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Astronomisches Objekt

Astronomisches Objekt

Siehe auch: Urknall, Astronomie, Kosmologie Kategorie:Liste (Astronomie)

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

Astronomie

] Die Astronomie (griechisch αστρονομία - wörtlich die Gesetzmäßigkeit der Sterne, aus άστρο, ástro - der Stern und νόμος, nómos - das Gesetz) ist die Wissenschaft von den Gestirnen. Sie untersucht mit naturwissenschaftlichen Mitteln die Eigenschaften der Objekte im Weltall, also neben Planeten und Sternen einschließlich der Sonne, Sternhaufen, der interstellaren Materie, Galaxien, Galaxienhaufen und der im Weltall auftretende Strahlung. Darüber hinaus strebt sie nach einem Verständnis des Universums als Ganzes; seiner Entstehung und seinem Aufbau.

Geschichte der Astronomie

Entstehung] Siehe auch den Hauptartikel Geschichte der Astronomie. Die Astronomie gilt als eine der ältesten Wissenschaften. Die Anfänge der Geschichte der Astronomie liegen wahrscheinlich in der kultischen Verehrung der Himmelskörper. In einem jahrtausendelangen Prozess trennten sich zunächst Astronomie und Naturreligion, später Astronomie und Astrologie. Wesentliche Meilensteine für unser Wissen über das Weltall waren die Erfindung des Fernrohrs vor etwa 400 Jahren, das die kopernikanische Wende vollendete, sowie später im 19. Jahrhundert die Einführung der Fotografie und Spektroskopie. Seit der Mitte des 20. Jahrhunderts hat die Astronomie mit der unbemannten und bemannten Raumfahrt die Möglichkeit die Erdatmosphäre zu überwinden und ohne ihre Einschränkungen zu beobachten, also in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums. Dazu kommt erstmals die Möglichkeit, die untersuchten Objekte direkt zu besuchen und dort andere als nur rein beobachtende Messungen durchführen. Parallel dazu werden immer größere Teleskope für bodengebundene Beobachtungen gebaut.

Fachgebiete der Astronomie

Teleskop] Die astronomische Wissenschaft unterteilt sich im Allgemeinen nach den untersuchten Objekten, sowie danach, ob die Forschung theoretischer oder beobachterischer Natur ist. Wichtige Fachgebiete sind die Physik der Sterne und der Sonne, das Sonnensystem und andere Planetensysteme, das interstellare Medium, die Milchstraße und ihr Zentrum, der Aufbau anderer Galaxien und ihrer aktiven Kerne, das Verständnis der Gammablitze als die energiereichsten Vorgänge im Universum, relativistische Astrophysik (z.B. Schwarze Löcher) und die Kosmologie. Zunehmend weniger wird die Astronomie nach benutzten Wellenlängenbereichen eingeteilt, also Radioastronomie, Infrarotastronomie, Visuelle Astronomie, Ultraviolettastronomie, Röntgenastronomie, und Gammaastronomie, da im Idealfall Informationen aus allen diesen Quellen auch vom einzelnen Forscher herangezogen werden. Mit der Astronomie sehr eng verbunden ist die Physik, beide Fachgebiete haben sich vielfach befruchtet. Das Universum erweist sich in vielen Fällen als Laboratorium der Physik, viele Theorien der Physik können nur am Himmel getestet werden. In den letzten Jahrzehnten ist auch die Zusammenarbeit der Astronomie mit der modernen Geologie und der Geophysik immer wichtiger geworden, da sich diese Wissenschaften in gewissen Bereichen, etwa der Planetologie, mit denselben Objekten befassen. Insbesondere gilt dies für unser eigenes Sonnensystem, für dessen Erforschung Geologie und Geophysik heute einen unverzichtbaren Beitrag leisten. Die Astrobiologie untersucht die Entstehung und Existenz von Leben außerhalb der Erde.

Astronomie und andere Wissenschaften

Astrobiologie] Neben den engeren Methoden der klassischen Astronomie, die sich mit den Mitteln der Astrometrie und der Himmelsmechanik mit dem Aufbau des Weltalls beschäftigt, und der Astrophysik, die die Physik des Weltalls und der Objekte darin erforscht, gibt es zunehmend fächerübergreifende Forschung. Die Astronomie überschneidet sich mit den Wissenschaften der Chemie, Geologie, Geophysik, Mineralogie, Geodäsie, Biologie, und Mathematik. Zahlreiche Bauten und Funde aus vor- und frühgeschichtlicher Zeit werden in astronomischen Zusammenhang interpretiert. Da sich die Astronomie außerdem mit den Fragen nach der Entstehung, der Entwicklung und dem Ende des Universums beschäftigt, gibt es darüberhinaus Schnittpunkte zu Religionswissenschaft und Philosophie.

Referenzen

Siehe auch

Amateurastronomie - Liste bekannter Astronomen - Sternwarte Einen thematischen Zugang zu den Artikeln bietet das Portal:Astronomie und die Astronomiekategorien, außerdem gibt es einen alphabetischen Index der Astronomieartikel.

Literatur

- Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie. Dtv, März 2005, ISBN 3423032677
- Astronomie. Basiswissen Schule (Duden), m. CD-ROM, 2001. 271 S. ISBN 3-411-71491-3
- Der neue Kosmos, Albrecht Unsöld, Bodo Baschek, ISBN 3-540-42177-7, Standardlehrbuch für das Studium
- Meyers Handbuch Weltall, Wegweiser durch die Welt der Astronomie, 7. überarb. Aufl., 1994, ISBN 3-411-07757-3

Periodika

- Sterne und Weltraum [http://www.suw-online.de/], Monatszeitschrift für Astronomie
- Interstellarum [http://www.interstellarum.de/], 2-Monatszeitschrift für praktische Astronomie
- Astronomie Heute [http://www.astronomieheute.de/], Populäres Magazin für Astronomie und Raumfahrt (10 Ausgaben/Jahr, deutsche Ausgabe von Sky & Telescope)
- Astronomische Nachrichten [http://www.aip.de/AN/], englischsprachiges Fachjournal

Videos

- Real Video Streams aus der Fernsehsendung Alpha Centauri, siehe auch das [http://www.br-online.de/alpha/centauri/archiv.shtml Archiv der Sendung]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=980927.rm Warum betreiben wir Astronomie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020106.rm Quo vadis Astronomie?]

Weblinks

- http://www.mpia-hd.mpg.de/suw/suw/SuW/BR-alpha/Elsaesser/Warum_Astronomie-1.html: Warum betreiben wir Astronomie?
- http://www.dsa-faq.de/: Häufig gestellte Fragen in der Deutschen Astronomie-Newsgroup
- http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ NASA: Astronomy Picture of the Day / täglich ein neues astronomisches Bild mit fundierter Erläuterung Für aktuelle Himmelsinformationen, Hinweise zur eigenen Beobachtung und Seiten astronomischer Amateurvereinigungen siehe auch die Links unter Amateurastronomie. ! ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

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

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Louis Le Prince

Louis Aimé Augustin Le Prince, was a Frenchman who came to the north of England in 1866 in order to experiment with cinematography. In 1888 he patented a single lens camera with which he filmed what was almost certainly the world's first successful attempt to record 'moving' images. Le Prince was born in the fortress at Metz, France on 28 August 1842. His father was a major of artillery in the French Army and an officer of the Légion d'honneur. He grew up spending time in the studio of his father's friend, the photography pioneer Louis-Jacques-Mandé Daguerre, from whom the young Le Prince received lessons relating to photography and chemistry and for whom he was the subject of a Daguerrotype, an early type of photograph. His education went on to include the study of painting in Paris and post-graduate chemistry at Leipzig University, which provided him with the academic knowledge he was to utilise in the future. He moved to Leeds, West Yorkshire, England in 1866, after being invited to join John Whitley, a friend from college, in Whitley Partners of Hunslet, a firm of brass founders making valves and components. In 1869 he married Elizabeth Whitley, John's sister and a talented artist. The couple started a school of applied art, the Leeds Technical School of Art, in 1871 and became well renowned for their work in fixing colour photography on to metal and pottery, leading to them being commissioned for portraits of Queen Victoria and the long-serving Prime Minister William Gladstone produced in this way, that were included alongside other mementos of the time in a time capsule - manufactured by Whitley Partners of Hunslet - which was placed in the foundations of Cleopatra's Needle on the embankment of the River Thames. In 1881 Le Prince went to the United States as an agent for Whitley Partners, staying in the country along with his family once his contract had ended. He became the manager for a small group of French artists who produced large panoramas, usually of famous battles, that were exhibited in New York City, Washington DC and Chicago. During this time he continued the experiments he had begun, relating to the production of 'moving' photographs and to find the best material for film stock. During his time in the US, Le Prince built a camera that utilised sixteen lenses and was his first invention to be patented. Although the camera was capable of 'capturing' motion, it wasn't a complete success because each lens photographed the subject from a slightly different viewpoint and thus the projected image jumped about. Upon his return to Leeds in 1886, Le Prince built and then patented, that October, a one lens camera. Three days after it was patented, on 13 October 1888, Le Prince used the camera to shoot trams and the horse-drawn and pedestrian traffic on Leeds Bridge. These pictures were soon projected on a screen in Leeds, making it the first motion picture exhibition. In September 1890, Le Prince went back to France with a couple. He left them on a Friday with the promise that he would rejoin them in Paris on the following Monday for the return journey to England, before setting off on his planned trip to the US to promote his new camera. However, Le Prince did not arrive at the appointed time and he was never seen again by his family or friends. All that could be established about his last whereabouts was that he was seen boarding a train at Dijon for his return to Paris on 16 September 1890.

External link

- [http://www.acmi.net.au/AIC/LE_PRINCE_BIO.html Adventures In Cybersound] an extended biography
- [http://www.nmpft.org.uk/insight/info/roundhay.mov Video]

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