Sternstunden des Universums

Wirkung entfalten und je drei Quarks zu einem Proton beziehungsweise einem Neutron vereinigen. Protonen sind die Kerne des leichtesten Elements, des Wasserstoffs. Mit anderen Worten: Der Wasserstoff entstand bereits etwa 1 Millionstelsekunde nach dem Urknall. Allerdings waren das noch keine kompletten Wasserstoffatome, denn noch fehlte das Elektron, das im neutralen Wasserstoff den Kern umkreist.
    Was die Entstehung weiterer Elemente betrifft, so trat nun eine kurze Pause ein. Ein Teil der Neutronen zerfiel in Protonen, Elektronen und Antineutrinos, und etwa eine Sekunde nach dem Urknall zerstrahlten Elektronen und Positronen – ansonsten ereignete sich nichts Wesentliches. Doch in der Zeit von etwa zehn Sekunden bis drei Minuten nach dem Urknall nahm die Elemententstehung wieder Fahrt auf. In diesen Minuten vereinigten sich bei einer Temperatur von rund 5 Milliarden Grad nahezu alle dem Zerfall entgangenen Neutronen mit Protonen zu Deuteronen und die wiederum zu dem Element Helium. Geringe Mengen an Lithium und Beryllium kamen noch hinzu. Lässt man das Wenige an Lithium und Beryllium kurz beiseite, so setzte sich die Materie des Universums, bezogen auf ihre Massenanteile, fortan aus rund 75 Prozent Wasserstoff und 25 Prozent Helium zusammen (Abb. 26).

    Abb. 26: Zeitliche Entwicklung des Universums.
    Mit dieser von den Kosmologen als »Primordiale Nukleosynthese« bezeichneten Phase war das Kapitel »Elemententstehung« zunächst abgeschlossen. Rund 380000 Jahre später fingen die bis dahin »nackten« Kerne der Elemente die noch fehlenden Elektronen ein, doch das änderte nichts mehr an der Komposition der Materie im Universum. Was sich änderte, war die Ausdehnung des Universums. Es blähte sich immer weiter auf und wurde immer kälter. Etwa eine Million Jahre nach der Primordialen Nukleosynthese war die Temperatur auf einige hundert Grad Celsius abgesunken, und die ursprünglichen hochenergetischen Röntgen- und UV-Photonen hatten so viel Energie verloren, dass der Kosmos nur noch von Photonen des infraroten Lichts erfüllt war. Unsere Augen sind für infrarotes Licht nicht empfänglich. Hätte es damals schon einen menschlichen Beobachter gegeben, er hätte sich in völliger Finsternis zurechtfinden müssen. Diese Epoche der Finsternis, die die Kosmologen als das »Dunkle Zeitalter des Universums« bezeichnen, dauerte rund 100 Millionen Jahre. Sie endete, als die ersten Sterne auftauchten und wieder Licht in das Universum brachten.
    Sterne sind gigantische Fusionskraftwerke. Im Zentrum dieser riesigen Gasbälle aus Wasserstoff und Helium herrschen Temperaturen von mehreren Millionen Grad. Beispielsweise ist die Materie im Inneren unserer Sonne rund 14 Millionen Grad heiß. Bei derart hohen Temperaturen verschmelzen die Kerne des Wasserstoffs, die Protonen, zum nächstschwereren Element Helium. Die Energie, die die Sterne aus diesen Fusionsprozessen gewinnen, strahlen sie in Form von Licht unterschiedlicher Wellenlängen ab. Wie lange dieses sogenannte Wasserstoffbrennen andauert, hängt von der Masse des Sterns beim Einsetzen der Verschmelzungsprozesse ab. Unsere Sonne zehrt bereits rund 4,5 Milliarden Jahre von ihrem Wasserstoffvorrat, und voraussichtlich wird das nochmals 4,5 Milliarden Jahre so weitergehen. Sterne mit mehr Masse verheizen ihren »Brennstoff« in deutlich kürzerer Zeit, weil in ihrem Inneren wesentlich höhere Temperaturen herrschen. Sterne mit weniger Masse als unsere Sonne gehen dagegen sparsam mit ihren Reserven um und halten das Wasserstoffbrennen mehrere zehn Milliarden Jahre durch.
    Irgendwann geht jedoch bei jedem Stern der Wasserstoff im heißen Zentrum zu Ende. Dann setzt sich das Wasserstoffbrennen nur noch in einer schmalen Schale um den nun ganz aus Helium bestehenden Sternkern fort. Da im Kern nun keine Fusionsenergie mehr freigesetzt wird, schrumpft er unter seiner eigenen Schwerkraft, wobei die äußeren Sternschichten nachfallen und den Druck auf die Wasserstoff brennende Schale erhöhen. Mit wachsendem Druck steigt auch die Temperatur und kurbelt das Schalenbrennen gewaltig an. In dieser Phase bläht die frei werdende Energie den Stern zu einem Roten Riesen mit einem Vielfachen seiner ursprünglichen Größe auf. Schließlich steigt auch die Temperatur im Kern gewaltig an, da er unter dem Einfluss der Gravitation weiter schrumpft. Ist schließlich eine Temperatur von circa 100 Millionen Grad erreicht, setzen dort erneut Fusionsprozesse ein, wobei je drei Heliumkerne zu