Strukturbildung im frühen Universum

Rekombination – Dunkles Zeitalter – Reionisation

Das Universum kühlte sich in den ersten drei Minuten nach dem Urknall so weit ab, dass zunächst die physikalischen Gesetze, dann die Kernbausteine und schließlich die leichten Elemente, vor allem Wasserstoff- und Heliumkerne, entstehen konnten. Für weitere Kernfusionsprozesse aber reichten Temperatur und Dichte nicht mehr aus. So war das Universum zum einen mit einem Plasma aus einer Mischung aus Protonen, Elektronen, Neutrinos und Photonen sowie einer Prise leichter Atomkerne, zum anderen mit sogenannter Kalter Dunkler Materie gefüllt. Die Photonen konnten sich nicht ungehindert ausbreiten, sondern wurden nach kurzer Wegstrecke von den elektrisch geladenen Teilchen – vor allem Protonen und Elektronen – absorbiert und anschließend wieder emittiert. Und jedes Elektron, das von einem Kern eingefangen wurde, konnte sofort wieder von einem hochenergetischen Strahlungsteilchen entrissen werden, so dass alle Wasserstoffatome letztlich in ionisiertem Zustand verblieben.

Rekombination

Da sich das Universum weiter ausdehnte und damit abkühlte, kippte nach etwa 379 000 Jahren – das Universum war nur noch tausendmal kleiner als heute – bei einer Temperatur von unter 3000°C das Gleichgewicht von Strahlung und Materie. Durch ihre Trennung wurde der Kosmos erstmals für Licht durchsichtig. Da die Energie der Photonen nicht mehr dafür ausreichte, um Wasserstoff zu ionisieren, waren die freien Protonen und Elektronen jetzt in der Lage, sich zu elektrisch neutralen Wasserstoffatomen zu verbinden. Innerhalb von etwa 40 000 Jahren – der Epoche der Rekombination – waren alle elektrisch geladenen Teilchen – auch die Deuterium-, Tritium-, Helium- und Lithium-Kerne – in elektrisch neutralen Atomen gebunden.

Dunkles Zeitalter

Durch die weitere Expansion des Universums wurde die Strahlung zu immer größeren Wellenlängen hin verschoben. Zugleich schluckte der atomare, elektrisch neutrale Wasserstoff die Strahlung in verschiedenen Wellenlängenbereichen. Und es gab keine Lichtquellen, die die abkühlenden Gasschwaden hätten beleuchten können. Es wurde dunkel im Universum. Die Astronomen sprechen von der Dunklen Ära (Dunkles Zeitalter), das den Zeitraum von der Freisetzung der Hintergrundstrahlung bis zum Aufleuchten der ersten Sterne umfasste und bis zu 400 Millionen Jahre dauerte.

Das Dunkle Zeitalter war aber nicht völlig finster. Das elektrisch neutrale Wasserstoffgas muss schwache Radiowellen ausgesandt haben, nachdem es durch die Hintergrundstrahlung beleuchtet wurde. Wasserstoffgas strahlt aber auch ohne Energiezufuhr. Möglich ist das durch den Spin subatomarer Teilchen (kann man vereinfacht als ihre Drehrichtung auffassen). Astronomen suchen heute nach dieser Strahlung.

In der Zeit der Dunklen Ära durchlief das Universum gewaltige und entscheidende Veränderungen, die seine weitere Entwicklung prägten. Nach theoretischen Überlegungen und Computer-Simulationen hatte die Dunkle Materie wohl bereits kurz vor der Rekombinationszeit erste schwach ausgeprägte Massenkonzentrationen gebildet. (Ihre Teilchen treten nicht mit Strahlung in direkte Wechselwirkung, sondern unterliegen lediglich der Schwerkraft.)

Als sich das heiße junge Universum weiter ausdehnte und langsam weiter abkühlte, sammelte sich die Dunkle Materie unter dem Einfluss ihrer wechselseitigen Schwerkraft in kleinen, relativ massearmen Halos, den ersten Strukturen im Universum. Die normale (baryonische) Materie wurde wegen der Abstoßung zwischen den positiv geladenen Wasserstoff-Atomkernen zunächst daran gehindert, sich zu Wolken zusammenzuziehen. Sie konnte aber der Schwerkraft der Dunkle-Materie-Halos nicht widerstehen, und so sammelte sich schließlich immer mehr Gas aus der Umgebung – hauptsächlich Wasserstoff, weniger Helium und Spuren anderer leichter Atome – in den Wolken an.

In den heißen und dichten Bereichen der ursprünglichen Wasserstoff-Helium-Wolken bildete sich molekularer Wasserstoff (H2), der Infrarot-Strahlung emittierte und die Wolke auf 200 bis 300 Kelvin (etwa -73 bis +27°C) abkühlte. Infolgedessen fiel in den innersten Bereichen der Gasdruck und die Gravitation konnte das Gas noch weiter zusammenklumpen. Während sich die Wasserstoff-Helium-Wolke verdichtete, blieb die Dunkle Materie gleichmäßig über den riesigen Halo verteilt. Daher spielt der Vorgang der Abkühlung der Materiewolke eine entscheidende Rolle für die Trennung von gewöhnlicher und Dunkler Materie.

Ohne die Geburtshilfe der Dunklen Materie gäbe es vermutlich keinen Sterne und Galaxien in unserem Universum. Die Gravitation der sichtbaren Materie hätte nicht ausgereicht, um die bekannten Strukturen des Weltalls zu bilden. Die beobachteten Abweichungen von einer isotropen Verteilung der baryonischen Materie waren viel zu gering. Erst die Annahme der Dunklen Materie lässt die Gravitationskraft so groß werden, dass eine Zusammenballung möglich wurde und genügend Zeit blieb, Objekte von der Größe ganzer Galaxien zu bilden.

Bei weiterer Verdichtung durch die Kontraktion der Gasklumpen versagte schließlich die Kühlung, denn die Wasserstoffmoleküle kollidierten nun mit anderen Atomen, bevor sie Zeit hatten, ein Infrarotphoton auszustrahlen. Das erhöhte wieder die Gastemperatur, und der enorme Druck des heißen Gases verlangsamte die Kontraktion der Wolken. (Bei höheren Temperaturen bewegen sich Materieteilchen schneller – und je schneller sich Teilchen bewegen, desto mehr können sie der Gravitationskraft entgegensetzen.) Doch ihr Kernbereich zog immer mehr Materie aus der Umgebung an. Als er auf einige hundert Sonnenmassen und mehr angewachsen war, konnte die Schwerkraft den Kern so stark zusammendrücken, dass die Kernfusion zündete. Das Wasserstoffbrennen begann – ein Stern war geboren.

Die ersten Sterne

Die ersten Systeme, in denen sich Sterne bilden konnten, sollen bereits 100 bis 250 Millionen Jahre nach dem Urknall aufgetaucht sein. Sie ähnelten einer Mini-Galaxie mit einer Scheibe aus gewöhnlicher Materie, umgeben von einem Halo Dunkler Materie. Die erste Sterne, die hier entstanden – Astronomen bezeichnen diese erste Generation als Population III – unterschieden sich grundlegend von den heutigen Sternen: Sie bestanden fast nur aus Wasserstoff und Helium. Ohne schwere Elemente, die als Kühlmittel wirken, laufen Kernfusionsprozesse weniger effizient ab. Wasserstoff – in seiner molekularen Form H2 – und Helium eignen sich für diese Art der Kühlung aus atomphysikalischen Gründen nicht gut. Daher waren die ersten Sterne im Durchschnitt wesentlich heißer und massereicher (vermutlich einige hundert Mal) als die Sterne späterer Generationen. Sie leuchteten mehrere Millionen Mal heller als die Sonne. Ihre Oberflächentemperatur dürfte bei dem rund 17-fachen der Sonnenoberfläche (5500°C) gelegen haben.

Mit ihrer Masse wuchs auch die Gravitationskraft, die die Sterne zusammendrückte. Um sie auszugleichen, mussten sie ihren Wasserstoffvorrat schneller und bei höheren Temperaturen verbrennen als kleine, leichte Sterne – wie etwa unsere Sonne. Die Riesensterne hatten daher nur eine Lebensdauer von wenigen Millionen Jahren. Am Ende ihres kurzen Lebens explodierten sie als Supernovae und gaben einen Großteil ihrer Materie in den kosmischen Kreislauf zurück – angereichert mit den ersten schweren Elementen, die die Sterne in ihrem Inneren durch Kernfusion erbrütet hatten (darunter die für das Leben wichtigen Grundelemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff).

Das Universum hat sich wohl sehr schnell mit schweren Elementen angereichert. Diese neigen zur Bildung von feinem Staub – im Gegensatz zu Wasserstoff und Helium, die gasförmig vorliegen. Der Staub hatte allerdings im interstellaren Medium zunächst nicht lange Bestand, denn Stoßwellen nachfolgender Supernovae zerstörten die Staubteilchen, kurz nachdem sie entstanden waren. Aber bereits einige hundert Millionen Jahre später gab es im interstellaren Gas ähnliche Anreicherungen von Kohlenmonoxid und Staub, wie wir sie heute noch, 13 Milliarden Jahre später, im interstellaren Gas benachbarter Galaxien vorfinden.

Reionisation

Mit der Entstehung der ersten Strahlungsquellen – als das Universum vielleicht 400 Millionen Jahre alt war – endete das Dunkle Zeitalter. Die Riesensterne der ersten Sterngeneration (Population III) veränderten das Universum und seine weitere Evolution fundamental. Sie markieren den Beginn einer neuen Epoche, welche die Astrophysiker „Reionisation“ nennen. Diese dauerte rund eine halbe Milliarde Jahre und war etwa 1,1 Milliarden Jahre nach dem Urknall abgeschlossen. (Manche vermuten sogar, dass sie bereits 100 bis 200 Millionen Jahre nach dem Urknall einsetzte.)

Die ersten Sterne, die von einem Nebel aus elektrisch neutralem Wasserstoff umgeben waren, strahlten einen großen Teil ihrer Energie zunächst vor allem im energiereichen Ultraviolett-Bereich ab. Das war gerade der Teil des Spektrums, den die neu gebildeten Wasserstoff-Atome bevorzugt absorbierten. Schließlich war die Strahlung aber so intensiv, dass sie die Elektronen aus den Atomhüllen löste, d. h., die Atome wieder ionisierte. So lichtete sich der Nebel aus neutralem Wasserstoff und Helium und um die Sterne bildeten sich heiße Blasen ionisierten Gases, die immer weiter anwuchsen. Ein einziger der Sterne konnte um sich herum mit der Zeit eine Blase von 15 000 Lichtjahren Durchmesser erzeugen. (Zum Vergleich: Unsere Milchstraße hat einen Durchmesser von 170 000 bis 200 Lichtjahren.)

Als im Laufe von Hunderten Millionen Jahren immer mehr Sterne entstanden, wurden die Blasen immer zahlreicher und verschmolzen schließlich. Nach neuesten Erkenntnissen wurden wahrscheinlich vor 1,1 Milliarden Jahren die letzten Zonen neutralen Wasserstoffs ionisiert. Nur jedes zehntausendste Wasserstoffatom blieb verschont, schätzen die Kosmologen. Das intergalaktische Gas ist deshalb seither nicht kalt und elektrisch neutral, sondern heiß und ionisiert. Das ionisierte Plasma des intergalaktischen Raumes enthält heute den überwiegende Teil der baryonischen Materie im Universum.

[Spezielle Zwerggalaxien, sogenannte Green-Pea-Galaxien (Grüne-Erbsen-Galaxien), könnten durch ihre Ultraviolettstrahlung wesentlich zum Ende des Dunklen Zeitalters beigetragen haben. Zu dem kuriosen Namen sind sie durch ihr Erscheinungsbild auf Aufnahmen gekommen, die Amateuren als grünliche, kreisrunde Punkte aufgefallen waren. Es sind kompakte Zwerggalaxien, die zwar recht klein sind, in denen aber viele Sterne entstehen. Sie enthalten bloß einen geringen Anteil an schweren Elementen, dafür aber sehr viele massereiche Sterne. Wenn ausreichend viele solcher Galaxien im jungen Universum existiert haben, könnten sie das All über Jahrmillionen hinweg ionisiert haben, bis es schließlich rund eine Milliarde Jahre nach dem Urknall wieder hell wurde.]

Dieser Ablauf der Ionisierung mag plausibel klingen, ist aber bisher nicht mehr als eine Hypothese. Da sich die ersten Sterne heute nicht mehr direkt beobachten lassen, sind wir auf die Ergebnisse von Simulationen angewiesen. Die Realitätstreue von Simulationen hat aber ihre Grenzen, daher ist das letzte Wort noch nicht gesprochen. Es ist möglich, dass die ersten Sterne das intergalaktische Medium nicht so schnell ionisieren konnten, wie es die Daten nahe legen. Dann muss es eine weitere Energiequelle im frühen Universum gegeben haben. Die wahrscheinlichsten Kandidaten dafür sind intensiv leuchtende Gasjets, die von Schwarzen Löchern ausgingen. (Welchen Anteil ihre energiereiche Strahlung bei Schwarzen Löchern hatte, ist allerdings unklar.)

Schwarze Löcher

Vielleicht haben also nicht die Riesensterne selbst die Ionisierung angetrieben, sondern die aus ihnen hervorgegangenen Schwarzen Löcher. Sterne mit mehr als 250 Sonnenmassen kollabierten schließlich sehr schnell zu ähnlich massereichen Schwarzen Löchern. (Aber auch ein Stern mit 100 Sonnenmassen konnte zu einem Schwarzen Loch zusammenstürzen, das anschließend unter geeigneten Bedingungen zu einem massereichen anwuchs.)

Quasare sind die fernsten noch erkennbaren Objekt im Universum. Da sie auf den ersten Blick fast wie normale Sterne aussehen, nannten sie ihre Entdecker „quasistellare“, also sternähnliche, Radioquellen: „Quasistellar Radio Source“ – Quasar. Es handelt sich bei ihnen um supermassive Schwarze Löcher, deren Schwerkraft gewaltige Mengen an Gas und Staub ansaugt. Während der größte Teil der Materie in einem gigantischen Strudel ins Schwarze Loch stürzt, wird ein anderer Teil in Form von eng gebündelten Gasstrahlen – hochenergetischen Röntgen- oder Gammastrahlen – in den Raum ausgestoßen. Diese Jets strahlen so hell, dass sie über riesige Entfernungen sichtbar bleiben. Ihre Strahlungsleistung übertrifft häufig die von tausend normalen Galaxien.

Quasare haben aus diesem Grund ein großes Ionisierungspotenzial und könnten die Umgebung sogar weiter und gleichförmiger ionisiert haben als Sterne, da sie größere Blasen bilden. Doch es ist unklar, ob damals, ca. 400 Millionen Jahre nach dem Urknall, schon massereiche Schwarze Löcher existierten. Denn um als Quasare hell aufzuleuchten, benötigten sie eine enorme Masse. Andererseits könnten die Schwarzen Löcher auch durch sukzessive Verschmelzung immer größer geworden sein, da sie sich in den dichtesten Regionen des Universum befanden. Trotzdem bleibt rätselhaft, wie das schnell genug gegangen sein soll.

Eine neuere Idee geht davon aus, dass große Gasscheiben direkt zu Schwarzen Löchern kollabiert sind, weil die Sternentstehung unterblieb. Stößt ein so entstandenes Schwarzes Loch mit einer benachbarten Molekülwolke zusammen, verschlingt es Gas und Sterne und wächst rasant. Auch könnten in frühen Sternsystemen (Protogalaxien) bereits kleine Schwarze Löcher enthalten gewesen sein, die durch Akkretion von benachbarter Materie „Mini-Quasare“ produzierten. Diese könnten weiter angewachsen sein – vielleicht eine zusätzliche Quelle von Licht und ionisierender Strahlung. Die ältesten von Astronomen bisher entdeckten Quasare leuchteten jedenfalls etwa 700 Millionen Jahre nach dem Urknall, als noch ein Großteil des Wasserstoffs im All nicht ionisiert war.

Weitere Sternbildung

Das Feuerwerk der ersten Stunde schnürte sich zunächst gewissermaßen selbst die Luft ab. Das Problem war ein negativer Rückkopplungseffekt: Weil die Reionisation die Umgebung aufheizte, verzögerte sie die Stern- und Galaxienbildung. Erst nach weiteren rund 100 Millionen Jahren waren die Bedingungen wieder günstig für die Geburt der nächsten Sterne.

Die Population-III-Sterne, bestehend aus Wasserstoff (75%) und Helium (25%), hatten das interstellare Medium für immer verändert. Als sie am Ende ihres kurzen Lebens explodierten, waren die in ihnen durch Kernfusion produzierten schweren Elemente frei. (Messungen zeigen, dass bereits 850 Millionen Jahr nach dem Urknall Kohlenstoff und Sauerstoff sowie möglicherweise Silizium in einem Quasar vorkamen.) Die Erzeugung und Verteilung relativ kleiner Mengen dieser schweren Elemente hatte wohl schon enorme Auswirkungen auf die weitere Sternbildung. So ermöglichte die dadurch verursachte effiziente Kühlung die Bildung von Sternen geringerer Masse und erhöhte vermutlich die Sternbildungsrate beträchtlich.

Daher besaß die neue Sterngeneration, die Population II, weit weniger charakteristische Sonnenmassen wie die allererste Generation. Ihre Sterne hatten zum Teil schon ähnliche Eigenschaften wie heutige Exemplare. Diejenigen unter ihnen, die mehr Masse als die Sonne aufwiesen, existieren auf Grund ihrer Lebensdauer von weniger als zehn Milliarden Jahren heute allerdings nicht mehr. Die anderen jedoch, mit weniger als einer Sonnenmasse, können wir heute noch beobachten. Ihr typischer Gehalt an schweren Elementen beträgt ein Hundertstel des solaren Werts.

Die weiteren Kreisläufe der Sternentstehung und -vernichtung reicherten das interstellare Gas weiter mit schweren Elementen an, die der nächsten Generation von Sternen (auch unserem Sonnensystem) wieder als Rohstoff dienten. Bis zum Ende der Reionisation war das anfängliche Wasserstoff-Helium-Gemisch mit allen schweren Elementen angereichert, die wir heute kennen.

Erste Galaxien

In den Halos Dunkler Materie waren zunächst kleine, unregelmäßig geformte Sternansammlungen (Protogalaxien) entstanden. Durch die Verschmelzung der Halos wuchsen auch die Sternhaufen und bildeten die ersten Zwerggalaxien. Diese noch klumpigen, gleißend hell strahlenden Urgalaxien hatten allerdings kaum Ähnlichkeit mit den Spiralen und Ellipsen von heute: Sie bestanden hauptsächlich aus Wasserstoff und waren weniger geordnet und viel kleiner (vielleicht nur 1% der Masse unserer Milchstraße). Da die Urgalaxien im jungen Universum aber viel dichter beisammen waren als heute, kam es wohl oft zu Zusammenstößen und Verschmelzungen zwischen ihnen. So wuchsen sie rasant und bildeten mit einer erstaunlich großen Rate neue massereiche Sterne.

Die Astronomen haben jetzt vermutlich das Licht einer Urgalaxie (HD1) nachgewiesen, die schon 300 Millionen Jahre nach dem Urknall existierte. Es ist das bis heute älteste Objekt, das Astronomen je aufgespürt haben. Warum es so hell im UV-Licht leuchtet, ist unklar. Vielleicht entstehen dort sehr viele Sterne der ersten kosmischen Generation (III) – oder HD1 beherbergt ein supermassereiches Schwarzes Loch mit etwa 100 Millionen Sonnenmassen. (Allerdings wäre es für die Astronomen ein noch größere Überraschung, bereits 300 Millionen Jahre nach dem Urknall ein derart massereiches Schwarzes Loch zu finden.)

Mit Hilfe von Gravitationslinsen hat man bereits zwei weitere Galaxien (SPT065-JD und HGN-z11) entdeckt, die wohl 400 Millionen Jahre nach dem Urknall existierten. Sie sollen etwa eine Milliarde Sonnenmassen an Sternen besitzen, sind aber so klein, dass man Einzelheiten ihrer Struktur nicht erkennen kann. Die Strahlung einer weiteren Galaxie (IR 1916) wurde 460 Millionen Jahre nach dem Urknall freigesetzt. Die Galaxie erscheint noch relativ klein – Durchmesser weniger als 3000 Lichtjahre (zum Vergleich: Milchstraße 170 000 bis 200 000 Lichtjahre) – und durchläuft eine Epoche intensiver Sternentstehung. Es handelt sich bei ihr eindeutig um einen frühen Baustein der Galaxienbildung. Die Galaxie A1 689-zD1 entstand 700 Millionen Jahre nach dem Urknall. Mit einigen Milliarden Sternen besitzt sie ebenfalls nur einen Bruchteil der Größe der Milchstraße. Ihre Beobachtungen deuten allerdings auf ein wahres Feuerwerk neu entstehender Sterne hin. [Unlängst wurde ein Objekt (GNz7q) aus der Zeit 750 Millionen Jahre nach dem Urknall entdeckt, bei dem es sich möglicherweise um ein noch junges und nur rund 10 Millionen Sonnenmassen schweres Schwarzes Loch handelt. Der staubverhüllte und heranwachsende Quasar befand sich in einer intensiv sternbildenden Region.]

Die Milchstraße entstand vermutlich vor 13,6 Milliarden Jahren, also 200 Millionen Jahre nach dem Urknall. Manche Wissenschaftler datieren den Ursprung der Milchstraße allerdings auf 13,3 Milliarden Jahre. Jedenfalls bewegen sich ihre noch existierenden Sterne der Population II heute überwiegend im galaktischen Halo, einer Art kugelförmiger Atmosphäre aus Gas, Dunkler Materie und relativ wenigen Sternen rund um die Milchstraße, wurden inzwischen aber auch im galaktischen Zentrum gefunden. Die galaktische Scheibe hingegen birgt die viel später entstandenen Sterne der Population I, zu denen etwa unsere Sonne gehört. Diese Sterne sind jünger als etwa 9 Milliarden Jahre. Unsere Sonne hat ein Alter von 4,6 Milliarden Jahre; es gibt wohl nur wenige Sterne, die noch mehr schwere Elemente besitzen. (Der maximaler Anteil liegt wohl bei 4%.)

Die Häufigkeit von Galaxien nahm offenbar in der kurzen Zeitspanne zwischen 12, 95 und 12,7 Milliarden Jahren vor unserer Zeit (850 bis 1100 Millionen Jahre nach dem Urknall) auf das Drei- bis Sechsfache zu. Dieser plötzliche Anstieg deutet darauf hin, dass das Universum zu Beginn dieses Zeitraums noch zu jung war, um eine höhere Anzahl von größeren, stark leuchtenden Galaxien zu bilden.

[Das Licht der Galaxie AzTEC-3 hat uns nach 12,6 Milliarden Jahren erreicht. In dieser Galaxie entstehen pro Zeitintervall rund tausendmal so viele Sterne wie heute in der Milchstraße. Das Licht ihrer Sonnen wird von interstellarem Staub absorbiert und im Infrarotbereich wieder abgestrahlt. Die Messdaten lassen erkennen, dass wir AzTEC-3 relativ kurz nach der Verschmelzung mit einer anderen Galaxie sehen. Daneben entdeckte man drei weitere Galaxien mit vergleichbaren Entfernungen zu uns. Vermutlich gehören alle vier Galaxien – obwohl noch nicht gravitativ aneinander gebunden – zu einem Komplex. Sie könnten einen entstehenden Galaxienhaufen im Frühstadium präsentieren.]

Periode der gravitativen Unterkühlung

Hunderte Millionen Jahre lang war die kosmische Ursuppe gleichmäßig und strukturlos geblieben, weil es keine großen leuchtkräftigen Objekte gab, welche sie in Wallung bringen konnte. Das kreative Potenzial der Schwerkraft brauchte die Zeit, um aus den anfänglichen Dichteschwankungen im Urgas die Gestirne zu formen, die wieder Licht ins Dunkel des noch jungen Universums brachten. Das mit Sternbildung und Reionisation einhergehende Ende des sogenannten Dunklen Zeitalters war die vorletzte große Veränderung des gesamten Universums. Sie war etwa eine Milliarde Jahre nach dem Urknall abgeschlossen. Das Universum trat in ein neues Stadium ein, die Periode der gravitativen Unterkühlung, die gekennzeichnet ist durch stetige Abkühlung, Kondensation und die Bildung immer größerer, komplexerer Strukturen. Dieser Vorgang erstreckte sich über Jahrmilliarden hinweg.

Frühestens zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall setzte eine länger andauernde Phase intensivster Sternentstehung, Galaxienbildung und Quasaraktivität ein. Wann immer eine neue Gaswolke mit einer anwachsenden Galaxie kollidierte, erzeugte die auftretende Stoßfront eine Sternentstehungsexplosion. Die Sternentstehungsrate erreichte etwa 4 Milliarden Jahre nach dem Urknall, also vor knapp 10 Milliarden Jahren, ihren Höhepunkt. In jener Zeit brachte das Weltall ungefähr die Hälfte seiner Sterne hervor. War zunächst noch mehr Masse in Form von interstellarer Materie als in Form von Sternen vorhanden, kehrte sich das Verhältnis um. Die Geburtenrate neuer Sterne hat seither um mehr als das Zehnfache abgenommen.

Die Galaxien sammelten immer mehr neue Sterne ein, wenn sie mit anderen Galaxien zusammenstießen und verschmolzen oder kleinere Galaxien einfingen und sie gleichsam kannibalisierten. So wuchsen sie in Masse und Größe. Astrophysiler schätzen nach Computersimulationen, dass die heutigen massereichen Galaxien mit Ansammlungen von Milliarden bis Hunderten von Milliarden Sternen (wie die Milchstraße) bis zu 80% und mehr ihrer Masse durch „Kannibalismus“ zusammengetragen haben. Mit der Expansion des Universums verlangsamte sich allerdings das Wachstum der Galaxien.

Die Dunkle Materie hatte sich unter dem Einfluss der Gravitation zu einem riesigen Netz aus fadenförmigen Strukturen (Filamenten) zusammengezogen und eine Art Skelett gebildet, das sich noch heute durch das gesamte Universum zieht. Hier sammelten sich die Galaxien. Besonders dichte Knoten des kosmischen Gewebes wurden zu Keimzellen von Galaxienhaufen aus Dutzenden bis Hunderten von Galaxien. So entstand die kosmische Ordnung aus Sternen, Galaxien, Galaxienhaufen und Galaxiensuperhaufen – mit vielen ausgedehnten Leerräumen (Voids) dazwischen.

Die letzte große Veränderung begann vor ungefähr 6 Milliarden Jahren, als das Universum 60% seiner heutigen Größe erreicht hatte. Die auseinander strebende Kraft der sogenannten Dunklen Energie gewann die Oberhand über die Schwerkraft und stoppte die weitere Strukturbildung auf großer Skala. Seither dehnt sich der Weltraum mit wachsender Geschwindigkeit aus und der Abstand zwischen allen großräumigen Objekten wächst, während lokal noch die Schwerkraftwirkung dominiert.

REM

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