Die Zukunft des Universums

Nachdem wir den roten Faden, der uns durch die GDNÄ-Tagung Kosmos – Erde –
Leben führte, nach der Beschäftigung mit dem Urknall, der Entstehung und Entwicklung der Galaxien, der Sterne, der Planeten, insbesondere unserer Erde und schließ-
lich des Lebens nun fast vollständig abgewickelt haben, bleibt uns der Ausblick in die
Zukunft. Die Beschäftigung mit der Zukunft gehört notwendigerweise zu den riskantesten Beschäftigungen jeder Wissenschaft und ihre Vorhersage ist oft spekulativ.
Für die Beschäftigung mit der Zukunft des Universums gilt dies in ganz besonderem
Maße, deshalb habe ich diesen Beitrag als „eine Spekulation“ bezeichnet. Dennoch,
aus den schon sehr genau ausgeführten Modellen der Sternentwicklung lassen sich
relativ präzise Aussagen über die Zukunft unseres Sonnensystems, so wie der
Sterne und Galaxien insgesamt gewinnen. Die Geometrie des Universums und die
wichtigsten kosmologischen Parameter konnten in den letzten Jahren erstaunlich gut
bestimmt werden, so dass man auch Aussagen über den wahrscheinlichen Verlauf
der kosmischen Expansion wagen kann. Des weiteren deuten sich aus Erweiterun-
gen des Standardmodells der Elementarteilchen, sowie den Bemühungen zur
Vereinigung der allgemeinen Relativitätstheorie mit der Quantentheorie Aussagen
über das Schicksal der Materie und der Schwarzen Löcher auf extrem langen kosmi-
schen Zeiträumen an. Da viele Vorhersagen in diesem kurzen Artikel nur sehr knapp
angerissen werden können, verweise ich auf zwei Bücher, die sich ausführlicher mit
der Zukunft des Universums befassen: „Die fünf Zeitalter des Universums“ von
Adams und Laughlin 1, sowie „Die Zukunft des Universums: Zufall, Chaos, Gott?” von
Arnold Benz
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Die Zukunft des Sonnensystems
Die Sonne ist vor etwa 4.6 Milliarden Jahren aus einem Ur-Nebel interstellarer Mate-
rie entstanden, die ihrerseits schon durch mehrere frühere Generationen von Sternen
mit schwereren Elementen als den im Urknall entstandenen Wasserstoff und Heli-
umatomen angereichert wurde. Nachdem im Sonneninneren der Fusionsofen der
Sonne gezündet hat, wird stetig durch die Kernverschmelzung von Wasserstoff zu
Helium und schwereren Elementen Energie erzeugt und damit der Wasserstoff ver-
braucht. Die chemischen Elemente des Periodensystems bis hinauf zum Eisenatom
werden auf diese Weise im Bauch von Sternen „gebacken“
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. Während der etwa zehn
Milliarden Jahre anhaltenden Phase des Wasserstoffbrennens hält der durch die
Hitze im Inneren entstehende Druck dem durch die Schwerkraft der Sternmasse er-
zeugten Druck die Waage – der Stern ist stabil. Langsam verändert sich aber die
chemische Zusammensetzung der Sonne. Der mit der nuklearen „Asche“ des Was-
serstoffbrennens angereicherte Kern wird langsam dichter und heißer, wodurch die
Energieproduktion der Kernfusion ansteigt. Der Strahlungsdruck wird größer, wo-
durch sich die Oberfläche der Sonne ausdehnt und ihre Leuchtkraft zunimmt. Die
Abstrahlung der Sonne hat seit ihrer Entstehung bereits merklich zugenommen und
wird sich bis zum Ende ihres Lebens noch einmal verdoppeln.
Die Zunahme der Sonneneinstrahlung bewirkt auf der Erde merkliche Effekte und
wird letztendlich die Möglichkeit für das Leben auf unserem Planeten zunichte ma-
chen. In aller Munde ist die Gefahr eines durch die globale Erwärmung verursachten
Treibhauseffekts auf der Erde. Die Temperatur der Erde ist in den letzten einhundert
Jahren um etwa 0.6 Grad angestiegen. Die Experten streiten sich noch, welcher An-
teil davon durch die Sonne verursacht und welcher Anteil durch menschlichen Ein-
fluss „hausgemacht“ ist. Das System Erde hat eine erstaunliche und in den letzten
Jahrmillionen sehr erfolgreiche Fähigkeit, Temperaturschwankungen über komplexe
Regelvorgänge der Atmosphäre, Biosphäre, der Ozeane und Gesteinsmassen aus-
zugleichen. Bei der durch die chemische Entwicklung im Sonneninneren verursach-
ten, ständigen Erhöhung der Einstrahlung wird jedoch irgendwann in der Zukunft kein
Halten mehr sein und der Treibhauseffekt auf der Erde instabil werden. Gleichzeitig
werden sich die Bedingungen für mögliches Leben auf dem Mars jedoch verbessern.
Nach detaillierten Geoklima-Modellen soll in etwa 500 Millionen Jahren die
Temperatur auf der Erde so heiß, dass alles Wasser zu kochen beginnt, die Meere
verdampfen und der Planet sterilisiert wird. (Bereits geraume Zeit vorher würde es
sich für das Leben auf der Erde anraten, eine Arche auszurüsten und einen anderen
Planeten zu besiedeln – vielleicht den Mars?).
In etwa 6 Milliarden Jahren, wenn die Sonne etwa 1/10 ihres Wasserstoffvorrats (und
damit fast den gesamten Wasserstoff im Kern) verbraucht hat, beschleunigen sich
die Kernverschmelzungsprozesse in ihrem Inneren und die Fusions-Asche wird zu
schwereren Elementen verbrannt. Gleichzeitig schrumpft der Kern weiter und erhöht
die Leuchtkraft der Sonne. Sie dehnt sich dann zu einem roten Riesenstern aus, der
aufgrund seiner Größe wesentlich leuchtkräftiger, aber gleichzeitig wesentlich kühler
ist, als unsere heutige Sonne. Da dieser Stern einen starken Sternwind aussendet,
verliert er an Masse und seine Anziehungskraft verringert sich. Die Planeten wandern
dabei weiter nach außen, die Erde zum Beispiel ungefähr auf die jetzige Marsbahn.
Die Sonne hat bis dahin die inneren Planeten, Merkur und Venus verdampft und ihre
Scheibe nimmt, von der Erde aus betrachtet, einen guten Teil des Firmaments ein.
Die Temperatur auf der Erde steigt auf etwa 1200 Grad Celsius. Spätestens zu die-
sem Zeitpunkt wird auch der Mars nicht mehr bewohnbar sein. Am Ende ihrer Ent-
wicklung wird die Sonne ihre verbleibende Wasserstoffhülle in einen sogenannten
planetarischen Nebel abstoßen – diese Sternhüllen gehören zu den schönsten und
farbenprächtigsten Objekten in unserer Milchstraße. Der schwere Kern der Sonne
zieht sich zu einem Weißen Zwerg zusammen, einem Objekt mit ungefähr dem
Durchmesser der Erde und der Masse der Rest-Sonne, das fast vollständig aus so-
genannter „entarteter Materie“ besteht, die nur durch den Quantendruck der Elektro-
nen stabilisiert wird – eine Folge des Pauli-Prinzips.
Der ursprünglich bläulich-weiß strahlende Weiße Zwerg beinhaltet so viel Wärme-
energie, dass er noch viele Milliarden Jahre weiter strahlt und sich dabei immer wei-
ter abkühlt. Die meisten Sterne im Universum enden wie unsere Sonne als Weiße
Zwerge. Sterne jedoch, die sehr viel schwerer sind als die Sonne, beenden ihr Leben
in einer Supernova-Explosion und hinterlassen noch kompaktere Reste: Neutronen-
sterne und Schwarze Löcher.

Das Schicksal der Galaxien
Unsere Milchstrasse besteht aus etwa 200 Milliarden Sternen, aus der interstellaren
Materie, aus der ständig neue Sterne entstehen und wieder vergehen, sowie der
„Dunklen Materie“, die durch ihre Gravitationskraft das schnell rotierende Sternsys-
tem zusammenhält. Durch die Entstehung immer neuer Generationen von Sternen,
die in ihren „Bäuchen“ Wasserstoff zu schwereren Elementen fusionieren, die sie
zum Teil durch Sternwinde und Supernova-Explosionen wieder an das interstellare
Medium abgeben, zum Teil in kompakten Resten, wie Weiße Zwerge, Neutronen-
sterne und stellare Schwarze Löcher ablagern, wird der Wasserstoff in den Galaxien
mit der Zeit verbraucht.Unsere Milchstraße ist Teil einer hierarchischen Struktur aus kleinen Galaxiengruppen, größeren Galaxienhaufen, Superhaufen, sowie einer Schaum-artigen Struktur aus Filamenten und Blasen, auf deren Oberfläche sich die Materie im Zuge der Entstehung der großräumigen kosmischen Struktur angesammelt hat. Bewegt durch die Anziehungskraft der Dunklen Materie verschmelzen die Galaxien im Zuge der kosmologischen Entwicklung lokal zu immer größeren Einheiten
, während sich das Universum insgesamt immer weiter ausdehnt. Die dominante Galaxie der „Lokalen Gruppe“ ist der Andromeda-Nebel, auf den sich die Milchstraße mit etwa 300 km/s zu bewegt. In etwa 2 Milliarden Jahren werden sich die Milchstraße und der Andromeda-Nebel sehr nahe kommen und möglicherweise miteinander verschmelzen.

Eine derartige „Galaxien-Hochzeit“ ist für die Sterne der beiden Galaxien keine Ge-
fahr, sie verspüren keine dramatischen Veränderungen und ihre Planetensysteme
bleiben intakt. Wir können uns jedoch vorstellen, wie phantastisch und interessant
der Himmel in einem verschmelzenden Galaxiensystem aussehen würde. Wenn wir
lange genug warten, werden sämtliche Galaxien in der lokalen Gruppe mit denen des
nächsten großen Galaxienhaufens im Sternbild Virgo zu einer einzigen, riesigen
Metagalaxie verschmolzen sein.
Das Aussehen und die Lebenserwartung von Sternen hängt im wesentlichen von
ihrer Masse ab. Während ein Stern von der Masse unserer Sonne, wie oben be-
schrieben etwa 10 Milliarden Jahre lang mit einer Temperatur von etwa 6000 Grad
(also etwa gelb-grüner Farbe) strahlt, verbraucht ein Stern mit 10 Sonnenmassen
seinen Wasserstoff etwa 1000 mal schneller und leuchtet extrem hell mit einem
Emissionsmaximum im ultravioletten Spektralbereich. Umgekehrt lebt ein Stern mit
nur 1/10 der Sonnenmasse etwa 100 mal länger als die Sonne und strahlt sein Licht
im roten Wellenlängenbereich ab. Die langlebigsten unter den Sternen sind die so-
genannten „Braunen Zwerge“, die mit etwa 8% der Sonnenmasse nicht mehr genug
Druck in ihrem Innern aufbauen können, um die Kernfusion des Wasserstoffs zu
zünden. Objekte mit noch weniger Masse werden zu großen Planeten. Gasriesen-
Planeten wie z.B. Jupiter haben es nicht ganz zum Stern geschafft.
Wenn in den Galaxien langsam die interstellare Materie ausgeht und keine neuen
Sterne gebildet werden können, bleiben mit der Zeit neben den Weißen Zwergen,
Neutronensternen und Schwarzen Löchern nur noch die roten, sehr alten Sterne üb-
rig. Große elliptische Galaxien oder die Zentralbereiche von Spiralgalaxien sind be-
reits in diesem Zustand. In etwa 10^13 Jahren werden die ältesten, heute bekannten
Sterne ausgebrannt sein und in etwa 10^14 Jahren wird die normale Bildung von Ster-
nen zu Ende sein und das Universum wieder dunkel werden.Die Expansion des Universums
Seit Edwin Hubble wissen wir, dass das Universum expandiert. In den letzten Jahren
wurde die Hubble-Konstante H 0, der fundamentale kosmologische Parameter, der die
Geschwindigkeit der Expansion angibt, immer genauer vermessen. Der heute von
den meisten Kosmologen akzeptierte Wert liegt bei ca. 70 km/s/Mpc. Wie die Expan-
sion des Universums weitergeht, hängt von der mittleren Massendichte m des Universums ab. Wäre diese Dichte höher als die kritische Dichte m=1, die dem winzi-
gen Wert von ungefähr sechs Wasserstoffatomen pro Kubikmeter entspricht, würde
sich die Expansion des Universums weit in der Zukunft so weit verlangsamen, dass
die Bewegung der Galaxien gestoppt wird und sich umkehrt. Das Universum würde
in einem Kollaps, einem sogenannten „Big Crunch“ enden. Ein derartiges Universum
wird als „geschlossen“ bezeichnet und wäre in gewisser Weise einem Schwarzen
Loch ähnlich.
Die gesammelte Masse sämtlicher leuchtender Sterne im Universum entspricht je-
doch nur weniger als 1% der kritischen Dichte und zusammen mit der mittleren
Dichte in galaktischen und intergalaktischen Gaswolken macht die „gewöhnliche“
(sogenannten baryonische) Materie weniger als 5% der kritischen Dichte aus. Wie in
dem Artikel „Das Schicksal des Universums“ in diesem Band beschrieben, lässt sich
aus der Beobachtung von Galaxienhaufen und der Dynamik von Galaxien ableiten,

dass die gewöhnliche Materie nur einen kleinen Bruchteil zur gesamten Masse im
Universum beiträgt, welche durch die sogenannte „Dunkle Materie“ dominiert wird –
eine bisher rätselhafte Materieform, die aus massebehafteten, sich relativ langsam
bewegenden und nur schwach wechselwirkenden, bisher unentdeckten Teilchen be-
stehen muss. Immer genauere Messungen haben aber in den letzten Jahren gezeigt,
dass auch die Dunkle Materie nicht ausreicht, um das Universum zu schließen. Die
mittlere Materiedichte liegt nach den jüngsten Röntgen-Messungen an Galaxien-
haufen 6 bei m l0.3, wodurch eine Umkehrung der Expansion in einen Kollaps
ausgeschlossen erscheint. Das Universum scheint demnach „offen“ zu sein.
Eine große Überraschung war aber der im Jahre 1998 durch zwei vollkommen unab-
hängige Methoden abgeleitete Befund, dass sich nicht nur die Ausdehnung des Uni-
versums in alle Ewigkeit fortsetzen wird, sondern dass diese Expansion sich immer
noch beschleunigt. Als Einstein 1916 die Allgemeine Relativitätstheorie entwickelte,
realisierte er, dass seine Gleichungen kein stabiles Universum vorhersagten, son-
dern eines, das sich entweder ausdehnen oder kollabieren musste. Da zu diesem
Zeitpunkt die Fluchtbewegung der Galaxien noch nicht bekannt war, führte er in
seine Gleichungen ein zusätzliches, stabilisierendes Glied ein, die sogenannte „kos-
mologische Konstante“ , die er nach Hubble’s Entdeckung der Galaxienfluchtbewe-
gung als die „größte Eselei“ seines Lebens bezeichnet hat. Die neuesten Messungen
aus den Fluktuationen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung und aus der Helligkeit
entfernter Supernova-Explosionen (siehe Abbildung 2) lassen jedoch darauf schlie-
ßen, dass Einstein unvermutet doch Recht behalten hat und dass die der kosmologi-
schen Konstanten äquivalente Energie signifikant größer als Null ist. Diese bisher
vollkommen unverstandene „Dunkle Energie“ hat, in gleichen Einheiten angegeben
wie die Materiedichte m, ungefähr den Wert 0.7, dominiert also die Gesamtenergie
im heutigen Universum.Aus der detaillierten Vermessung der quasi-periodischen Fluktuationen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung mit den Ballon-Experimenten BOOMERANG 9 und MAXIMA und jüngst mit dem NASA-Satelliten WMAP ergibt sich erstaunlicherweise,dass die Gesamtenergie im Universum, also die Summe aus der Materiedichte m und der „Dunklen Energie“sehr nahe bei dem Wert 1 liegt, dass die Geometrie des Universums demnach weder „offen“ noch „geschlossen“, sondern nahezu „flach“ist (siehe Abbildung 2). Die einfachste Interpretation der heute bekannten kosmologischen Parameter ergibt damit ein Universum, das in einem Urknall begann und sich in alle Ewigkeit exponentiell ausdehnen wird (Abbildung 3). Die Geschichte ist jedoch noch nicht zu Ende. Aus den Bemühungen zur Vereinheitlichung von Quantentheorie und Relativitätstheorie, z.B. der „Quantengravitation“ oder der „String-Theorie“, erhofft man sich eine geschlossene Beschreibung der Kosmologie. Eine „kosmologische Konstante“, also z.B. eine Ruheenergie des Vakuums in der jetzt bestimmten Höhe, ist mit den derzeitigen Ansätzen nicht erklärbar, eher aber eine „Dunkle Energie“, die sich im Lauf der Zeit ändert. Welche Konsequenzen sich daraus für die weitere Expansion des Universums ergeben ist noch nicht absehbar. In jüngster Zeit sind deshalb auch „oszillierende“ Weltmodelle wieder in Mode gekommen.
Die sehr ferne Zukunft in etwa 10^14 Jahren, wenn die letzten Sterne aus Resten interstellarer Gaswolken kollabieren, wird die normale Sternentstehung zu Ende gehen. Danach bleiben nur noch die ausgebrannten Reste von Sternen übrig, also Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher, sowie die Himmelskörper, die ihre unverbrauchte
Materie erhalten konnten: Braune Zwerge und Planeten. Der größte Teil der
Sternmasse liegt nun in Form von entarteter Materie in den Weißen Zwergen, die
sich mit der Zeit immer weiter abkühlen.
Die Braunen Zwerge haben ihren unverbrauchten Wasserstoff über sehr lange Zeiten
behalten. Sehr selten kann es vorkommen, dass zwei Braune Zwerge miteinander
kollidieren und damit einen größeren, Roten Zwergstern bilden, der genügend Masse
hat, um den Fusionsofen in seinem Inneren zu zünden. Diese wenigen normalen
Sterne werden dann die einzigen Lichtquellen im Universum sein.
Falls die Dunkle Materie aus schwach wechselwirkenden, massebehafteten Teilchen
besteht, können diese Teilchen langsam durch die Gravitationskraft der Weißen
Zwerge eingefangen werden und sich im Sterninneren durch schwache Wechselwir-
kungsprozesse mit der Zeit gegenseitig vernichten. Durch die dadurch freiwerdende
Energie würde der Abkühlungsprozess der Weißen Zwerge gestoppt, die sich dadurch über sehr lange Zeiträume in der Nähe der Temperatur des flüssigen Stick-
stoffs aufhalten können (siehe Abbildung 3). Einer Idee von Freeman Dyson folgend, spekulieren Adams und Laughlin, dass aufgrund der extrem langen, zur Ver-
fügung stehenden Zeit und der sehr großen Energievorräte in der Atmosphäre sol-
cher Weißer Zwerge eine neue biologische Evolution, möglicherweise sogar mit der
Entwicklung von Komplexität und Intelligenz stattfinden könnte.

Entsprechend den sogenannten „Großen Vereinheitlichten Theorien“ der Teilchen-
physik (GUT) lebt auch die normale Materie nicht unendlich lange: die Protonen
sollten demnach zerfallen. Kurz nach dem Urknall müssten sämtliche Teilchen-, Anti-
teilchen- und Energiesorten im thermischen Gleichgewicht vorhanden gewesen sein
und sich ständig ineinander umgewandelt haben. Damit müssten genau gleich viele
Protonen wie Antiprotonen vorhanden gewesen sein. Bei der Abkühlung des
ursprünglichen Feuerballs haben sich praktisch alle Protonen und Antiprotonen
wieder gegenseitig vernichtet. Über eine bisher noch nicht verstandene
Symmetriebrechung muss aber für jeweils etwa 1 Milliarde solcher Vernichtungspro-
zesse ein Proton übriggeblieben sein, diese Protonen stellen die heutige, normale
baryonische Materie dar. Aufgrund dieser Symmetriebrechung müsste die Lebens-
dauer der übrig gebliebenen Protonen sehr lang, aber endlich sein. Abschätzungen
dieser Lebensdauer aufgrund der einfachsten GUT-Theorien beliefen sich auf ca.
10^30 Jahre. In riesigen unterirdischen Wassertank-Detektoren, zum Beispiel dem ja-
panischen Super-Kamiokande-Detektor, wurde Jahre lang nach Spuren zerfallen-
der Protonen gesucht, bisher jedoch ohne Erfolg. Die experimentell bestimmte Le-
bensdauer der Protonen ist demnach größer als 10^33 Jahre. Kompliziertere GUT-
Theorien sagen längere Lebensdauern voraus, aber in Ermangelung genauerer
Messungen kann bisher nur spekuliert werden. Adams und Laughlin nehmen einen
Wert von 10^37 Jahren für die Lebensdauer des Protons an.
Wenn die Protonen zerfallen, „schmelzen“ sämtliche stellare Reste, also Weiße und
Braune Zwerge, Neutronensterne und Planeten dahin, nicht jedoch die Schwarzen
Löcher, innerhalb deren Ereignishorizont sämtliche Materie- und Energieformen
durch ihre gigantische Schwerkraft festgehalten werden. Schwarze Löcher sind im
heutigen Universum mit Massen von wenigen Sonnenmassen (sogenannte „stellare“
Schwarze Löcher), sowie im Zentrum von Galaxien mit Massen von mehreren Millio-
nen bis Milliarden Sonnenmassen (sogenannte „massereiche Schwarze Löcher“)
bekannt. Seit Hawking wissen wir jedoch, dass durch Quanteneffekte in der Nähe
des Ereignishorizonts auch Schwarze Löcher Energie abstrahlen, sogenannte Haw-
king-Strahlung, und zwar um so heller, je kleiner sie sind. Stellare Schwarze Löcher
zerstrahlen demnach in etwa 10^67 Jahren. Schwarze Löcher mit Millionen Sonnen-
massen, wie das derzeit im Zentrum unser eigenen Galaxie liegende, leben etwa 10^83Jahre und solche von der Masse unserer ganzen Galaxie etwa 10^98 Jahre.
Nach grob 10^100 Jahren sind also sämtliche Strukturen aus unserem Universum ver-
schwunden, das dann ein „Tohuwabohu“ vor allem aus Vakuumenergie, Strahlung
und leichten Teilchen, wie Neutrinos, Elektronen, Positronen etc. ist. Falls die Expansion bis zu diesem Zeitpunkt wirklich exponentiell verläuft ist, ist die mittlere Dichte,die heute etwa bei einem Proton/m^3liegt, auf etwa 1 Positron im 10^194 -fachen Volumen des heutigen Universums abgefallen. Die Wellenlänge der Hintergrundstrahlung, die heute bei etwa 1 Millimeter liegt, beträgt dann ungefähr 10^41 Lichtjahre –
eine wahrhaft unvorstellbare Zukunft

Quelle: Günther Hasinger, MPE Garching