Antriebsmotore der Quasare. Abell 1835 IR1916, die entfernteste GalaxieDas ISAAC, Infrarotinstrument von ESO's Very Large Teleskop (VLT) hat unter Zuhilfenahme des Gravitationslinseneffektes die älteste bisher bekannte Galaxie entdeckt. Abell 1835 IR1916 entstand, als das Universum gerade einmal 470 Millionen Jahre alt war. Die Masse der Galaxie ist um den Faktor 10 000 geringer wie die der Milchstraße. Links eine Aufnahme des Hubble- Teleskops, rechts und unten Bilder in verschiedenen IR-Bändern. Die hier gezeigte Galaxie stellt möglicherweise nur eine Ausnahme dar. Wir gehen heute davon aus, dass bis vor etwa 10 Milliarden Jahren das Universum von wenigen, extrem großen Galaxien beherrscht wurde. Sie verschmolzen nach und nach miteinander, was nicht ohne Folgen blieb. Wahrhaft stürmische Sternentwicklung wurde angefacht und Schwarze Löcher wurden mit Gas regelrecht überfüttert. Die Sternentstehung beruhigte sich jedoch langsam und wurde immer mehr von den kleineren Spiralgalaxien übernommen. Die Schwarzen Löcher in deren Zentren wuchsen dabei fast unaufhörlich weiter und konnten Milliarden von Sonnemassen ansammeln. Die Unmengen von Materie wurden in den Akkretionsscheiben durch die Reibung extrem erhitzt, was die enormen Strahlungsleistungen der Quasare erklärt. Heute ist das Universum ruhiger geworden, die stürmische Entwicklungsphase ist vorüber. Viele der Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren sind inzwischen inaktiv, da sie den umgebenden Raum fast völlig leergefegt haben. Sterne entstehen im Durchschnitt nur noch mit wenigen Sonnenmassen pro Jahr in einer Galaxie, bis auf wenige Ausnahmen (Starburstgalaxien). Nun bleibt uns noch, eine Voraussage für die künftige Entwicklung des Universums zu wagen. Die Zukunft Eine Aussage über die Zukunft des Universums zu machen ist keine leichte Aufgabe. Hierzu müssten Daten wie z.B. der Gesamtenergieinhalt genau bekannt sein. Eine solche Bestimmung gestaltet sich als sehr schwierig, da wir nicht alles, was sich im Universum befindet "sehen" können. Dennoch kann man Prognosen wagen. Für die weitere Zukunft bieten sich lediglich 3 Alternativen: * Geschlossenes Universum: Die enthaltene Materie/Energie wird die Expansion stoppen und in eine Kontraktion umkehren. Die Folge ist ein Hitzetod, das gesamte Universum stürzt wieder in sich zusammen bis zu einer Singularität (big crunch). * Offenes Universum: Die Eigengravitation der enthaltenen Materie/Energie kann die Expansion nicht aufhalten, sie wird sich bis in alle Ewigkeit fortsetzen. Der Kosmos vergeht im Kältetod, irgendwann erlöschen alle Sterne, das All kühlt sich auf den absoluten Nullpunkt ab und es werden sogar alle Kernteilchen zerfallen. * Flaches Universum: Die Gravitation bringt irgendwann zwar die Expansion zum Stillstand, es kommt aber nicht zur Kontraktion. Auch in diesem Fall ereilt den Kosmos der Kältetod. Die Zukunft des Kosmos setzt sich zusammen aus verschiedenen Faktoren. Eine gewichtige Rolle spielt sein Energieinhalt, die Gesamtenergie k. Diese setzt sich aus kinetischer und potentieller Energie zusammen. Sollte die kinetische Energie überwiegen, so wird das All ewig weiter expandieren, es ist offen. Liegt das Gleichgewicht auf Seite der potentiellen Energie, kommt es zum big crunch. Ein weiterer Faktor ist die mittlere Materiedichte p. Nur wenn sie einen bestimmten Wert, die kritische Dichte übersteigt, kann das All kontrahieren. Das Verhältnis von tatsächlicher zu kritischer Dichte nennt man allgemein ©. Expansionsmöglichkeiten des AllsWenn © größer als 1 ist, wird sich die Expansion eines Tages umkehren (untere Kurve). Ist © kleiner als 1, so haben wir ein offenes Universum, die Expansion ist unendlich (obere Kurve). Doch auch bei © = 1 stirbt das All den Kältetod. Die genauen Werte von k und p kennen wir noch nicht sehr exakt, sie sind sehr schwierig zu bestimmen. Dennoch ist uns inzwischen bekannt, dass die Massendichte knapp unterhalb der kritischen Dichte liegt. Das bedeutet ganz offensichtlich, dass wir in einem offenen Universum leben. Zudem beschleunigt sich die Expansion, wohl aufgrund der mysteriösen Dunklen Energie. Unser Kosmos wird eines fernen Tages vollkommen erlöschen und den Kältetod erleiden. Alexander Friedmann (1888- 1925), ein russischer Mathematiker, Alexander Friedmann hatte die Entwicklung des Universums mit Hilfe der Einsteinschen Relativitätstheorie untersucht und veröffentlichte 1922 seine Ergebnisse. Hiernach lässt sich die Zukunft des Alls mit einer Gleichung beschreiben, welche unabhängig von Friedmann 1927 auch von Georges Lemaître, einem belgischen Kosmologen gefunden wurde. Deshalb wird diese Gleichung auch die Friedmann- Lemaître- Gleichung genannt: H2 - (8ÀGp/3) = k/a2 Hierin bedeuten, wie z.T. schon oben angedeutet: H = Expansionsrate G = Gravitationskonstante p = Mittlere Materiedichte k = Gesamtenergie a = Ein Skalenfaktor, der die Proportionalität aus momentanem Abstand zweier Punkte im expandierenden All zu einem nicht expandierenden beschreibt. [/QUOTE]
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