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Urknall

Urknall

Der Urknall ist eine Bezeichnung für den Beginn des Universums nach dem Standardmodell der Kosmologie. Im Rahmen der Urknalltheorie wird auch das frühe Universum beschrieben, d.h. die zeitliche Entwicklung des Universums nach dem Urknall. Der Begriff Urknall (engl. Big Bang, wörtlich also großer Knall) wurde von Sir Fred Hoyle geprägt, der als Kritiker diese Theorie unglaubwürdig erscheinen lassen wollte. Der deutschen Übersetzung fehlt dieser ironische Unterton. Der Urknall ist aber keine "Explosion" in einem bestehenden Raum, sondern die gemeinsame Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer Anfangssingularität.

Übersicht

Geht man davon aus, dass mit dem Urknall nicht nur die Existenz von Materie beginnt, sondern auch die Existenz der Raumzeit, so kann der eigentliche Urknall innerhalb aller bislang bekannten physikalischen Theorien nicht beschrieben werden. Nach der Urknalltheorie hat das materiegefüllte Universum nach seiner Entstehung mit einer Expansion begonnen, die bis heute anhält. Die Kosmologie modelliert diese Expansion des Universums mit Hilfe von Einsteins Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie. Eine Reihe astronomischer Beobachtungen (s.u.) erlauben es, das Alter des Universums, und somit den Zeitpunkt des Urknalls abzuschätzen. Derzeit gelten 13,7 ± 0,2 Milliarden Jahre vor unserer Zeit als der genaueste Wert. Die beobachtete, heutige Auseinanderbewegung der Galaxien ergibt zurückgerechnet einen Zeitpunkt, an dem diese auf ein enges Raumgebiet konzentriert waren. Zu jener Zeit müssen die Temperatur sehr hoch und der Abstand zwischen allen Objekten sehr gering gewesen sein. Die Urknalltheorie erklärt insbesondere folgende experimentelle Beobachtungen:
- Die Rotverschiebung der Galaxien und damit die derzeitige Expansion des Universums
- Das Spektrum der Hintergrundstrahlung des Universums
- Die Grenze in der Altersverteilung der Sterne bei etwa 13 Milliarden Jahren
- Die Häufigkeit der Elemente im Weltraum (insbesondere Wasserstoff, Deuterium und die Isotope des Helium) Das prinzipiell mögliche Gegenstück des Urknalls, ein Kollaps des Universums, wird als Endknall (Big Crunch) bezeichnet. Ob es zu einem solchen zeitlichen Ende des Universums kommt, hängt von der Materiedichte und der so genannten kosmologischen Konstante des Universums ab.

Frühgeschichte des Universums

Da die bekannten physikalischen Theorien für Bedingungen immer näher am Zeitpunkt des Urknalls ungültig werden, gibt es für den Urknall selbst bislang keine akzeptierte Theorie. Verschiedene Zeiträume nach dem Urknall werden als eigenständige Perioden oder Epochen des Universums beschrieben. Wendet man die bekannten physikalischen Gesetze auf die Situation unmittelbar nach dem Urknall an, so ergibt sich, dass der Kosmos in den ersten Sekundenbruchteilen der Expansion mehrere verschiedene extrem kurzlebige Phasen durchlaufen haben muss. Aufgrund der geringen Abstände und der hohen Geschwindigkeiten der beteiligten Teilchen können sie jedoch durchaus vergleichbar ereignisreich wie spätere Phasen gewesen sein. Im Wesentlichen geht man von folgendem Ablauf aus:

Planck-Ära und Beginn der GUT-Ära

Das Universum beginnt mit einem Zustand, bei dessen Beschreibung die bekannten physikalischen Gesetze versagen. Aus sehr elementaren Überlegungen folgt jedoch, dass die Dichte zu Beginn etwa 10⁹⁴ g/cm³ und die Temperatur etwa 10³² K betragen haben muss (siehe Planck-Skala). Insbesondere muss man davon ausgehen, dass die Zeit selbst vor der sogenannten Planck-Zeit (vor 10^-43s) ihre Eigenschaften als Kontinuum verliert, so dass Aussagen über einen Zeitraum zwischen einem Zeitpunkt Null und 10^-43 s sinnlos sind. In diesem Sinn hat die Planck-Ära keine Dauer. Nach den einheitlichen Feldtheorien sind im ersten Moment alle vier bekannten Grundkräfte der Natur,
- die Gravitation,
- die Starke Wechselwirkung,
- die Elektromagnetische Wechselwirkung und
- die Schwache Wechselwirkung in einer einzigen Urkraft vereint. Mit dem Beginn der Expansion und damit dem Ende der Planck-Ära spaltet sich die Gravitation als eigenständige Kraft ab. Die drei restlichen Wechselwirkungen bilden die GUT-Kraft (Grand Unified Theory). Die Natur der meisten in der GUT-Ära vorliegenden Teilchen ist unbekannt. Weitere Abspaltungen ereigneten sich später noch zweimal und in Zusammenhang mit so genannten Symmetriebrechungen. Die hohe Temperatur hat zur Folge, dass sich ständig Teilchen und Energie in Form von Strahlung gemäß der Beziehung E=mc² der Relativitätstheorie ineinander umwandeln. Materie und Strahlung befinden sich dabei nicht immer im thermischen Gleichgewicht. Aufgrund einer gewissen, bislang nicht vollständig verstandenen Asymmetrie der GUT-Kraft bezüglich Materie und Antimaterie kann sich dabei ein winziger Überschuss an Materie im Vergleich zur Antimaterie bilden, die sogenannte Baryogenese. Dieser Überschuss von nur einem Milliardstel bildet möglicherweise die Basis für die gesamte Materie, die wir heute im Kosmos finden, und damit auch für unsere Existenz.

Inflationäres Universum

Bei einem Alter von 10^-36 s ist die Temperatur auf etwa 10²⁷ K abgesunken. Auf der Grundlage von GUT-Modellen nimmt man an, dass sich die Starke Wechselwirkung bei dieser Temperatur von der GUT-Kraft abspaltet. Dieser Vorgang ist vergleichbar mit einem Phasenübergang wie dem Kristallisieren von Wasser zu Eis durch Abkühlung. Man geht davon aus, dass diese Abspaltung verzögert eingesetzt hat, so wie es auch bei einem Kristallisationsvorgang möglich ist. Anders als Wasser besitzt ein Eiskristall bestimmte Vorzugsrichtungen, die sich bei der Kristallisation in eine zufällige Richtung orientieren. Dieser Vorgang wird als spontane Symmetriebrechung bezeichnet, in diesem Beispiel die der Kugelsymmetrie von Wasser. Die bei der verzögerten Abspaltung freiwerdende Energie führt zu einer Phase extrem rascher Expansion, dem so genannten Inflationären Universum, wobei zwischen den Zeitpunkten 10^-35s und 10^-33s eine Ausdehnung um einen Faktor von etwa 10³⁰ stattfindet. Der Bereich, der dem heute sichtbaren Universum entspricht, expandiert dabei von einem Durchmesser, der den eines Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm. Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären, für die man andernfalls kaum eine Erklärung findet, nämlich
- die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem),
- die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen,
- die geringe Krümmung des Raumes (Flachheitsproblem).
- die Tatsache, dass keine magnetischen Monopole beobachtet werden. Siehe dazu Inflationäres Universum.

Quark-Ära

Nach 10^-33 s ist die Temperatur auf 10²⁵ K abgesunken. Es bilden sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen. Die Temperatur ist aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bilden, sondern ein so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entsteht. Schwerere Teilchen, wie die X-Bosonen, sterben aus, da sie instabil sind, und die Temperatur für eine erneute Entstehung aus Strahlung nicht mehr ausreicht.

Topophase

Nach 10^-15 s kann die Temperatur noch einmal kurzzeitig so hoch ansteigen, dass aus der Strahlung noch einmal schwere Teilchen entstehen können, da die Temperatur aber ziemlich schnell wieder absinkt, zerfallen diese Teilchen auch wieder.

Vier Grundkräfte

Nach 10^-12 s ist das Universum auf 10¹⁶ K abgekühlt. Die Elektroschwache Kraft spaltet sich in die Schwache und die elektromagnetische Kraft auf. Damit ist der Zerfall der Urkraft in die vier bekannten Grundkräfte abgeschlossen.

Beginn der Hadronen-Ära

Nach 10^-6 s liegt eine Temperatur von 10¹³ K vor. Quarks können nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigen sich zu Hadronen. Mit abnehmender Temperatur zerfallen die schwereren Hadronen, und es bleiben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entsteht auch eine große Zahl von Neutrinos.

Beginn der Leptonen-Ära

Nach 10^-4 s ist die Temperatur auf 10¹² K gesunken. Die meisten Protonen und Neutronen werden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet bis auf den oben erwähnten Überschuss von einem Milliardstel. Aufgrund ihres geringen Massenunterschieds bildet sich dabei ein Verhältnis von Protonen zu Neutronen von 6:1 aus, das für den späteren Heliumanteil im Kosmos von Bedeutung sein wird. Die Temperatur reicht nun lediglich noch dazu aus, Leptonen-Paare, wie ein Elektron und sein Antiteilchen, das Positron, zu bilden, die damit die dominante Teilchensorte stellen. Die Dichte sinkt auf 10¹³ g/cm³, ein immer noch immens hoher Wert. Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, ist er nun jedoch niedrig genug - sie befinden sich nun nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, das heißt, sie entkoppeln.

Ende der Leptonen-Ära

Nach 1 s ist eine Temperatur von 10¹⁰ K erreicht. Jetzt vernichten sich auch Elektronen und Positronen bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Damit ist die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen.

Beginn der Nukleosynthese

Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10⁹ K vereinigen sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess nennt man primordiale Nukleosynthese. Dabei bilden sich 25% Helium-4 (⁴He) und 0,001% Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (³He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75% stellen Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. In den ältesten Sternen im Kosmos findet sich heute noch genau diese Zusammensetzung. Nach 5 Minuten hat die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Nukleosynthese zum Erliegen kommt. Die übriggebliebenen freien Neutronen sind nicht stabil und zerfallen im Verlauf der nächsten Minuten. Alle schwereren Elemente entstehen erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur ist immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorliegt, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen in einem Bad aus Temperaturstrahlung im Röntgenbereich.

Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära

Bisher stellte elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Durch den mit der Expansion verbundenen Temperaturrückgang nimmt sie jedoch ständig ab. Die Energiedichte der Materie, die über die Beziehung E=mc² mit der Masse der Teilchen verbunden ist, nimmt aufgrund ihrer Ruhemasse deutlich langsamer ab. Daher überflügelt die Materie nach etwa 10.000 Jahren die Strahlung hinsichtlich ihres Beitrags zur Gesamtenergie.

Entkopplung der Hintergrundstrahlung

In der Anfangsphase stand die Strahlung in permanenter Wechselwirkung mit den freien Ladungen. Das Universum war daher undurchsichtig. Nach ca. 400.000 Jahren ist die Temperatur auf etwa 3.000 K gefallen. Bei diesem Wert bilden Atomkerne und Elektronen stabile Atome. Die Wechselwirkung von Photonen mit neutralen Atomen ist gering, so dass Licht sich nun weitgehend ungehindert ausbreiten kann. Das Universum wird durchsichtig. Im Verlauf der weiteren Expansion nimmt die Wellenlänge der abgekoppelten Hintergrundstrahlung durch Rotverschiebung zu. Sie ist heute als Strahlung messbar, die einer Temperatur von 2,73 K entspricht, der so genannten 3-Kelvin-Strahlung.

Beginn der Bildung von großräumigen Strukturen

Durch die Entkopplung der Strahlung gerät die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bilden sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Dabei beginnt die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und die Massenansammlungen zu bilden. Dabei bilden sich zuerst sogenannte Halos aus Dunkler Materie, die als Gravitationssenken wirkten, in denen sich später die für uns sichtbare Materie sammelte. Um herauszufinden, was diese Dunkle Materie genau ist, macht man heute Simulationen, in denen man versucht, den Prozess der Strukturbildung nachzubilden. Dabei wurden verschiedenen Szenarien durchgespielt, und einige konnten mit Hilfe solcher Simulationen als gänzlich unrealistisch ausgeschlossen werden. Am realistischsten erscheinen heute sogenannte

\Lambda

CDM Szenarien, wobei das

\Lambda

die Kosmologische Konstante der Einstein-Gleichung ist, und CDM für kalte dunkle Materie (cold dark matter) steht. Über das Wesen der dunklen Materie ist man sich bis heute unschlüssig.

Entstehung von Galaxien und Sternen

Nach 1 Milliarde Jahre entstehen viele Galaxien zunächst als Quasare. Dabei handelt es sich um Galaxien mit einem Schwarzen Loch im Zentrum, in das große Mengen von Materie stürzen, was enorme Strahlungsausbrüche zur Folge hat. Die kollabierenden Gaswolken haben sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich Sterne und Kugelsternhaufen bilden. In den Sternen bilden sich nun durch Kernfusion alle schwereren Elemente bis zum Eisen. Die schwereren Sterne explodieren bereits nach wenigen Millionen Jahren als Supernova. Mit der Explosion gelangen Elemente, die schwerer als Eisen sind, in den interstellaren Raum.

Entstehung des Sonnensystems

Nach 9,2 Milliarden Jahren kollabiert am Rande unserer Galaxis eine Wolke aus Gas und Staub, die auch Material aus Supernovaexplosionen enthält, und bildet unser Sonnensystem mit seinen Planeten. 4,5 Milliarden Jahre später entsteht der Mensch.

Geschichte der Urknalltheorie

- 1915: Albert Einstein publiziert die allgemeine Relativitätstheorie und begründet damit die theoretische Basis für ein expandierendes Weltall. Er ist jedoch zunächst von einem statischen Universum überzeugt und fügt daher in die Feldgleichungen dieser Theorie eine kosmologische Konstante ein, die zu einer entsprechenden Lösung führt. Später bezeichnet er diesen Schritt als "die größte Eselei meines Lebens".
- 1916 Karl Schwarzschild findet die erste exakte Lösung der Feldgleichungen. Sie beschreibt eine kugelsymmetrische, nicht rotierende Masse.
- 1918: Der Straßburger Astronom Carl Wilhelm Wirtz stellt eine Rotverschiebung der Spektren bestimmter Nebel fest. Er wusste jedoch nicht, dass es sich um Galaxien außerhalb unserer Milchstraße handelte.
- 1922: Alexander Friedmann berechnet die Lösungen der einsteinschen Feldgleichungen ohne kosmologische Konstante und entdeckt, dass sie einem Kosmos entsprechen, der entweder ausgehend von einem Anfangspunkt ewig expandiert, zu einem Endpunkt hin kollabiert oder sowohl einen Anfangs- als auch einen Endpunkt hat.
- 1923: Edwin Hubble weist nach, dass sich der Andromedanebel weit außerhalb der Milchstraße befindet.
- 1927-1933: Der Priester und Astronom Abbé Georges Lemaître entwickelt eine erste Form einer Urknalltheorie, bei der das Universum mit einem einzigen Teilchen beginnt, das er Uratom nennt.
- 1930: Edwin Hubble entdeckt, dass die Rotverschiebung der Galaxien proportional zu deren Entfernung wächst, das später nach ihm benannte hubblesche Gesetz. Er erklärt diesen Befund durch den Dopplereffekt als Folge einer Expansion des Universums. Einstein widerruft daraufhin seine kosmologische Konstante.
- 1948: Ralph Alpher und George Gamow entwickeln eine Theorie von der Entstehung des Kosmos aus einem heißen Anfangszustand. Fred Hoyle entwickelt als Alternative die Theorie eines stationären Universums, dessen Expansion überall von einer ständigen Entstehung neuer Materie begleitet ist, derart dass die Dichte und die Struktur des Universums unverändert bleiben. Die gamowschen Theorie setzt sich im Laufe der folgenden Jahre durch.
- 1965: Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdecken die kosmische Hintergrundstrahlung.
- 1980: Alan Guth schlägt zur Beantwortung einiger kosmologischer Probleme eine Phase sehr schneller Expansion in der Frühphase des Universums vor. Die Theorie des inflationären Universums wird später von A.Linde und anderen weiter entwickelt.
- 1990er Jahre: Neue Entwicklung in der Technologie von Teleskopen und Satelliten wie COBE (Cosmic Background Explorer) gestatten eine präzisere Bestimmung von kosmologischen Parametern. Es mehren sich Hinweise auf ein beschleunigt expandierendes Universum.
- 2001: Der Satellit WMAP wird gestartet und vermisst die räumliche und spektrale Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung mit extremer Präzision. Daraus berechnen sich mehrere fundamentale kosmologische Größen mit bisher unerreichter Genauigkeit:
- Das Alter des Kosmos: 13,7×10⁹ Jahre.
- Der Zeitpunkt der Entkopplung von Strahlung: 397.000 Jahre nach dem Urknall.
- Die Hubble-Konstante: 71 km/s/Mparsec.
- Die materielle Zusammensetzung des Kosmos: 4,4% baryonischer Materie, 22% Dunkle Materie und 73% Dunkle Energie (kosmologische Konstante). :Damit bestätigen sich auch die Hinweise darauf, dass das Universum in eine beschleunigte Expansionsphase übergeht.

Siehe auch

- Kosmologie
- Ekpyrotisches Universum
- Rotverschiebung

Literatur

- Stephen W. Hawking: Eine kurze Geschichte der Zeit, ISBN 3-499-60555-4
- Steven Weinberg: Die ersten 3 Minuten, München: Piper, 1976, ISBN 3-492-22478-4
- Simon Singh: Big Bang, Fourth Estate 2004, ISBN 0-007-15251-5
- Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung, in: Physik in unserer Zeit 33(3), S. 114 - 120 (2002),
- Gabriele Veneziano: Die Zeit vor dem Urknall, in: Spektrum der Wissenschaft, August 2004, S. 30 - 39,

Weblinks

- http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/LB8/A12G84.HTM
- http://www.raumfahrer.net/astronomie/kosmologie/urknall.shtml
- http://www.gsi.de/portrait/exhibitions/index.html Die Reise zum Urknall - Wanderaustellung

Probleme und Kritik

- http://www.cosmologystatement.org Offener Brief betreffend Umgang mit Kritik an Urknalltheorie
- [http://www.wissenschaft-online.de/abo/ticker/789040 "Zu früh bevölkert. Mehr Galaxien im frühen Universum als bislang angenommen"] (Artikel aus Spektrum der Wissenschaft online, 2005)

Multimedialinks

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000227.rm Was ist der Urknall?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=011028.rm Wo war der Big Bang?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000813.rm Was geschah in den ersten 3 Minuten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=011014.rm Was war vor dem Big Bang?] Kategorie:Kosmologie Kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie ja:ビッグバン ko:빅뱅 simple:Big Bang th:บิกแบง

Universum (Astronomie)

---Sidenote START---

Als Universum (v. lat.: universus = gesamt; v. unus und versus = „in eins gekehrt“) wird allgemein die Gesamtheit aller Dinge und Objekte bezeichnet. Im speziellen meint man damit den Weltraum, auch Weltall oder Kosmos (v. griechisch kósmos - (Welt)Ordnung, Schmuck, Anstand; das Gegenstück zum Chaos) bezeichnet die Welt bzw. das Weltall sowohl als das sichtbare Universum als auch als geordnetes, harmonisches Ganzes. Der Begriff Universum wurde von Philipp von Zesen durch den Ausdruck Weltall eingedeutscht. Oft wird mit dem Begriff Weltraum auch nur der Raum außerhalb der Erdatmosphäre bezeichnet. Da der Übergang von der Erdatmosphäre zum Weltraum fließend ist, existieren mehrere festgelegte Grenzen. International anerkannt ist die Definition der Fédération Aéronautique Internationale, nach der der Weltraum in einer Höhe von 100 km beginnt. Nach der Definition der NASA und der US Air Force beginnt der Weltraum bereits in einer Höhe von etwa 80 km (50 Meilen) über dem Boden.

Allgemeines

Die heute anerkannte Theorie zur Beschreibung der großräumigen Struktur des Universums ist die Allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein. Auch die Quantenphysik hat bislang wichtige Beiträge zum Verständnis speziell des frühen Universums geliefert, in dem die Dichte und Temperatur sehr hoch waren und viele Prozesse unter Beteiligung von Elementarteilchen abliefen. Wahrscheinlich wird ein vollständigeres Verständnis des Universums erst erreicht, wenn die Physik eine Theorie entwirft, die die Allgemeine Relativitätstheorie mit der Quantenphysik vereint. In dieser Theorie der Quantengravitation sollen die vier Grundkräfte der Physik vereint werden. Die Kosmologie, ein Teilgebiet sowohl der Philosophie als auch der Physik, befasst sich mit dem Studium des Universums, und versucht Eigenschaften des Universums wie beispielsweise die Frage nach der Feinabstimmung zu beantworten.

Herkunft, Alter und Zusammensetzung

In der klassischen Urknalltheorie wird angenommen, dass das Universum zu einem bestimmten Augenblick, dem Urknall (auch Big Bang), entstand und sich seitdem ausdehnt. Diese Theorie macht jedoch keine Aussagen darüber, was vor dem Urknall gewesen sein könnte, oder weshalb er überhaupt stattfand. Das Alter des Universums ist aufgrund von Präzisionsmessungen des Satelliten WMAP mit 13,7 Milliarden Jahren relativ genau datierbar. Dies setzt voraus, dass der Urknall tatsächlich als zeitlicher Beginn des Universum betrachtet werden kann, was wegen Unkenntnis der physikalischen Gesetze für den Zustand unmittelbar nach Beginn des Urknalls nicht gesichert ist. Allerdings kann ein statisches Universum, dass unendlich alt und unendlich gross ist ausgeschlossen werden, nicht jedoch ein dynamisches unendlich grosses Weltall. Zum einen wegen der beobachteten Expansion des Weltalls, des Weiteren wies schon der Astronom Heinrich Wilhelm Olbers darauf hin, dass bei unendlicher Ausdehnung und unendlichem Alter eines statischen Universums es nachts nicht mehr dunkel werden dürfte (Olberssche Paradoxon). Im intergalaktischen Raum (siehe auch Galaxie) beträgt die Dichte etwa ein Wasserstoff-Atom pro Kubikkilometer, innerhalb von Galaxien ist sie jedoch wesentlich höher. Desgleichen ist der Raum von Feldern und Strahlung durchsetzt. Die Temperatur der Hintergrundstrahlung beträgt derzeit 2,7 Kelvin (also ca. -270°C). Sie entstand 380.000 Jahre nach dem Urknall und wird auch als Geburtsschrei unseres Universums bezeichnet. Das Universum besteht nur zu einem kleinen Teil aus uns bekannter Materie und Energie (4 %), der größte Teil macht eine bis heute weitgehend unverstandene „dunkle Materie“ (23 %) und „dunkle Energie“ (73 %) aus, die für die beschleunigte Expansion verantwortlich ist, auf welche aus den Daten des Satelliten WMAP geschlossen wurde. Die Gesamtmasse des sichtbaren Universums liegt zwischen 8,5·10⁵² und 10⁵³ kg. Ohne dunkle Energie würde sich durch die Gravitationswirkung der Materie die Expansion des Universums verlangsamen und, sofern genügend Materie vorhanden ist, letztendlich umkehren: das Universum würde in einem sogenannten „Big Crunch“ wieder in sich zusammenstürzen und zu einer Singularität kollabieren. Ein Stern besteht zu ca. 70 % aus Wasserstoff (H₂) und ca. 30 % aus Helium (He). Die anderen chemischen Elemente, insbesondere die, aus denen die Planeten bestehen, können bei dieser groben Rechnung vernachlässigt werden. Daraus errechnet sich das Durchschnittsgewicht eines Atoms mit 2,14 x 10^-27 kg. Die Masse eines Sterns beträgt in der Regel 2 x 10³⁰ kg, enthält also 10⁵⁷ Atome. Im sichtbaren Universum kann man von 100 Milliarden oder 10¹¹ Galaxien ausgehen, die jeweils 10¹¹ Sterne enthalten. Das ergibt 10²² Sterne. Die Zahl der Atome im sichtbaren Weltall dürfte daher bei 10⁷⁹ Atomen liegen. Nach genaueren Berechnungen unter Verwendung der Theorie des inflationären Universums wird die Anzahl der Teilchen im beobachtbaren Universum zwischen 4·10⁷⁸ und 6·10⁷⁹ geschätzt.

Form und Volumen

Die Anschauung könnte die Vermutung nahelegen, dass aus der Urknalltheorie eine "Kugelform" des Universums folgere; das ist jedoch nur eine von mehreren Möglichkeiten. So wurden neben einem flachen unendlichen Universum viele andere Formen vorgeschlagen. Darunter beispielseise eine Hypertorusform, oder auch die in populärwissenschaftlichen Publikationen als "Fussballform" und "Trompetenform" bekannt gewordenen Formen. Im CDM-Standardmodell (CDM von engl. Cold Dark Matter ) sowie dem aktuelleren Lambda-CDM-Standardmodell, welches die gemessene Beschleunigung der Expansion des Universums berücksichtigt, wird von einer euklidischen Geometrie und einem unendlichen Volumen des Universums ausgegangen. Dies ist nicht zwingend, da es gegenwärtig nur möglich ist, eine untere Grenze für die Ausdehnung des Universums anzugeben. Beobachtungsdaten des Satelliten WMAP schliessen nach Neil Cornish die meisten Beschreibungsmodelle des Universums, welche einen Radius kleiner 75 Milliarden Lichjahren besitzen, aus. Da die gemessene Geometrie von einer euklidischen nicht zu unterscheiden ist, wird das Lambda-CDM-Standardmodell jedoch als das einfachste Modell angesehen, welches an die Beobachtungsdaten angepasst werden kann. Wichtig ist der Unterschied zwischen Unendlichkeit und Unbegrenztheit: Auch wenn das Universum ein endliches Volumen besitzen würde, so wäre es dennoch unbegrenzt. Leicht anschaulich wird dieses Modell unter Weglassung einer Dimension: Eine Kugeloberfläche hat eine endliche Fläche, hat aber keinen Mittelpunkt und ist unbegrenzt (man kann auf ihrer Oberfläche herumlaufen, ohne an ein Ende anzustoßen). So wie eine zweidimensionale Kugeloberfläche in einem dreidimesionalen Raum eingebettet ist, kann man, falls das Universum nicht flach sondern gekrümmt ist, sich diesen gekrümmten Raum als in einem höherdimensionalen Raum eingebettet vorstellen.

Zusammenhang zwischen Massendichte, lokaler Geometrie und Form

Obwohl die lokale Geometrie sehr nahe an eine flachen, euklidischen Geometrie liegt, ist auch eine sphärische oder hyperbolische Geometrie nicht ausgeschlosssen. Da die lokale Geometrie mit der globalen Form (Topologie) und dem Volumen des Universums verknüpft ist, ist letztlich auch unbekannt ob das Volumen endlich ist (mathematisch ausgedrückt: ein topologischer Kompakter Raum) oder ob das Universum einen unendlichen Rauminhalt besitzt. Welche Geometrien und Formen für das Universum möglich sind, hängt gemäss der Friedmann-Gleichungen, welche die Entwicklung des Universums im Standard-Urknallmodell beschreiben, wiederum wesentlich von der Energiedichte bzw. der Massendichte im Universum ab:
- Ist diese Dichte kleiner als ein bestimmter, als kritische Dichte bezeichneter Wert, so wird die lokale Geometrie als hyberbolisch bezeichnet, da sie als das dreidimensionale Analogon zu einer zweidimensionalen hyperbolische Fläche angesehen werden kann. Ein hyberbolisches Universum ist offen, d. h. ein gegebenes Volumenelement innerhalb des Universums dehnt sich immer weiter aus, ohne jemals zum Stillstand zu kommen. Das Gesamtvolumen eines hyperbolischen Universums kann sowohl unendlich als auch endlich sein.
- Ist die Energiedichte exakt gleich der kritischen Dichte, ist die Geometrie des Universums flach (euklidisch). Das Gesamtvolumen eines flachen Universums ist im einfachsten Fall, wenn man einen euklischen Raum als einfachste Topologie annimmt, unendlich. Es sind aber auch Topologien mit endlichem Rauminhalt mit einem euklidischen Universum zu vereinbaren. Beispielsweise ist ein Hypertorus als Form möglich. Auch ein flaches Universum ist wie das hyperbolische Universum offen, ein gegebenes Volumenelement dehnt sich also immer weiter aus.
- Ist die Energiedichte größer als die kritische Dichte, wird es als "sphärisch" bezeichnet. Das Volumen eines sphärischen Universums ist endlich. Im Gegensatz zum euklidischen und zum hyperbolischen Universum kommt die Ausdehnung des Universums irgendwann zum Stillstand und kehrt sich danach um. Das Universum "stürzt" also wieder in sich zusammen. Gegenwärtige astronomische Beobachtungsdaten erlauben es nicht, das Universum von einem euklidischen Universum zu unterscheiden. Die bisher gemessene Energiedichte des Universums liegt also so nahe an der kritischen Dichte, dass die experimentellen Fehler es nicht ermöglichen, zwischen den drei grundlegendenen Fällen zu unterscheiden.

Überlegungen zum unendlichen Volumen

Interessant sind auch die philosophischen Implikationen, welche sich als Konsequenzen aus einem Universum mit unendlichem Volumen ergeben würden. Selbst extrem unwahrscheinliche, aber mögliche Ereignisse müssten sich in einem solchen Universum unendlich oft ereignen, solange die Wahrscheinlichkeit wenigstens noch größer als Null ist. Dies wird zum Beispiel oft in Argumentationen zusammen mit dem anthropischen Prinzip verwendet, um einige, für die menschliche Extistenz notwendige, Voraussetzungen zu erklären. Zieht man allerdings in Betracht, dass gemäß der Quantentheorie in einem vorgegebenen Raumvolumen nur eine endliche Anzahl von Zuständen untergebracht werden kann, ergeben sich manche dieser Konsequenzen schon bei Universen mit endlichem aber hinreichend großem Volumen. So schloss der Physiker Max Tegmark, dass aus dem gegenwärtigen Standardmodell des Universums folgt, dass im Durchschnitt alle

^

Meter eine "Zwillingswelt" existieren muss.

Strukturen innerhalb des Universums

Auf der derzeit größten Skala bilden Galaxienhaufen und noch größere Superhaufen fadenartige Filamente, die riesige, blasenartige Hohlräume (engl. Voids) formen. Es ergibt sich die folgende Rangfolge: #Filamente und Voids #Superhaufen (Bsp: Große Mauer Durchmesser: ca. 1 Mrd. Lichtjahre) #Galaxienhaufen, Lokale Gruppe #Galaxie (Bsp: Milchstraße Durchmesser: 100.000 Lichtjahre) #Sternhaufen #Sonnensystem (Bsp: Unser Sonnensystem: Durchmesser: ca. 300 AE = 11 Lichtstunden) #Stern (Bsp: Unsere Sonne Durchmesser: 1.392.500 km) #Planet (Bsp: Erde Durchmesser: 12.756,2 km) #Mond (Bsp: Unser Mond Durchmesser: 3.476 km) #Trojaner, Staubwolken und Asteroiden in Lagrange-Punkten

Siehe auch

- Astronomie
- Viele-Welten-Theorie
- Multiversum
- Paralleluniversum, Parallelwelt
- Raumfahrt, Kosmologie, Weltraumvertrag

Literatur

- Die ersten drei Minuten, Steven Weinberg (Nobelpreisträger Physik)
- Bildatlas des Weltraums, Antonín Rükl, Werner-Dausien-Verlag, Prag 1988 / Hanau 1992 (dt. Übers.) - ISBN 3768428087
- [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0310/0310571.pdf A Map of the Universe, J. Richard Gott III, Mario Juric, David Schlegel, Fiona Hoyle, Michael Vogeley, Max Tegmark, Neta Bahcall, Jon Brinkmann]

Weblinks

- [http://linpop.zdf.de/ZDFxt/module/space/start.html „Weltall erkunden“]
- Telepolis: [http://www.heise.de/tp/deutsch/special/raum/15826/1.html „Der Kosmos ist ein kleiner Fußball“]
- [http://www.heise.de/tp/deutsch/special/raum/default.html Special Weltraum] Telepolis-Artikel zum Thema Weltraum
- [http://www.pointcom.eu.com Die Suche nach Außerirdischer Intelligenz]
- [http://www.shatters.net/celestia Celestia: Ein Freeware Programm um entdeckte Asteroiden, Planeten, Sonnen und Galaxien dreidimensional anzuzeigen und zu Durchfliegen]

Videos

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=981206.rm Wie groß ist das Universum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=981220.rm Sind wir allein im Universum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990926.rm Sind wir allein im Universum II?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=991010.rm&e=14:18 Wer sind unsere kosmischen Nachbarn?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000130.rm Wird sich das Universum wieder zusammenziehen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001119.rm&g2=1 Wieviele Dimensionen hat das Universum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010819.rm Wie sieht die Zukunft des Universums aus?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010916.rm Wie kalt ist es im Universum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=020901.rm Ist das Universum symmetrisch?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031029.rm Warum ist das Universum so kalt?] Kategorie:Kosmologie ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Kosmologie

Die Kosmologie (griechisch κοσμολογία – die Lehre der Welt) beschäftigt sich mit dem Ursprung und der Entwicklung des Universums (Kosmos) als Ganzem und ist damit ein Teilgebiet sowohl der Philosophie als auch der Physik. Die physikalische Kosmologie versucht, das Universum mittels physikalischer Gesetzmäßigkeiten zu beschreiben. Dabei ist besonders die heute beobachtete, ungleichmäßige Verteilung der Galaxien im Universum zu verstehen. Haufenbildung mit großen Leerräumen (Voids) dazwischen führt dazu, dass man von einem "klumpigen" Universum spricht. Die größte bisher entdeckte Struktur, die Große Mauer, ist ca. 500 Mio. Lichtjahre lang. Weiterhin muss eine umfassende Kosmologie die Kosmische Hintergrundstrahlung, die Expansion des Universums und die Häufigkeit der Elemente im Universum zusammenfassend beschreiben.

Standardmodell

Das Standardmodell der Kosmologie ist die heute anerkannte kosmologische Theorie, die viele beobachtete Phänomene zufriedenstellend beschreibt. Darin wird von einem unendlich heißen und dichten Frühzustand des Universums (Urknall, englisch Big Bang) ausgegangen. Die folgenden drei Beobachtungen bestätigen dieses Modell: # Häufigkeit der Elemente: In der primordialen Nukleosynthese (englisch Big Bang Nucleosynthesis) kurz nach dem Urknall (10^-2 s) war das Universum so heiß, dass Materie in Quarks und Gluonen aufgelöst war. Durch die Expansion und Abkühlung des Universums entstanden Protonen und Neutronen. Nach ca. 1 Sekunde verschmolzen aus Protonen und Neutronen die Kerne leichter Elemente (Deuterium, ³He, ⁴He, ⁷Li). Der Prozess endet nach etwa 3 min. Es wurden also die relativen Häufigkeiten der Elemente vor der Bildung der ersten Sterne festgelegt. # Kosmische Hintergrundstrahlung (engl. cosmic microwave background radiation CMBR): 1946 von George Gamow postuliert, wurde sie 1964 durch Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdeckt - mit einer mittleren Temperatur von 2,73 Kelvin. Die Hintergrundstrahlung stammt aus der Zeit ca. 300.000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum etwa 1/1000 seiner heutigen Größe hatte. Das ist auch der Zeitpunkt, an dem das Weltall transparent wurde; vorher bestand es aus undurchsichtigem ionisiertem Gas. Messungen durch COBE, BALOON, MAP. # Expansion des Universums: Edwin Hubble konnte 1929 die Expansion des Weltalls nachweisen, da Galaxien mit wachsender Entfernung eine zunehmende Rotverschiebung in den Spektrallinien zeigen (Dopplereffekt). Proportionalitätsfaktor ist die Hubble-Konstante H, deren Wert bei 71 (+/-4) km/s Mpc^-1 angenommen wird (Stand 2004). H ist eigentlich keine Konstante, sondern verändert sich mit der Zeit - invers proportional zum Alter des Universums. Wir stehen auch nicht im Mittelpunkt der Expansion - der Raum selbst dehnt sich überall gleichmäßig aus (isotropes Universum). Durch Zurückrechnen der Expansion kann man das Alter des Universums (Hubble-Zeit) bestimmen: Ist die Hubble-Konstante korrekt, so liegt es bei etwa 13,7 Milliarden Jahren. Auch aufgrund der bisher von der Sonde MAP gewonnenen Daten geht man inzwischen von einem offenen, also beschleunigt expandierenden Universum mit einem Alter von 13,7 Mrd. Jahren aus. Die einzelnen Phasen der Expansion sind im Artikel Urknall beschrieben. Nach dem Standardmodell der Kosmologie ergibt sich grob folgender Ablauf:
- Planck-Ära; bis 10^-43s; alle vier Kräfte noch vereint;
- Inflationäre Phase; endet nach 10^-33s bis 10^-30s; extreme Expansion um einen Faktor zwischen 10³⁰ und 10⁵⁰;
- Quark-Ära; bis 10^-7s; es bilden sich Quarks, Leptonen und Photonen; das Ungleichgweicht von Materie und Antimaterie entsteht in der Baryogenese
- Hadronen-Ära; bis 10^-4s; Protonen, Neutronen und deren Antiteilchen entstehen; außerdem Myonen, Elektronen, Positronen, Neutrinos und Photonen;
- Lepton-Ära; bis 10 s; Myonen zerfallen, Elektronen und Positronen zerstrahlen;
- Primordiale Nukleosynthese; bis 3 min; Wasserstoff, Helium, Lithium entstehen;
- Strahlungs-Ära; ca. 300.000 Jahre;
- Materie-Ära; bis heute; Universum wird durchsichtig, Galaxien entstehen; Wichtige Instrumente zur Erforschung des Universums werden heute von Satelliten und Raumsonden getragen: Das Hubble-Weltraumteleskop, ROSAT, Hipparcos und MAP.

Nichtstandardmodell

Die Steady-State-Theorie (Gleichgewichtstheorie) wurde 1949 durch Fred Hoyle, Thomas Gold und anderen als Alternative zur Urknall-Theorie entwickelt. Während den 1950er und 1960er Jahren wurde diese Theorie von den meisten Kosmologen als führende Theorie akzeptiert. Die Zahl der Anhänger ging später zurück und heutzutage wird sie als 'Nicht-Standard-Theorie' betrachtet. Eine davon abgeleitete Variante davon ist die 'Quasi-steady-state-Theorie', die von mehreren kleineren 'Urknallen' ausgeht, die während einer bestimmten Zeit eingetreten seien. Die 'Steady-State-Theorie' wurde aufgrund von Berechnungen postuliert, die zeigten, dass ein statisches Universum unmöglich unter der Annahme der allgemeinen Relativitätstheorie ist. Zudem zeigten Beobachtungen von Edwin Hubble, dass das Universum expandiert. Die Theorie postuliert nun, dass das Universum sein Aussehen nicht ändert, obwohl es größer wird. Damit dies klappt, muss Materie neu gebildet werden, um die durchschnittliche Dichte gleich zu halten. Da die Menge der neu zu bildenden Materie klein ist (nur einige hundert Wasserstoffatome pro Jahr in der Milchstraße), ist es kein Problem, dass die Neubildung von Materie nicht direkt beobachtet werden kann. Obwohl diese Theorie das Postulat verletzt, dass die Menge der Materie konstant bleibt, hatte sie einige attraktive Eigenschaften. Die wohl herausstechendste war, dass es laut dieser Theorie nicht nötig ist, dass das Universum einen Anfang hat. Schwierigkeiten, diese Theorie weiter aufrechtzuerhalten, begannen in den späteren 60er Jahren. Beobachtungen zeigten, dass sich das Universum in der Tat ändert: Quasare und Radiogalaxien (radio galaxies) wurden nur in weit entfernten Galaxien gefunden. Halton Arp interpretierte die vorliegenden Daten seit den 1960er Jahren anders und gab an, dass es Quasare auch im nahe liegenden Virgo cluster gäbe. Der Niedergang der Steady-State-Theorie wurde beschleunigt durch die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung, welche von der Urknall-Theorie vorausgesagt worden war. Im Jahr 2004 wird die Urknalltheorie von der Mehrheit der Astronomen akzeptiert als beste Annäherung an eine Beschreibung des Ursprungs des Universums. In den meisten Publikationen über Astrophysik wird sie implizit vorausgesetzt. Gleichzeitig jedoch - nach der unerwarteten Beobachtung eines sich beschleunigt ausbreitenden Universums in den späten 1990er Jahren - sind Anstrengungen im Gange, eine 'Quasi-steady-state-Theorie' zu entwickeln. In dieser wird die Materie nicht mit einem großen Urknall, sondern mit einer Folge von mehreren kleineren erschaffen.

Geschichte der Kosmologie

Anfänge und Ptolemäisches Weltbild

Erste Aufzeichnungen von mythischen Kosmologien sind aus China (I Ging, Buch der Wandlungen, das in seinen Ursprüngen möglicherweiseaus bis ins 3. Jahrtausend vor Chr. zurückgeht), aus Babylon (Enuma Elish) und der vorionischen Zeit (Theogonie des Hesiod) bekannt. Die babylonischen Mythen - welche vermutlich auf ältere sumerische Mythen zurückgehen und ihrerseits wieder Vorlage für die biblische Genesis sein dürften - und Himmelsbeobachtungen haben wahrscheinlich auch die spätere griechischen kosmologischen Weltentwürfe beeinflusst und sind damit Ausgangspunkt der abendländischen bzw. der heutigen wissenschaftlichen Kosmologie. Während die frühen Kosmologien noch weitgehend mythischen Charakter hatten, begann bei den griechschen Denkern Thales von Milet, vor allem aber bei Anaximander (6. Jhd. v. Chr.), der Prozess der Rationalisierung. Waren frühere mythologische Kosmologien rein beschreibend, ohne nach kausalen Zusammenhängen zu suchen, so entwarf Anaximander erstmals ein rationales Weltbild, welches auf gesetzmäßigen kausalen Zusammenhängen basierte, und in dem die Himmelsobjekte keine Götter mehr waren, sondern physikalischer Natur. In die gleiche Richtung gingen die kosmologischen Entwürfe der Atomisten Demokrit, Anaxagoras. Eine weitere wichtige Entwicklung war das erste historisch überlieferte System, in dem die Erde nicht im Zentrum stand und von kugelförmiger Gestalt war, das von Philolaos, einem Schüler von Pythagoras, im 5./4. Jhd. entworfen wurde. Im Gegensatz dazu bedeutete die Kosmologie, die Platon (5/4.Jhd.v.Chr.) im Timaios entwarf, wieder einen Schritt zurück zu mythologischen Vorstellungen, indem er die Himmelsobjekte wieder als von personalen, mit Verstand ausgerüsteten göttliche Wesen annahm. Die Erde war in Platons Vorstellung eine Kugel, die seiner Vorstellung nach im Zentrum des Kosmos ruhte. Zwar drängte Platons Schüler Aristoteles in seiner Kosmologie die Auffassung Platons von der göttlichen Natur der Himmelsobjekte wieder zurück, ohne jedoch ganz zu einer rationalen Kosmologie zurückzukehren. Die Planeten und die Sonne selbst waren bei ihm keine göttlichen Wesen, deren Bewegungen wurden jedoch von einem "ersten unbewegten Beweger" hervorgerufen. Eudoxos von Knidos entwarft Anfang des 4. Jahrhunderts ein Sphärenmodell, das von Kallippos weiterentwickelt wurde und erstmals die retrograden Schleifenbewegungen der Planeten beschreiben konnte und das sowohl Aristoteles als auch das Ptolemaische Weltbild beeinflussten. Messungen von Eratosthenes, der im 3. Jahrhundert v. Chr. den Umfang der Erde mit guter Genauigkeit bestimmte, und auch von Aristyllus und Timocharis zeigten jedoch Abweichungen der Planetenbewegungen von den nach Eudoxos' Methode berechneten Positionen. Apollonios von Perge entwickelte im 3. Jahrhundert v. Chr. eine Methode der Berechnung von Planetenbahnen mithilfe von Epizykeln, d.h. er ließ Kreisbewegungen der Planeten zu, deren Mittelpunkt selbst wieder auf einer Kreisbahn lag. Neben den Pythagoreern, die ihre Kosmologie mit bewegter Erde weiterentwickelten, vertrat Heraklides (4. Jhd. v. Chr.) ein zwar geozenrisches Weltbild, gemäß dem sich die Erde aber erstmals in 24 Stunden einmal um die Achse drehte. Aristarch von Samos (3/2 Jhd.v.Chr) vertrat ein heliozentrisches Weltmodell, das sich allerdings nicht durchsetzen konnte, und weswegen er der Gottlosigkeit beschuldigt wurde. Ptolemäus (2. Jhd. n. Chr.) beschrieb im Almagest, einem sehr umfangreichen Werk welches das Wissen seiner Zeit zusammenfasste, eine geozentrische Kosmologie, welche mit den meisten Beobachtungen seiner Zeit in Einklang zu bringen war und bis zur Durchsetzung des Kopernikanischen Weltbildes allgemein anerkannt wurde.

Die Kopernikanische Wende

Bereits im 15. Jahrhundert wurden durch Nikolaus von Kues (1401 - 1464) wichtige Gedanken der späteren Kosmologie vorweggenommen und das Ptolemäische Weltbild in Frage gestellt, indem er die Vorstellung eines begrenzten Universums, in dessen Mittelpunkt sich unbeweglich die Erde befindet, verwarf. Im Gegensatz dazu war das von Kopernikus 1543 in seiner Schrift "De revolutionibus orbium caelestium" beschriebene Universum endlich und durch eine materielle Fixsternsphäre begrenzt. Diese war allerdings nach Kopernikus Vorstellungen sehr gross, um das Fehlen einer Fixsternparallaxen zu erklären. Wichtig an dem kopernikanischen System war der Verlust der Sonderstellung der Erde und die Einführung eines heliozentrischen Weltalls mit kreisförmigen Bahnen der Planeten um die Sonne. Erst Thomas Digges (1576, A Perfit Description of the Caelestiall Orbes) vertrat ein modifiziertes Kopernikanische Weltbild ohne materielle Fixsternsphäre mit unendlichem euklidischen Raum. Auch von Giordano Bruno (1548 - 1600) wurde ein unendliches Universum mit unendlich vielen Sonnen und Planeten postuliert, in dem die beobachteten Fixsterne ferne Sonnen sind. Für diese Lehre wurde er letztlich als Ketzer verurteilt und auf dem Scheiterhaufen hingerichtet. Weitere wichtige Gründe für die Abkehr vom Ptolemäischen Weltbild waren die von Tycho Brahe beobachtete Supernova von 1572 und sein Nachweis, dass ein 1577 beobachteter Komet sich außerhalb der Mondbahn befand, womit der Himmel nicht, wie von Aristoteles beschrieben, unveränderlich war. Tycho Brahe steigerte die Präzision der Planetenbeobachtung erheblich. Sein Schüler Kepler erkannte nach dessen Tod bei der Auswertung der Beobachtungsdaten, dass die Planetenbahnen nicht, wie von Kopernikus angenommen, kreisförmig sondern elliptisch sind. Er formuliert die Gesetze für die Planetenbewegung, die heute als die keplerschen Gesetze bezeichnet werden. Kepler versuchte die Planetenbewegung durch eine magnetische Kraft zu erklären. Obwohl nicht erfolgreich wandte er sich damit einem mechanistischem Bild der Planetenbewegung zu, in dem die Planeten nicht mehr wie bei Ptolemäus beseelt waren. Allerdings glaubte Kepler noch an ein endliches Universum und versuchte dies durch Argumente zu zeigen die später als olberssches Paradoxon bekannt wurden. Gestützt wurde das Kopernikanische System auch durch Galileis Entdeckung der Jupitermonde, der Beobachtung der Mondoberfläche und seines Nachweis, dass Fixsterne scheinbar punktförmig sind. Durch Isaac Newton (1687, Philosophiae naturalis principia mathematica) wurde erstmals in seiner Gravitationstheorie Kosmologie und Mechanik verknüpft. Dadurch brachte Newton eine Physik in die Kosmologie, in der gleiche Gesetze für himmlische (Planetenbewegung) und irdische Bereiche (Schwerkraft) galten. Erst durch die Newtonsche Mechanik wurde das Kopernikanische System gegenüber dem Ptolemäischen System ausgezeichnet, da der gemeinsame Schwerpunkt zwar nicht exakt im Mittelpunkt der Sonne liegt, aber doch innerhalb der Sonne. Ein wichtiger Schritt für diese Entwicklung war die vorausgegange Entwicklung der Mechanik, insbesondere des Trägheitsbegriffes (Galilei, Descartes). Thomas Wright of Durham hielt die Sonne nicht für Mittelpunkt des Weltalls, sondern als einen Fixstern unter vielen, wies die Annahme einer homogenen Sternverteilung zurück, und identifizierte die Milchstraße als aus Einzelsternen bestehende Scheibe in deren Ebene sich die Sonne befindet. Auch betrachtete er die von Astronomen beobachteten Nebel als andere Galaxien. Kant (1755, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels) entwickelte nicht nur eine Kosmologie ähnlich der von Thomas Wright, sondern auch eine Kosmogonie, in der eine anfangs chaotisch verteilte Materie sich unter Gravitationswirkung zu den beobachteten Himmelskörpern zusammenballt. Ein ähnliches Entwicklungschema wurde von Laplace entwickelt. Auch der Astronom Herschel versuchte durch Klassifizierung der Sterne und Galaxien ein chronologisches Entwicklungschema abzuleiten. Die Annahme eines im Wesentlichen homogenen und isotropen Kosmos wurde später zu Ehren Kopernikus "Kopernikanisches Prinzip" genannt.

Anthropisches Prinzip

Theoretisch gäbe es eine Vielzahl möglicher Theorien des Universums. Das anthropische Prinzip sagt aus, dass eine Theorie nicht dazu in Widerspruch stehen darf, dass heute intelligentes menschliches Leben existiert. Sie muss die entsprechenden Entwicklungsbedingungen und Lebensbedingungen gewährleisten, sonst ist sie falsch.

Siehe auch

- Liste bedeutender Kosmologen
- Portal:Astronomie
- Astronomie
- Portal:Physik
- Dunkle Energie
- Dunkle Materie
- Kosmologisches Prinzip
- Struktur des Kosmos

Literatur

- Bernulf Kanitscheider: Kosmologie, Geschichte und Systematik in philosophischer Perspektive. Reclam, 1984
- Wolfgang Stegmüller: Hauptströmungen der Gegenwartsphilosophie, Band III Kapitel 1 (Evolution des Kosmos), Kröner 1987
- Alfons Lehmen: Lehrbuch der Philosophie auf aristotelisch-scholastischer Grundlage, Band II, erster Teil (Kosmologie), fünfte Auflage 1920
- Steven Weinberg: Die ersten drei Minuten. Piper, München 1977
- Albrecht Unsöld, Bodo Baschek: Der neue Kosmos, Springer-Verlag, ISBN 3-540-42177-7
- Erwin Kohaut, Walter Weiss: "Universum und Bewusstsein. Philosophisch-physikalische Gedanken zur Welt", EDITION VA BENE, ISBN 3-85167-147-3
- Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung. Physik in unserer Zeit 33(3), S. 114 - 120 (2002), ISSN 0031-9252
- Gabriele Veneziano: Die Zeit vor dem Urknall. Spektrum der Wissenschaft, August 2004, S. 30 - 39, ISSN 0170-2971

Weblinks

- [http://www.astro.uni-bonn.de/~peter/cosmo_short.pdf Kurze Einführung in die Kosmologie] (pdf)
- [http://abenteuer-universum.vol4u.de/mbeer.html Kosmologie] (Physik Spezialgebiet) Kategorie:Kosmologie Kategorie:Geschichte der Naturwissenschaft Kategorie:Naturphilosophie ja:宇宙論 ko:우주론 simple:Cosmology th:จักรวาลวิทยา

Kritik

Die Kritik (über französisch critique aus griechisch κριτική [τέχνη], kritikí [téchni], „die Kunst der Beurteilung, des Auseinanderhaltens von Fakten, der Infragestellung“, von altgriechisch krinein, „[unter-]scheiden, trennen“) ist
- eine prüfende Beurteilung nach begründetem Maßstab, die mit der Abwägung von Wert und Unwert einer Sache einhergeht.
- die kritische Beurteilung eines Kunstwerkes durch Kritiker in den Medien, oft im Zusammenhang mit aktuellen Ereignissen wie Aufführungen, Ausstellungen oder Buchveröffentlichungen, siehe Rezension. Man unterscheidet:
- die Kunstkritik
- die Literaturkritik
- die Musikkritik
- die Theaterkritik
- die Filmkritik
- die Spielekritik
- die kulturphilosophische kritische Betrachtung der Gesellschaft selbst, wie etwa in der Kulturkritik, siehe Gesellschaftskritik
- Methode in der Wissenschaft. Durch kritisieren und falsifizieren von Hypothesen kann das Urteil an die Wahrheit angenähert werden. Fand als Hauptvehikel der Kritischen Theorie Eingang in die Bezeichnung dieser von der Frankfurter Schule vertretenen philosophischen Richtung.
- eine Methode, lesbare einheitliche Texte aus Manuskripten oder Erstdrucken zu rekonstruieren. Sie gehört der Editionsphilologie an, die wiederum ein Teilbereich der Literaturwissenschaft ist, siehe Textkritik
- als Selbstkritik häufig (miss/ge-)brauchte Methode, von Dogmen abweichende Personen z.T. öffentlich wieder zu den vorgegebenen Dogmen zurückkehren zu lassen (Beichte, Religionen, Stalinismus).

Siehe auch:

- Ideologiekritik, Religionskritik, Kapitalismuskritik, Geschichtskritik, Naivität, Kritikfähigkeit, Kulturkritik
- Kritiker
- Kritizismus
- Krise ja:評論家

Theorie

Eine Theorie ist eine Gebrauchsanweisung zur Welt, die anpassungsfähig ist. Während Begriffe die Welt bestimmen, richten sich Theorien nach ihr. Eine Theorie, die ihren Zweck verfehlt, gilt dadurch als widerlegt. Während Begriffe Maßstäben gleichen, die zeigen, wieviel ein bestimmter Gegenstand von ihnen enthält oder nicht, entsprechen Theorien Futteralen, die nach ihrem Gegenstand gearbeitet sein wollen. Das Wort Theorie (griechisch theoró: beobachten, betrachten, schauen; theoría: das Anschauen, die wissenschaftliche Betrachtung) bezeichnete ursprünglich die Betrachtung der Wahrheit durch reines Denken, unabhängig von ihrer Realisierung. Vermutlich deshalb wird der Begriff auch unbestimmt als Gegenteil von Praxis benutzt.

Definition

Eine Theorie entwirft ein Bild (trifft eine Aussage) über den Lauf der Welt und ist insofern immer eine Prognose, die per Experiment zur Rechenschaft gezogen werden kann. Das Ergebnis des Experimentes bestätigt (verifiziert) oder widerlegt (falsifiziert) eine Theorie. Nicht falsifizierbare Aussagen, z.B. eine Tautologie oder Definition, können keine Theorien sein. Eine Theorie muss sinnhaftig sein: das Bild, was sie von der Welt gibt, muss den Vorschriften der Logik und Grammatik entsprechen. Ihre Wahrhaftigkeit kann danach aber nur durch einen Vergleich des Bildes, was sie von der Welt gibt, mit der Wirklichkeit erwiesen werden. Theorien, die etwas über den Lauf der Welt sagen, ohne ein Experiment zu wissen, dass sie gegebenenfalls widerlegt, heißen spekulativ.

Beispiele

# Physik: Die Vorhersagen der klassischen Mechanik und der speziellen Relativitätstheorie unterscheiden sich beispielsweise deutlich, wenn die betrachteten Objekte sich mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegen.
Im Alltag kann man die Unterschiede nicht feststellen, da die klassische Mechanik der Grenzfall der speziellen Relativitätstheorie ist, wenn die Geschwindigkeit wesentlich geringer ist als die Lichtgeschwindigkeit. Daher ist die klassische Mechanik im Alltag die angemessene Theorie. # Geometrie: Zu jeweils einer Geraden und einem Punkt, der nicht auf dieser Geraden liegt, gibt es genau eine Parallele durch diesen Punkt. Diese Aussage hat man lange versucht aus den anderen Axiomen der Geometrie zu folgern. Dadurch, dass man zeigen konnte, dass die Geometrie, in der die Parallelenaussage nicht gilt, zu sinnhaften Modellen führen, hatte man bewiesen, dass die Parallelenaussage ein zu den übrigen Geometrieaxiomen unabhängiges Axiom ist (siehe nichteuklidische Geometrie). # Mathematik: Der Mathematiker Georg Cantor hatte eine Definition für den Begriff Menge vorgeschlagen. Die daraus resultierende Theorie wurde von Bertrand Russell als widersprüchig nachgewiesen mit der Paradoxie: Die Menge aller Mengen, die sich selbst nicht als Element enthalten. Diese "Menge" ist eine Menge im Sinne Cantors. Aber die Aussage bezogen auf diese Menge: Diese Menge ist Element ihrer selbst stellt eine Paradoxie dar. Trotzdem genügt es in der Schulmathematik mit dieser naiven Mengenlehre zu arbeiten. Die Mathematiker verwenden jetzt in der Regel die Zermelo-Fraenkel-Mengenlehre.

Weitere Beobachtungen zum Theoriebegriff

Die methodische Art und Weise, wie Theorien zustandekommen, wie also der Zuwachs an Wissen stattfindet, ist umstritten. In der Fortentwicklung von Theorien wird gelegentlich zwischen Induktion und Deduktion unterschieden: :Bei der Theorienbildung durch Induktion geht man davon aus, dass der Wissenschaftler im empirischen Prozess Datenmaterial erarbeitet, in dem schließlich innere Strukturen und Gesetzmäßigkeiten sichtbar werden. Weitere positiv verlaufende Experimente sollen die Theorie bestätigen und sind die Bausteine einer Verifikation (Beweisführung), die letztlich in naturgesetzlicher Sicherheit (Wahrheit) münden soll. :Bei der Theorienbildung durch Deduktion geht man davon aus, dass der Wissenschaftler durch kreative Akte sinnvolle Hypothesen erzeugt, deren Übereinstimmung mit dem Datenmaterial er anschließend überprüft. Weitere Experimente müssen mit dem ernsthaften Ziel der Falsifikation (Widerlegung) unternommen werden. Nur in dem Ausmaß wie sich Theorien bewähren (der Falsifikation entziehen), kann relative Sicherheit gewonnen werden. In der Praxis der Wissenschaft mischen sich induktive und deduktive Elemente ohne Probleme, so dass diese Frage mehr eine wissenschaftstheoretische und weltanschauliche Bedeutung besitzt. Bietet die Wissenschaft mit ihren Theorien einen Weg zu absoluter Wahrheit oder zu einer schrittweise stattfindenden Annäherung an die Wahrheit (der man sich jedoch nie ganz gewiss sein kann)? Diese zweite, auf Karl Popper zurückgehende, Position wird derzeit von der Mehrheit der Naturwissenschaftler bevorzugt. In der Soziologie wurde - für die Sozialwissenschaften allgemein - das Konzept der Theorie mittlerer Reichweite entwickelt. In der Umgangssprache wird der Begriff meist im Sinne von "nur eine Theorie" verstanden, und bezieht sich dann lediglich auf besonders unsichere Erkenntnisse. Dies hat nicht viel mit der wissenschaftlichen Definition von "Theorie" zu tun, und führt leider häufig zu Missverständnissen: Beispielsweise bedeutet der Begriff "Relativitätstheorie" nicht, wie oftmals (von nicht-Wissenschaftlern) fälschlich angenommen, dass diese im Sinne von "nur eine Theorie" besonders unsicher sei. Selbstverständlich ist sie falsifizierbar, aber das Teilwort "-theorie" besagt nichts über die (Un-)Sicherheit der in ihr enthaltenen Aussagen.

Alltagstheorien

Auch wenn Menschen sich nicht immer dessen bewusst sind: sie handeln im Alltag nach Theorien, die sie sich im Laufe ihres Lebens aufgebaut haben. Im Kleinkindalter werden beim Spielen z.B. unbewusst physikalische Experimente gemacht, die ein schlussfolgerndes physikalisches Denken begründen. Weitere praktische Erfahrungen auch im sozialen und kulturellen Bereich schaffen den Raum für Erkenntnisse, die den Aufbau von persönlichen Alltagstheorien schaffen. Der Grad der Kohärenz ihrer Theorie richtet sich nach dem Stand ihrer Reflexion. So ist davon auszugehen, dass Kenntnisse in Psychologie und Soziologie eine größere Kohärenz beispielsweise bei Erziehungsmaßnahmen oder generell beim Umgang mit anderen Menschen sichern. Alltagstheorien sind in allen Lebensbereichen wirksam und beeinflussen das Wahlverhalten, die Haltung gegenüber Ausländern und gegenüber Minderheiten, die Freizeitgestaltung und die Art und Weise, wie man Werte in der Öffentlichkeit vertritt. Verdeckte Alltagstheorien bewusst zu machen, ist eine Aufgabe des Bildungssystems.

Zitate

Es gibt zahlreiche Zitate zum Thema Theorie, siehe in Wikiquote: [http://de.wikiquote.org/wiki/Theorie de.wikiquote.org/wiki/Theorie]

Siehe auch

- Physikalische Theorie
- Instinkttheorie
- Liste der Theorien / Überholte Theorien
- Wissenschaftstheorie
- Liste griechischer Suffixe
- Liste lateinischer Suffixe
- Thesenpapier, Induktion (Logik), Abduktion, Statistik, Nullhypothese, Rhetorik, Dialektik, Fehler 1. und 2. Art

Literatur

- Stephen Hawking: Die Illustrierte Kurze Geschichte der Zeit. ISBN 3-499-61487-1
- Immanuel Kant: Über den Gemeinspruch: Das mag in der Theorie richtig sein, taugt aber nicht für die Praxis. (1793). Neuerer Abdruck in: Schriften zur Geschichtsphilosphie, Immanuel Kant, Stuttgart 1985 (reclam).
- Kurt Lewin: Feldtheorie in den Sozialwissenschaften. Bern, Stuttgart: Huber, 1963
- Joachim Ritter: Die Lehre vom Ursprung und Sinn der Theorie bei Aristoteles, in: Veröffentlichungen der Arbeitsgemeinschaft für Forschung des Landes Nordrhein-Westfalen, Geisteswissenschaften 1 (1953), S. 32-54.
- Helmut Seiffert und Gerard Radnitzky: Handlexikon der Wissenschaftstheorie, Deutscher Taschebuchverlag (DTV) 1992, ISBN 3-423-04586-8
Weblinks

- [http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/amueller/theorie.html Andreas Müller: Alles graue Theorie?]
- [http://www.ldl.de/material/aufsatz/aufsatz2002-2.pdf Jean-Pol Martin: Weltverbesserungskompetenz als Lernziel? (2002)] (Vorschlag einer praktischen Alltagstheorie) Kategorie:Wissenschaftstheorie Kategorie:Logik ja:理論

Ironie

Die Ironie (griechisch ειρωνεία - altgriechisch eironeía, heute ironía ausgesprochen - wörtlich die Verstellung) ist eine Äußerung, die oft – aber nicht zwingend – das Gegenteil des Gesagten meint, die mit scheinbarer Ernsthaftigkeit den gegnerischen Standpunkt ins Widersprüchliche zieht. Im Gegensatz zum Humor ist Ironie eher kritisch und nicht um Zustimmung bemüht. Ironie wird oft durch Mimik, Gesten oder Betonung zusätzlich unterstrichen und so als solche kenntlich gemacht. Sokrates lehrte Ironie als Mittel zur Entlarvung vermeintlichen oder anmaßenden Wissens, jedoch nicht mit dem Ziel des Lächerlichmachens. Der Dialogpartner wurde vielmehr durch das scheinbar selbstständige Auffinden eigener Widersprüchlichkeiten in die Lage gebracht, diese zu durchschauen. Ludwig Tieck prägt hingegen den Begriff der Romantischen Ironie. In der Umgangssprache werden gegenwärtig spöttische Wortbildungen wie Warmduscher gebraucht. In der Selbstironie spiegelt sich eine kritische, spielerische Haltung gegenüber dem eigenen Standpunkt wider. Ironie ist nur aus dem Kontext heraus verständlich. Zum Beispiel ist die Bezeichnung Warmduscher nur in Regionen verständlich, wo es auch Duschen für die Mehrheit der Menschen gibt. In einer schriftlichen Mitteilung ist Ironie nicht eindeutig zu erkennen. Der Autor und seine Einstellungen sind unbekannt, ebenso fehlt die Übermittlung der Satzbetonung. Zeitungen helfen sich damit, Beiträge eindeutig als ironisch zu kennzeichnen (Glosse). Internetnutzer in Mitteilungsforen bemühen Emoticons. Die einzige Möglichkeit, Missverständnisse zu vermeiden, ist, in schriftlichen Mitteilungen auf Ironie zu verzichten. Eine besondere Form der Ironie bildet die tragische Ironie. Siehe auch: Antiphrasis, Litotes, Parodie, Sarkasmus, Satire, Spott, Zynismus

Literatur

- Martin Hartung: Ironie in der Alltagssprache. Eine gesprächsanalytische Untersuchung (Dissertation an der Uni Freiburg). VS Verlag für Sozialwissenschaften, 1998, ISBN 3-531-13013-7. [http://www.verlag-gespraechsforschung.de/mhartung.htm frei herunterladbare PDF-Version]: Verlag für Gesprächsforschung, 2002, ISBN 3-936656-00-2.

Weblinks

- [http://www.club-dialektik.de/texte/ironie_des_sokrates.html Zur Ironie des Sokrates] +
- [http://www.daf.uni-mainz.de/landeskunde/2000_2/Humor/woerterbuch.htm Kleines Wörterbuch der Komik] Kategorie:Humor Kategorie:Rhetorischer Begriff Kategorie:Literarischer Begriff

Materie

Materie (lat.: materia = »Stoff«) ist eine allgemeine Bezeichnung für alles Stoffliche, was uns umgibt und aus dem wir selbst bestehen. Im physikalischen Sinne ist Materie alles was aus Quarks und Leptonen in mehr oder weniger komplexer Struktur aufgebaut ist. Im philosophischen Sinn bezeichnet Materie die objektive Realität, die von unseren Sinnen abgebildet oder widergespiegelt wird (W.I. Lenin, Materialismus und Empiriokritizismus. Berlin 1962). Die definierenden Eigenschaften von Materie sind ihre Masse, der Raumbedarf, die Struktur und die innere Wärmeenergie. Unter Materie im weiteren Sinne werden sowohl Materie im engeren Sinne wie auch Antimaterie zusammengefasst.

Allgemeines

Materie ist aus kleinsten Teilchen aufgebaut, den Atomen, welche wiederum Moleküle bilden können. Diese kleinsten Teilchen dienen vielen physikalischen Modellen der Mechanik als Grundlage. Atome bestehen wiederum aus Protonen, Neutronen und Elektronen, den Elementarteilchen, die man häufig auch mit dem Begriff Materie gleichsetzt.

Aggregatzustände

Es gibt mehrere Erscheinungsformen (Aggregatzustände) von Materie:
- fest
- flüssig
- gasförmig
- Plasma
- Bose-Einstein-Kondensat
- Fermionen-Kondensat (Deborah Jin, 2003) Nach neuerer Definition sind die Begriffe fest und flüssig abgeschafft, und man unterscheidet statt dessen kristallin und amorph. Wenn Materie von einem Aggregatzustand in den anderen übergeht, dann wird die innere Ordnung der Materie stark verändert. Die Entropie kann sich dabei auch bei gleichbleibender Temperatur stark verändern. Diese Phasenübergangsphänomene werden von der Thermodynamik untersucht.

Entstehung der Materie

Beim Urknall wurden große Energiemengen freigesetzt und die expandierende vierdimensionale Raumzeit entstand. Diese gewaltigen Energiemengen führten zur Entstehung großer Mengen an dicht gepackten Elementarteilchen. In der so genannten Hadronen-Ära zwischen 10^-32 und 10^-4 Sekunden nach dem Urknall entstanden die ersten stabilen Protonen und Neutronen. In der so genannten Leptonen-Ära darauf bis zur 1. Sekunde nach dem Urknall, entstanden die ersten stabilen Elektronen. Bis in diese Zeit vernichteten sich Materie und Antimaterie gegenseitig. Letztlich blieb die Materie zurück. Siehe Supersymmetrie. In der folgenden Strahlungs-Ära entstanden Wasserstoff (auch: Protium), Deuterium und Tritium. Eine Million Jahre nach dem Urknall begann die heutige Materie-Ära. Die Wasserstoffwolken bildeten Galaxien und Sterne, und in jenen fusionierte der Wasserstoff zu Helium bis Kohlenstoff und Eisen, den in unserem Universum verbreitetsten chemischen Elementen. Man vermutet, dass durch die Kollision von Neutronensternen, aber insbesondere auch in Supernovae weitere, schwerere, seltenere Elemente entstanden sind, wie Gold, Blei und Uran.

Eigenschaften von Materie

Materie hat einige wichtige Eigenschaften:
- Masse
- Volumen
- Struktur
- Stoffmenge
- Wärmeenergie

Komplikationen

Mit der Entwicklung der Speziellen Relativitätstheorie und der Quantenmechanik stellte Albert Einstein die bekannte Formel E = mc² (Energie = Masse × Lichtgeschwindigkeit²) auf. Hierdurch kann man auch elektromagnetischer Strahlung (Licht, Wärmestrahlen etc.), deren Elementarteilchen, das Photon, keine Ruhemasse hat, eine 'dynamische' Masse zuordnen. Umgekehrt haben auch massive Materieteilchen Welleneigenschaften (siehe Materiewelle). Beispielsweise hat ein Elektronenstrahl eine von der Energie der Elektronen abhängige De-Broglie-Wellenlänge (nach Louis Victor de Broglie). Man spricht vom Welle-Teilchen-Dualismus. Daher wird die Bedingung, dass Materie Masse haben muss, durch die Bedingung, dass Materie Ruhemasse haben muss, ersetzt. Zusammenfassend kann man sagen, dass Materie aus Atomen besteht, welche wiederum aus Fermionen aufgebaut sind.

Keine Materie

- Dagegen zählt man elektromagnetische Strahlung, genau wie alle anderen (ruhemasselosen) Bosonen, nicht zur Materie.
- mathematische Konzepte wie Punkt, Gerade, Ebene sind materielos
- Vakuum enthält wenig oder keine Materie

Literatur

- Thomas Ziegler: Warum gibt es Materie? Physik in unserer Zeit 34(2), S. 61 – 62 (2003), ISSN 0031-9252
- James M. Cline: Der Ursprung der Materie. Spektrum der Wissenschaft, November 2004, S. 32 - 41, ISSN 0170-2971
- Hubertus M. Thomas, Gregor E. Morfill: Plasmakristalle an Bord der ISS: Komplexe Plasmen in Schwerelosigkeit. Physik in unserer Zeit 36(2), S. 76 - 83 (2005), ISSN 0031-9252
- Reinhard Stock: Die Geburt der Materie im Urknall. Physik in unserer Zeit 36(3), S. 107 (2005), ISSN 0031-9252

Siehe auch

- Weiche Materie
- Immaterialität, Stoff, Form, Hylemorphismus, Materia prima
- Feststoff, Flüssigkeit, Gase, Plasma (Physik), Kristall
- chemische Verbindung, Lösung (Chemie), Gemisch
- Elementarteilchen
- Materialität

Weblinks

- [http://www.reisegeschichte.de/chem_begriffe.htm Definition chemischer Grundbegriffe]
- [http://www-public.tu-bs.de:8080/~zelesnik/materie/ Was ist Materie?] (Referat über 'Philosophische Probleme der modernen Physik')
- [http://www.neues-weltbild.de/awm.htm Materie als Hierarchie von Zeit, Raum, Energie und Masse] Kategorie:Physik Kategorie:Metaphysik Kategorie:Ontologie ja:物質 ko:물질 ms:Jirim simple:Matter

Raum

Raum (v. althochdeutsch rūmi: weit, geräumig) bedeutet: Ein Raum (im allgemeinsten Sinne) ist innerhalb eines Modells immer dann gegeben, wenn in Bezug auf dieses Modell eine Aussage über das Vorhandensein von mindestens zwei voneinander unterscheidbaren Objekten möglich ist. Ein Raum wird durch die Gesamtheit aller in ihm möglichen Objektrelationen spezifiziert. # im Sinne der Architektur ein durch Bauteile oder Gebäude wahrnehmbar definierter Bereich. z.B. Platzraum, Außenraum, Innenraum. Das Definieren, Fügen und Gestalten von Räumen ist ein zentrale Aufgabe der Architektur siehe dazu: Raum (Architektur). # im Sprachgebrauch ein zum Wohnen bzw. Nutzen verwendeter, von Wänden, Boden und Decke (Bauteil) umschlossener Teil eines Gebäudes; siehe Zimmer # Verschiedene Bedeutungen in der Mathematik - gemeint sind stets Mengen, die mit einer Struktur versehen sind: siehe Raum (Mathematik) # Der physikalische Raum als "Behälter" aller Dinge: Raum (Physik) # in Länge, Breite, Höhe nicht fest eingegrenzte Ausdehnung (der unendliche Raum des Universums) # in Länge, Breite, Höhe fest eingegrenzte Ausdehnung (umbauter Raum) # für einen Zweck zur Verfügung stehender Platz (freier Raum [beim Ballspiel], das Thema nimmt breiten Raum ein) # Kurzwort für Weltraum (den Raum erobern) # in der Geographie ein bestimmtes Gebiet (im Raum Berlin) # in der Soziologie (als sozialer Raum) z.B. ein Gegenstand der Stadt- und Architektursoziologie # beim Regattasegeln den Zuruf zu einem näher kommenden Schiff, wenn man der Meinung ist, Vorfahrt zu haben. #Im militärischen Bereich redet man von einem Geländeabschnitt als Raum. Kategorie:Architekturtheorie Kategorie:Raum ja:空間 ko:공간 simple:Space

Existenz

Das Wort Existenz (lat. existentia - Bestehen, Dasein) bezeichnet
- das Vorhandensein eines Gegenstandes oder eines Zustandes in der Realität.
- die Notwendigkeiten für eine Lebensgrundlage. Das lat. "existo" geht seinerseits wieder auf das griech. "existemi" (ek-histemi) zurück und wird oft mit dem ähnlich lautenden "exeinai" verwechselt, welches tatsächlich "sein" bedeutet. "existemi" hingegen bedeutet auslegen, aufstellen, herausstehen, also räumlich vorhandensein.

Das Vorhandensein in der Realität

Aufgrund seiner Sinne kann jedes Individuum in der Realität Gegenstände wahrnehmen und somit auf die Existenz des entsprechenden Gegenstandes schließen. Zum Beispiel kann sich ein Mensch durch das Ergreifen eines Buches vergewissern, dass dieses Buch vorhanden ist (vgl. Tastsinn). Da die Sinnesorgane begrenzt sind in ihren Möglichkeiten, ergibt sich zwangsweise, das der Mensch nicht alles Existierende erfassen kann. So kann er beispielsweise nicht Ultraschall oder ultraviolettes Licht wahrnehmen, nur indirekt über technische Hilfsmittel. Das Erkennen der Existenz von Zuständen erfordert neben der Wahrnehmung ein Bewusstsein des Individuums. Dieses Bewusstsein ist notwendig, um diesen Zustand zu verstehen, zu benennen und sich damit auseinander setzen zu können. Beispielsweise bei Glaubensfragen oder bei Ansichten und Fragen zu dem Gesellschaftssystem. Daneben muss eine 'Vorstellung von Trennung' im Bewusstsein vorhanden sein, die es ermöglicht ein Objekt von seiner Umwelt getrennt zu betrachten. Ein Objekt existiert dann, wenn es für den Betrachter aus seiner Umgebung heraussteht. Siehe auch: Cogito ergo sum, der Nachweis der eigenen Existenz durch René Descartes, den er mit dem Satz „Ich denke, also bin ich“ abschließt. Descartes sah seine Existenz also von seinem Denken abhängig und nicht von seinem Bewusstsein.

Lebensgrundlage

Jedes Lebewesen verdankt sein Leben endlichen Voraussetzungen, die ihm das Leben erst ermöglichen. Für Menschen sind die wichtigsten primären Voraussetzungen Luft, Wasser, Nahrung und evolutionär bedingt Kleidung. Neben diesen drei grundlegenden Voraussetzungen gibt es eine unendliche Vielzahl weiterer Voraussetzungen die Menschen als lebensnotwendig und somit als existenziell für sich ansehen. Neben Liebe, Geborgenheit und Freude werden Dinge wie Geld, materieller Besitz oder bestimmte Lebensmittel als notwendig für die Existenz betrachtet.

Mathematik

Der Existenzbegriff in der Mathematik ist eine Abstraktion vom Vorhandensein in der Realität. Da es keine allgemeine mathematische Realität gibt, hängt die Existenz eines mathematischen Objektes von der Art der Mathematik ab (klassisch, intuitionistisch, konstruktivistisch). In der klassischen Mathematik hat man für den Beweis der Existenz eines mathematischen Objekts (einen Existenzbeweis) mehrere Möglichkeiten:
- die explizite Angabe dieses Objekts,
- eine Anleitung zur Konstruktion aus schon existierenden Objekten,
- der Beweis, dass die Annahme der Nichtexistenz dieses Objekts zu einem Widerspruch führt (ein indirekter Existenzbeweis). In neueren Konzeptionen der Mathematik (Intuitionismus, konstruktive Mathematik) wird der indirekte Existenzbeweis durch Herbeiführung von Widersprüchen aus der Annahme der Nichtexistenz abgelehnt, wenn unendlich viele Objekte zu untersuchen sind (siehe tertium non datur). Danach existiert ein Objekt nur dann, wenn es explizit angegeben wird, oder wenn ein Algorithmus angegeben werden kann, mit dem es sich (beim Intuitionismus in endlich vielen) Schritten konstruieren lässt.

Evolutionsbiologie

Als Existenz (Existence of Evolution) bezeichnete man in der Evolutionsbiologie ein grundlegendes Theorem, nach dem es die Evolution überhaupt gibt. Der Begriff ist aufgrund seiner trivialen Aussage heute nicht mehr gebräuchlich, war aber zu Darwins Zeiten überaus bedeutsam. Die Existenz wurde auch schon vor Darwin angenommen, darunter von Jean-Baptiste de Lamarck. Darwin konnte sie aber erstmals logisch korrekt beweisen, indem er ihre Mechanismen aufdeckte.

Siehe auch:

- Existenzphilosophie
- Existenzquantor
- Metaphysik bzw. Ontologie
- Nichtexistenz
- Satz vom ausgeschlossenen Dritten Kategorie:Metaphysik Kategorie:Ontologie Kategorie:Mathematik ja:存在

Materie

Allgemeines

Aggregatzustände

Entstehung der Materie

Eigenschaften von Materie

Materie hat einige wichtige Eigenschaften:
- Masse
- Volumen
- Struktur
- Stoffmenge
- Wärmeenergie

Komplikationen

Keine Materie

Literatur

Siehe auch

Weblinks

Physik

Die Physik (griechisch φυσική, physike „die Natürliche“) ist die Naturwissenschaft, welche die grundlegenden Gesetze der Natur, ihre elementaren Bausteine und deren Wechselwirkungen untersucht. Sie befasst sich sowohl mit den Eigenschaften und dem Verhalten von Materie und Feldern in Raum und Zeit als auch mit der Struktur von Raum und Zeit selbst. Die Physik beschreibt die Natur quantitativ mittels naturwissenschaftlicher Modelle, sogenannter Theorien, und ermöglicht damit insbesondere Vorhersagen über das Verhalten der betrachteten Systeme. Dazu verwendet die Physik die Sprache der Mathematik. Im Zusammenhang mit der Physik wurde auch erstmals die Frage nach der Ethik naturwissenschaftlicher Forschung aufgeworfen, ein Thema, das auch in der Literatur, etwa in dem Theaterstück Die Physiker von Friedrich Dürrenmatt, aufgegriffen worden ist.

Das Theoriengebäude der modernen Physik

Das Theoriengebäude der Physik ruht auf zwei Säulen, der Relativitätstheorie und der Quantenphysik. Beide Theorien enthalten ihren Vorgänger, die Newtonsche Physik, über das so genannte Korrespondenzprinzip als Grenzfall und haben daher einen größeren Gültigkeitsbereich als diese.

Die Relativitätstheorie

Die Relativitätstheorie führt ein völlig neues Verständnis der Phänomene Raum und Zeit ein. Danach handelt es sich nicht um universell gültige Ordnungsstrukturen, sondern räumliche und zeitliche Abstände werden von verschiedenen Beobachtern unterschiedlich beurteilt. Raum und Zeit verschmelzen dabei zu einer vierdimensionalen Raumzeit. Die Gravitation wird auf eine Krümmung dieser Raumzeit zurückgeführt, die durch die Anwesenheit von Masse bzw. Energie hervorgerufen wird. In der Relativitätstheorie wird auch erstmals die Kosmologie zu einem naturwissenschaftlichen Thema. Die Formulierung der Relativitätstheorie gilt als der Beginn der modernen Physik, auch wenn sie häufig als Vollendung der klassischen Physik bezeichnet wird.

Die Quantenphysik

Die Quantenphysik beschreibt die Naturgesetze im atomaren und subatomaren Bereich und bricht noch radikaler mit klassischen Vorstellungen als die Relativitätstheorie. Viele physikalische Größen erweisen sich in bestimmten Situationen als